СОХО СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА. ИНТЕРАКТИВНЫЕ ДАННЫЕ.

Данные спутников Hinode и СТЕРЕО

Геомагнитные бури. Справка

Солнечные пятна и активность

Правила составление долгосрочного прогноза погоды на 60 дней и комфортности погоды по солнечной активности

СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ

В. Н. Ишков, Э. В. Кононович

Природа Солнца и его значение для нашей жизни -- неисчерпаемая тема. О его воздействии на Землю люди догадывались еще в глубокой древности, в результате чего рождались легенды и мифы, в которых Солнце играло главную роль. Оно обожествлялось во многих религиях. Исследование Солнца -- особый раздел астрофизики со своей инструментальной базой, со своими методами. Роль получаемых результатов исключительна, как для астрофизики (понимание природы единственной звезды, находящейся так близко), так и для геофизики (основа огромного числа космических воздействий). Постоянный интерес к Солнцу проявляют астрономы, врачи, метеорологи, связисты, навигаторы и другие специалисты, профессиональная деятельность которых сильно зависит от степени активности нашего дневного светила, на котором "также бывают пятна".

Поэтому, чтобы удовлетворить жгучий интерес к не менее жгучему объекту, мы в этой рубрике начинаем публикацию важнейших сведений о солнечной активности, поясняя эти сведения кратким комментарием. Надеемся, что в дальнейшем наши данные помогут многим любителям астрономии заметить такие стороны солнечно-земных связей, которые пока еще ускользают от внимания профессионалов. Не забывайте, что в конце издания есть словарь, в котором раскрыт смысл важнейших терминов, использованных ниже.

Важнейшие проявления и индексы солнечной активности

Одной из самых замечательных особенностей Солнца являются почти периодические, регулярные изменения различных проявлений солнечной активности, т.е. всей совокупности наблюдаемых изменяющихся (быстро или медленно) явлений на Солнце. Это и солнечные пятна -- области с сильным магнитным полем и вследствие этого с пониженной температурой, и солнечные вспышки -- наиболее мощные и быстроразвивающиеся взрывные процессы, затрагивающие всю солнечную атмосферу над активной областью, и солнечные волокна -- плазменные образования в магнитном поле солнечной атмосферы, имеющие вид вытянутых (до сотен тысяч километров) волоконообразных структур. Когда волокна выходят на видимый край (лимб) Солнца, можно видеть наиболее грандиозные по масштабам активные и спокойные образования -- протуберанцы, отличающиеся богатым разнообразием форм и сложной структурой. Нужно еще отметить корональные дыры -- области в атмосфере Солнца с открытым в межпланетное пространство магнитным полем. Это своеобразные окна, из которых выбрасывается высокоскоростной поток солнечных заряженных частиц.

Солнечные пятна -- наиболее известные явления на Солнце. Впервые в телескоп их наблюдал Г. Галилей в 1610 г. Мы не знаем, когда и как он научился ослаблять яркий солнечный свет, но прекрасные гравюры, изображающие солнечные пятна и опубликованные в 1613 году в его знаменитых письмах о солнечных пятнах, явились первыми систематическими рядами наблюдений (рис. 1).

С этого времени регистрация пятен то проводилась, то прекращалась, то возобновлялась вновь. В конце ХIX столетия два наблюдателя -- Г. Шперер в Германии и Е. Маундер в Англии указали на тот факт, что в течение 70-летнего периода вплоть до 1716 года пятен на солнечном диске, по-видимому, было очень мало. Уже в наше время Д. Эдди, заново проанализировав все данные, пришел к выводу, что действительно в этот период был спад солнечной активности, названный Маундеровским минимумом.

К 1843 году после 20-летних наблюдений любитель астрономии Г. Швабе из Германии собрал достаточно много данных для того, чтобы показать, что число пятен на диске Солнца циклически меняется, достигая минимума примерно через каждые одиннадцать лет. Р. Вольф из Цюриха собрал все какие только мог данные о пятнах, систематизировал их, организовал регулярные наблюдения и предложил оценивать степень активности Солнца специальным индексом, определяющим меру "запятненности" Солнца, учитывающим как число пятен, наблюдавшихся в данный день, так и число групп солнечных пятен на диске Солнца. Этот индекс относительного числа пятен, впоследствии названный "числами Вольфа", начинает свой ряд с 1749 года. Кривая среднегодовых чисел Вольфа (рис. 2) совершенно отчетливо показывает периодические изменения числа солнечных пятен.

