Солнечные пятна: каковы причины их появления и чем они угрожают Земле
Как происходят магнитные бури и вспышки на Солнце, почему солнечные пятна темнее поверхности Солнца, как они возникают и чем опасно их образование для жителей Земли.
Самое древнее упоминание о солнечных пятнах сделано ещё во времена Древней Греции, учеником Аристотеля – Теофрастом из Афин. Так уж получилось, что именно ученику, довелось основательно пошатнуть теорию учителя – ведь Аристотель (и Птолемей), считали звезды за совершенные и неизменяемые сферы. Однако, как сказал поэт (Михаил Херасков) “И в Солнце, и в Луне есть темные места!”.
Упоминают о пятнах на солнце есть и во “Всемирной хронологии” Иоанна Вустерского (Англия), и в наших, русских никоновских летописях, а по словам китайских историков – в Китае солнечные пятна заметили и описали ещё до древних греков. Однако началом “научного” осмысления пятен на Солнце все же принято считать 1610 год, когда (с появлением телескопа и первых наблюдений Галилео Галилея) появилась возможность инструментально их зафиксировать.
Систематические наблюдения за пятнами на Солнце начали вести примерно с 1750 г., и, хотя природа их появления оставалась не ясной вплоть до 20-го века, выявить некоторые закономерности и сходные черты этого явления, астрономам удалось довольно быстро.
Галилео Галилей наблюдает в свой телескоп космические объекты. Судя по звездному небу на картинке, вряд ли он занят наблюдениями за пятнами на Солнце!
Солнечные циклы и солнечные пятна
Уже с начала XVIII в. было известно, что интенсивность пятен и время их появления находятся в рамках периода, равного примерно 11 земным годам. Этот период получил название солнечный цикл. За это время пятна на Солнце появляются, достигают максимальных размеров, а затем понемногу уменьшаются. Солнечный цикл может длиться от 7 до 15 лет, его средняя продолжительность составляет 11,07 года.
В начальной фазе солнечного цикла в течение многих дней или недель на Солнце не наблюдается никаких следов пятен. На заключительном этапе периода на Солнце можно видеть около двух десятков скоплений пятен, не говоря об единичных.
Каждое солнечное пятно существует в среднем в течение нескольких месяцев, но тот факт, что цикл составляет 11 лет, свидетельствует о глубоких и длительных процессах, происходящих в недрах Солнца.
Солнечный цикл, судя по всему, связан с взаимодействием магнитного поля светила с конвективным слоем.
В 1908 г. Иоганн Галле совершил открытие — солнечные пятна имеют мощные магнитные поля. Мощность поля типичного пятна составляет 0,25 теслы. Для сравнения — мощность магнитного поля Земли меньше и составляет 0,0001 теслы.
Замечена интересная регулярность в плане распределения магнитных полей — если группа солнечных пятен образуется в Северном полушарии, значит, в предыдущем цикле пятна дислоцировались в Южном полушарии, и так далее. Когда заканчивается один цикл и начинается другой, полярность уравновешивается. Таким образом, полный солнечный цикл, включая и перемещение полярности, длится около 22 лет.
Впрочем, пятна могут появиться одновременно в двух полушариях Солнца симметрично в отношении экватора. Места образования пятен перемещаются на 4,5° — 5° в течение всего цикла.
Солнечные пятна на фоне диска Солнца
Солнечные пятна и солнечные вспышки
Именно солнечные пятна являются областями наибольшей активности на Солнце. В том случае, если пятен появляется много, существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, соединяются с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность.
Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка.
Всплеск излучения от солнечной вспышки, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля (“магнитная буря“), нарушает работу искусственных спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты.
Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в гораздо более низких географических широтах, чем обычно. Ионосфера Земли также сильно подвержена изменению солнечной активности, что проявляется в нарушении распространения коротких радиоволн – в периоды сильной солнечной активности, Солнце “глушит” волны коротких диапазонов и вносит в них весьма ощутимые помехи.
Солнечный ветер постоянно воздействует на магнитосферу Земли, но как правило она успешно «гасит» его «порывы». В случае мощной солнечной бури, магнитное поле нашей планеты едва справляется с потоком солнечной радиации, заметно «сжимаясь» в размерах
Почему солнечные пятна выглядят темными
Солнечные пятна на фоне поверхности Солнца выделяются своим темным цветом. Это связано с тем, что температура солнечных пятен довольно значительно ниже, чем температура фотосферы звезды.
Вокруг самой темной области пятна (ее называют «тень») — находится зона средней светимости — «полутень». Температура солнечного пятна колеблется от 4300° до 4800° К, то есть, примерно на 1000-1500° ниже, чем температура фотосферы.