Индекс "числа Вольфа" хорошо выдержал испытание временем, но на современном этапе необходимо измерять солнечную активность количественными методами. Современные солнечные обсерватории ведут регулярные патрульные наблюдения за Солнцем, используя в качестве меры активности оценку площадей солнечных пятен в миллионных долях площади видимой солнечной полусферы (м.д.п.). Этот индекс в какой-то мере отражает величину магнитного потока, сосредоточенного в пятнах, через поверхность Солнца.

Группы солнечных пятен со всеми сопутствующими явлениями являются частями активных областей. Развитая активная область включает в себя факельную площадку с группой солнечных пятен по обе стороны линии раздела полярности магнитного поля, на которой часто располагается волокно. Всему этому сопутствует развитие корональной конденсации, плотность вещества в которой по крайней мере в несколько раз выше плотности окружающей среды. Все эти явления объединены интенсивным магнитным полем, достигающим величины нескольких тысяч гаусс на уровне фотосферы.

Наиболее четко границы активной области определяются по хромосферной линии ионизованного кальция. Поэтому был введен ежедневный кальциевый индекс, который учитывает площади и мощности всех активных областей.

Самое сильное проявление солнечной активности, влияющее на Землю, -- солнечные вспышки. Они развиваются в активных областях со сложным строением магнитного поля и затрагивают всю толщу солнечной атмосферы. Энергия большой солнечной вспышки достигает огромной величины, сравнимой с количеством солнечной энергии, получаемой нашей планетой в течение целого года. Это приблизительно в 100 раз больше всей тепловой энергии, которую можно было бы получить при сжигании всех разведанных запасов нефти, газа и угля. В то же время это энергия, испускаемая всем Солнцем за одну двадцатую долю секунды, с мощностью, не превышающей сотых долей процента от мощности полного излучения нашей звезды. Во вспышечно-активных областях основная последовательность вспышек большой и средней мощности происходит за ограниченный интервал времени (40-60 часов), в то время как малые вспышки и уярчения наблюдаются практически постоянно. Это приводит к подъему общего фона электромагнитного излучения Солнца. Поэтому для оценки солнечной активности, связанной со вспышками, стали применять специальные индексы, напрямую связанные с реальными потоками электромагнитного излучения. По величине потока радиоизлучения на волне 10.7 см (частота 2800 МГц) в 1963 г. введен индекс F10.7. Он измеряется в солнечных единицах потока (с.е.п.), причем 1 с.е.п. = 10^-22 Вт/(м²·Гц). Индекс F10.7 хорошо соответствует изменениям суммарной площади солнечных пятен и количеству вспышек во всех активных областях. Для статистических исследований в основном используются среднемесячные значения.

С развитием спутниковых исследований Солнца появилась возможность прямых измерений потока рентгеновского излучения в отдельных диапазонах.

С 1976 года регулярно измеряется ежедневное фоновое значение потока мягкого рентгеновского излучения в диапазоне 1-8 Å (12.5-1 кэВ). Соответствующий индекс обозначается прописной латинской буквой (A, B, C, M, X), характеризующей порядок величины потока в диапазоне 1-8 Å (10^-8 Вт/м², 10^-7 и т.д.) с последующим числом в пределах от 1 до 9.9, дающим само значение потока. Так, например, M2.5 означает уровень потока 2.5·10^-5. В итоге получается следующая шкала оценок:

Этот фон изменяется от величин А1 в минимуме солнечной активности до С5 в максимуме. Эта же система применяется для обозначения рентгеновского балла солнечной вспышки. Максимальный балл Х20 = 20·10^-4 Вт/м² зарегистрирован во вспышке 16 августа 1989 года.

В последнее время стало использоваться в виде индекса, характеризующего степень вспышечной активности Солнца, количество солнечных вспышек за месяц. Этот индекс может быть использован с 1964 года, когда была введена применяющаяся сейчас система определения балльности солнечной вспышки в оптическом диапазоне.

Циклы солнечной активности.

Как следует из рис. 2, солнечная активность в числах Вольфа и, как выяснилось позже, и в других индексах, имеет циклический характер со средней продолжительностью цикла в 11.2 года. Нумерация солнечных циклов начинается с того момента, когда начались регулярные ежедневные наблюдения числа пятен. Эпоха, когда количество активных областей бывает наибольшим, называется максимумом солнечного цикла, а когда их почти нет -- минимумом. За последние 80 лет течение цикла несколько ускорилось и средняя продолжительность циклов уменьшилась примерно до 10.5 лет. За последние 250 лет самый короткий период был равен 9 годам, а самый длинный 13.5 лет. Другими словами, поведение солнечного цикла регулярно лишь в среднем. Если присмотреться к рисунку 2, можно заметить, что в подъеме и спаде солнечных циклов существует некоторая закономерность. Возможно, это указывает на существование более длительного цикла, равного примерно 80-90 годам. Несмотря на различную длительность отдельных циклов, каждому из них свойственны общие закономерности. Так, чем интенсивнее цикл, тем короче ветвь роста и тем длиннее ветвь спада, но для циклов малой интенсивности как раз наоборот -- длина ветви роста превышает длину ветви спада. В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило, нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора на широтах ±40°. Одновременно с возрастанием числа солнечных пятен сами пятна мигрируют в направлении солнечного экватора, который наклонен к плоскости орбиты Земли (т.е. к эклиптике) под углом в 7°. Г. Шперер был первым, кто исследовал эти изменения с широтой. Он и Р. Кэррингтон -- английский астроном-любитель -- провели большие серии наблюдений периодов обращения пятен и установили тот факт, что Солнце не вращается как твердое тело -- на широте 30°, например, период обращения пятен вокруг Солнца на 7% больше, чем на экваторе.

К концу цикла пятна в основном появляются вблизи широты ±5°. В это время на высоких широтах уже могут появляться пятна нового цикла.

В 1908 году Д. Хейл открыл, что солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Более поздние измерения магнитного поля в группах, состоящих из двух солнечных пятен, показали, что эти два пятна имеют противоположные магнитные полярности, указывая, что силовые линии магнитного поля выходят из одного пятна и входят в другое. В течение одного солнечного цикла в одной полусфере (северной или южной) ведущее пятно (по направлению вращения Солнца) всегда одной и той же полярности. По другую сторону экватора полярность ведущего пятна противоположная. Такая ситуация сохраняется в течение всего текущего цикла, а затем, когда начинается новый цикл, полярности ведущих пятен меняются. Первоначальная картина магнитных полярностей таким образом восстанавливается через 22 года, определяя магнитный цикл Солнца. Это означает, что полный магнитный цикл Солнца состоит из двух одиннадцатилетних -- четного и нечетного, причем четный цикл обычно меньше нечетного.

Одиннадцатилетней цикличностью обладают многие другие характеристики активных образований на Солнце -- площадь пятен, частота и количество вспышек, количество волокон (и соответственно протуберанцев), а также форма короны. В эпоху минимума солнечная корона имеет вытянутую форму, которую придают ей длинные лучи, искривленные в направлении вдоль экватора. У полюсов наблюдаются характерные короткие лучи -- "полярные щетки". Во время максимума форма короны округлая, благодаря большому количеству прямых радиальных лучей.

Солнечная активность в январе-июне 1993 года

Нынешний год приходится на седьмой год развития текущего 22-го цикла солнечной активности (см. рис. 3). Его максимум наступил в июле 1989 года, так что уже 4 года мы живем на фазе его спада. Ниже приводятся значения основных индексов солнечной активности за первое полугодие 1993 г. Как известно, они сложным образом коррелирут со многими геофизическими параметрами. Из них мы приводим наиболее часто используемые данные о магнитных бурях и значения так называемого А_р-индекса.

Вообще говоря, существует более 20 различных индексов, характеризующих вариации магнитного поля Земли. Все они используются для выявления статистических связей в солнечно-земной физике. В данной точке Земли получают локальные индексы К: усредненные по трехчасовым интервалам непрерывные данные об амплитудах вариации всех трех составляющих напряженности магнитного поля Земли. К_р-индексы измеряются в баллах (от 0 до 9), соответствующих возрастанию мощности явлений в геометрической прогрессии. Используя наблюдения разных обсерваторий, расположенных на различных долготах и широтах Земли, вычисляют планетарные (для всей Земли) флуктуации магнитного поля. Наиболее широко используемым индексом магнитной возмущенности является трехчасовой планетарный индекс К_р, который с 1932 года стал рассчитываться по К индексам 12 среднеширотных обсерваторий (между 63° и 48° северной и южной широты).

Индекс А_р выводится из осреднения 8 трехчасовых значений К_p-индексов и является среднесуточной планетарной характеристикой возмущений геомагнитного поля на средних широтах.

В таблице 1 приводятся ежемесячные значения чисел Вольфа (W), индекса F10.7, фона рентгеновского излучения Х 1-8 Å, и геомагнитного индекса А_р, измеряемого в нанотеслах, а также сведения о солнечных вспышках.

Таблица 1. Характеристики солнечной активности в первом полугодии 1993 г.

Вспышечная активность за весь период оставалась на низком уровне и только в отдельные дни достигала среднего уровня. Наиболее значительными, оказавшими воздействие на Землю, были солнечные вспышки, параметры которых приведены в таблице 2.

Таблица 2. Наиболее значительные вспышки и вызванные ими являения на Земле.