В полутени температура составляет 5400-5500° К. Для тени характерна светимость, составляющая 32% от фотосферы, для полутени — 80%, поэтому по контрасту с фотосферой они выглядят темными.
Понижение температуры внутри пятен связано с подавлением мощным магнитным полем пятен, конвективных движений вещества внутри Солнца и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях, то есть “остыванием” участка “накрытого” пятном.
На “холодных” звёздах наблюдаются пятна гораздо большей площади, чем на Солнце.
Коллаж – размеры планеты Земля на фоне не самых крупных по размерам солнечных пятен. Как видите, пятна на Солнце имеют действительно гигантский размер.
Появление и время существования солнечных пятен
Пятна на Солнце возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца – узкие “языки” магнитного поля звезды внезапно “разрывают” фотосферу в область короны, и сильное магнитное поле подавляет конвективное движение разогретой плазмы, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей Солнца наружу.
В месте “прорыва” фотосферы образуется затемнение, диаметр которого равен нескольким тысячам километров. Это так называемые «поры». Большая часть пор исчезает через день. Другие, напротив, увеличиваются в размерах и приобретают типичные черты пятен, становится заметной полутень, протяженность может составлять от 7000 до 50 000 км.
Срок существования пятен составляет от 2-х недель до нескольких месяцев, то есть отдельные “устойчивые” группы солнечных пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Интересно, что именно это явление и позволило первым исследователям Солнца, убедительно доказать вращение нашей звезды, а также провести измерения периода обращения Солнца вокруг оси.
Группа устойчивых солнечных пятен на поверхности Солнца. Звезда вращается, и пятна вращаются вместе с ней
Пятна обычно образуются группами, но иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following).
Только половина солнечных пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.
Пятна перемещаются но солнечной поверхности. Дело в том, что Солнце не является твердым телом и его скорость вращения в разны х зонах неодинакова. Например, в зоне экватора период вращения составляет примерно 27 суток, в то время как в полярных частях светила он равен примерно 31 суткам.
В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а по ходу времени, перемещаются к солнечному экватору, в конце цикла достигая уже широт ±5—10°. Эта закономерность носит название закон Шпёрера.
Как устроены пятна на Солнце
На диске Солнца появилась одна из самых крупных в этом году активных областей, а значит, на Солнце снова есть пятна — притом что наша звезда вступает в период минимальной активности. О природе и истории обнаружения солнечных пятен, а также об их влиянии на земную атмосферу рассказывает сотрудник Лаборатории рентгеновской астрономии Солнца ФИАН, доктор физико-математических наук Сергей Богачев.
В первом десятилетии XVII века итальянский ученый Галилео Галилей и немецкий астроном и механик Кристоф Шейнер приблизительно одновременно и независимо друг от друга усовершенствовали изобретенную за несколько лет до этого подзорную трубу (или телескоп) и создали на ее основе гелиоскоп — прибор, позволяющий наблюдать Солнце, проецируя его изображение на стену. На этих изображениях ими были обнаружены детали, которые можно было бы принять за дефекты стены, если бы они не перемещались вместе с изображением — небольшие пятна, усеивающие поверхность идеального (и отчасти божественного) центрального небесного тела — Солнца. Так в историю науки вошли солнечные пятна, а в нашу жизнь — поговорка о том, что на свете нет ничего идеального: «И на Солнце есть пятна».
Солнечные пятна являются основной деталью, которую можно разглядеть на поверхности нашей звезды без применения сложной астрономической техники. Видимые размеры пятен составляю порядка одной угловой минуты (размер 10-копеечной монеты с расстояния в 30 метров), что находится на пределе разрешения человеческого глаза. Однако достаточно совсем простого оптического прибора, увеличивающего всего в несколько раз, чтобы эти объекты были обнаружены, что, собственно, и произошло в Европе в начале XVII века. Отдельные наблюдения пятен, впрочем, регулярно происходили и до этого, причем часто они делались просто глазом, но оставались незамеченными или непонятыми.
Природу пятен некоторое время пытались объяснить, не затрагивая идеальность Солнца, например, как облака в солнечной атмосфере, но довольно быстро стало понятно, что они относятся посредственно к солнечной поверхности. Природа их, тем не менее, оставалась загадкой вплоть до первой половины XX, когда на Солнце впервые были обнаружены магнитные поля и оказалось, что места их концентрации совпадают с местами формирования пятен.
Почему пятна выглядят темными? Прежде всего надо заметить, что их темнота не является абсолютной. Она, скорее, подобна темному силуэту человека, стоящего на фоне освещенного окна, то есть является лишь кажущейся на фоне очень яркого окружающего света. Если измерить «яркость» пятна, то можно обнаружить, что оно также излучает свет, но лишь на уровне 20-40 процентов от нормального света Солнца. Этого факта достаточно, чтобы без каких-либо дополнительных измерений определить температуру пятна, так как поток теплового излучения от Солнца однозначно связан с его температурой через закон Стефана-Больцмана (поток излучения пропорционален температуре излучающего тела в четвертой степени). Если положить яркость обычной поверхности Солнца с температурой около 6000 градусов Цельсия как единицу, то температура солнечных пятен должна составлять около 4000-4500 градусов. Собственно говоря, так оно и есть — солнечные пятна (а это впоследствии было подтверждено и иными методами, например спектроскопическими исследованиями излучения), являются просто участками поверхности Солнца более низкой температуры.
Связь пятен с магнитными полями объясняется влиянием магнитного поля на температуру газа. Такое влияние связано с наличием у Солнца конвективной (кипящей) зоны, которая простирается от поверхности на глубину примерно трети солнечного радиуса. Кипение солнечной плазмы непрерывно поднимает из его недр к поверхности горячую плазму и тем самым повышает температуру поверхности. В областях, где поверхность Солнца пробивают трубки сильного магнитного поля, эффективность конвекции подавляется вплоть до полной ее остановки. В результате без подпитки горячей конвективной плазмой поверхность Солнца остывает как раз до температур порядка 4000 градусов. Формируется пятно.
Активная область на Солнце 26 апреля 2018 года
Второй способ — это солнечные вспышки. В этом случае свободная энергия сжигается непосредственно в солнечной атмосфере, однако последствия этого тоже могут доходить до Земли — в виде потоков жесткого излучения и заряженных частиц. Такое воздействие, являющееся по своей природе радиационным, является одной из главных причин выхода из строя космических аппаратов, а также полярных сияний.
Не стоит, впрочем, обнаружив на Солнце пятно, сразу готовиться к солнечным вспышкам и магнитным бурям. Довольно частой является ситуация, когда появление на диске Солнца пятен, даже рекордно крупных, не приводит даже к минимальному повышению уровня солнечной активности. Почему так происходит? Связано это с природой высвобождения магнитной энергии на Солнце. Такая энергия не может высвободиться из одного магнитного потока, точно так же как лежащий на столе магнит, как бы его ни трясли, не создаст никакой солнечной вспышки. Таких потоков должно быть, как минимум, два, и они должны иметь возможность для взаимодействия друг с другом.
Поскольку одна магнитная трубка, пробивающая поверхность Солнца в двух местах, создает два пятна, то все группы пятен, в которых пятен всего два или одно, создавать вспышки не способны. Эти группы образованы одним потоком, которому не с чем взаимодействовать. Такая пара пятен может быть гигантской и существовать на диске Солнца месяцами, пугая Землю своими размерами, но не создаст ни одной, даже минимальной, вспышки. Подобные группы имеют классификацию и называются типом Альфа, если пятно одно, или Бета, если их два.
Сложное солнечное пятно типа Бета-Гамма-Дельта. Сверху — пятно в видимом диапазоне, внизу — магнитные поля, показанные с помощью прибора HMI на борту космической обсерватории SDO
Солнечные пятна — гигантские магниты
Солнечные пятна — это временные темные пятна на поверхности Солнца, где концентрации потока магнитного поля снижает скорость термоядерной реакции и, таким образом снижается в этом месте температура поверхности нашего небесного светила.
Это явление может длиться от нескольких дней до нескольких месяцев, прежде чем в конечном итоге исчезает. Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере движения по поверхности Солнца, начиная от 16 км до 160 000 км в диаметре. Явление обычно появляется группами, а активность меняется примерно каждые 11 лет. Точка наибольшей активности во время цикла известна как солнечный максимум, а точка наименьшей активности- как минимум.
Время от времени на ослепительно ясной поверхности Солнца появляются темные места, называемые пятнами. На фоне сверкающей поверхности они кажутся черными из-за своей более низкой температуры (ниже 4000 К). В то же время температура окружающей их поверхности достигает 6000 К.
Таким образом, наше светило ни в коем случае нельзя считать чистым незапятнанным шаром, каким считали его древние философы.
История наблюдения за солнечными пятнами
Итальянский астроном и физик Галилео Галилей был первым, кто сумел разглядеть это астрономическое явление при помощи своей подзорной трубы учитывая расстояние до Солнца. В своем несложном телескопе он наблюдал появление и рост солнечных бляшек, видел, как они изменяют свою форму и вид и через несколько дней или недель исчезают. Он обратил внимание и на то, что все они перемещаются из восточной части Солнца в западную. Это передвижение вызвано вращением небесного тела вокруг оси.
Когда Галилей усовершенствовал телескоп в 1609 году многие ученые впервые смогли увидеть солнечные пятна. Они представляли такой интерес, что велись записи об их количестве и хотя они не были совершенно точными из-за облачных дней, потерянных записей и т. д., записи показывают картину более чем за столетие.
С 1600 по 1715 год нашей эры было замечено очень мало солнечных пятен, а с 1645 по 1715 годы их вообще не было, несмотря на то, что многие ученые с помощью телескопов активно искали эти образования. Это был самый длинный известный минимум (около 50 лет) практически без солнечных пятен. После 1715 года нашей эры число наблюдаемого явления резко возросло с почти нулевого до 50-100 и вроде бы потеплел глобальный климат.
Свойства солнечных пятен
Солнечные пятна — это области с сильнейшими магнитными полями, а значит, хороший показатель солнечной активности. Эти активные области появляются сначала на более высоких широтах в начале солнечного цикла, а затем дрейфуют к экватору к концу солнечного цикла. Поскольку все явления активности звезды контролируются магнитным полем, они имеют аналогичную зависимость солнечного цикла от явлений на звезде, таких как скорость вспышки, площадь активной области, глобальная мягкая яркость рентгеновского излучения и радиоизлучение. Обеспечивает это явление особый химический состав Солнца: в основном, водород и гелий.
Появление темных солнечных пятен снижает общую светимость Солнца только примерно на 0,15% при максимуме солнечных пятен, и, таким образом, явление оказывает незначительное влияние на климат Земли.
Солнечное пятно может быть небольшим по размерам и не превышать, например, территорию Франции. Такое малое изменение называется порой. Большие могут в несколько раз превышать площадь Земли. Они состоят из двух ярко выраженных частей: центральной, черной, которая называется ядром или тенью, и внешней части — полутени, являющейся переходом от ядра к фотосфере (фотосфера-излучающий слой звездной атмосферы). Полутень состоит из тонких ярких и темных волокон, которые направлены из фотосферы к ядру пятна.
Солнечное пятно как уединенная магнитная структура
Объяснение явления появления солнечных пятен основано на убедительных доказательствах наличия смешения магнитного поля и динамики плазмы вдоль границы пятна. Солнечное пятно как уединенная магнитная структура на поверхности небесного тела.
Глобальная структура магнитного поля солнечных пятен была широко изучена в 20 веке при относительно низком пространственном разрешении.
В спектре астрономического явления примечательно расщепление некоторых линий на две составные. Такое расщепление называется эффектом Зеемана: чем сильнее магнитное поле пятна, тем выразительнее этот эффект.
Расщепление спектральных линий служит доказательством того, что образования на поверхности Солнца являются гигантскими мощными магнитами. Конечно, это не железные магниты, так как кусок железа немедленно бы испарился. Магнитные поля на Солнце — проявления сильнейших электрических токов в плазме вокруг пятна. Положительные ионы движутся в одном направлении, отрицательные электроны — в противоположном.
Однако ученые предполагают, что поле в значительной мере переплетено. Поднимающиеся облака раскаленной плазмы не могут проходить сквозь переплетенные силовые линии и обходят их. По этой причине в бляшки проникает гораздо меньше энергии, чем в окружающую их поверхность.
Этим и объясняется, почему бляшки темнее и холоднее.
Пятна появляются и остаются на поверхности Солнца в совершенно разное время и после этого исчезают. Они имеют тенденцию возникать группами. Поверхность вокруг группы пятен теплее и ярче у более отдаленной бляшки.
Повышенная яркость фотосферы называется факелом. Факелы легко заметить, если группа пятен находится на краю солнечного диска.
Наружный слой солнечной атмосферы – хромосфера, вокруг группы теплее и ярче, чем в остальной части. Такие яркие и теплые области хромосферы называются флоккулами.
В группах солнечных бляшек имеют место также и другие явления, например, вспышки, протуберанцы, корональная конденсация и пр.
Все эти явления, включая пятна, факелы и флоккулы — активные образования, входящие в понятие солнечной активности.
Группа пятен со всеми проявлениями солнечной активности называется центром солнечной активности или активной областью.
Солнечные пятна
Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.
Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.
На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце. [3]
Содержание
История изучения
Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.
Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского. [4]
Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века: [5]
бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны
бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была
С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них. [6]
Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении. [4] Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и С. Александер (англ. S. Alexander ) из Принстонского университета провели наблюдения Солнце с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена. [7]
Возникновение
Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.
Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.
Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding ), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following ).
Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.
В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».
Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).
Свойства
Средняя температура поверхности Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.
Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного. [8]
Поверхность Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км ниже, чем поверхность окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депресии».
Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.
Классификация
Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.
Стадии развития
Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на поверхность Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.
Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.
Размеры групп пятен
Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.
В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.
Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·10 10 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара). [9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен. [10]
Цикличность
Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.
Длительность цикла
Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.
Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).
Начало и конец цикла
В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен. [источник не указан 67 дней]
Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24 солнечный цикл.
Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.