Сторінка
4
ДО 1843р. після 20-літніх спостережень аматор астрономії Г. Швабі з Німеччини зібрав досить багато даних для того, щоб показати, що число плям на диску Сонця циклічно міняється, досягаючи мінімуму приблизно через кожні одинадцять років. Р. Вольф з Цюріха зібрав усі які тільки міг дані про плями, систематизував їх, організував регулярні спостереження і запропонував оцінювати ступінь активності Сонця спеціальним індексом, що визначає міру "запятненности" Сонця, що враховує як число плям, що спостерігалися в даний день, так і число груп сонячних плям на диску Сонця. Цей індекс відносного числа плям, згодом названий "числами Вольфа", починає свій ряд з 1749 року. Крива середньорічних чисел Вольфа зовсім чітко показує періодичні зміни числа сонячних плям.
Індекс "числа Вольфа" добре витримав іспит часом, але на сучасному етапі необхідно вимірювати сонячну активність кількісними методами. Сучасні сонячні обсерваторії ведуть регулярні патрульні спостереження за Сонцем, використовуючи як міру активності оцінку площ сонячних плям у мільйонних частках площі видимої сонячної півсфери (м.ч.п.). Цей індекс якоюсь мірою відбиває величину магнітного потоку, зосередженого в плямах, через поверхню Сонця.
Групи сонячних плям із усіма супутніми явищами є частинами активних областей. Розвита активна область містить у собі смолоскипову площадку з групою сонячних плям по обох сторони лінії роздягнула полярності магнітного полючи, на якій часто розташовується волокно. Усьому цьому супроводжує розвиток корональної конденсації, густина речовини в який принаймні в кілька разів вище щільності навколишнього середовища. Усі ці явища об'єднані інтенсивним магнітним полем, що досягає величини декількох тисяч Гаусс на рівні фотосфери.
Найбільше чітко границі активної області визначаються по хромосферній лінії ионизованного кальцію. Тому був уведений щоденний кальцієвий індекс, що враховує площі і потужності всіх активних областей.
Найдужчий прояв сонячної активності, що впливає на Землю, - сонячні спалахи. Вони розвиваються в активних областях зі СКП-адною будівлею магнітного полючи і торкаються всієї товщі сонячної атмосфери. Енергія великого сонячного спалаху досягає величезної величини, порівнянної з кількістю сонячної енергії, одержуваною нашою планетою протягом цілого року. Це приблизно в 100 разів більше всієї теплової енергії, которую можна було б одержати при спалюванні всіх розвіданих запасів нафти, газу і вугілля. У той же час це енергія, що випускається всім Сонцем за одну двадцяту частку секунди, з потужністю, що не перевищує сотих часток відсотка від потужності повного випромінювання нашої зірки. В вспалахо-активних областях основна послідовність спалахів великої і середньої потужності відбувається за обмежений інтервал часу (40-60 годин), у той час як малі спалахи й уярчения спостерігаються практично постійно. Це приводить до підйому загального тла електромагнітного випромінювання Сонця. Тому для оцінки сонячної активності, зв'язаної зі спалахами, сталі застосовувати спеціальні індекси, прямо зв'язані з реальними потоками електромагнітного випромінювання. По величині потоку радіовипромінювання на хвилі 10.7 див (частота 2800 МГЦ) у 1963 р. введений індекс F10.7. Він виміряється в сонячних одиницях потоку (с.о.п.), причому 1 с.о.п. = 10-22 Ут/(м2·Гц). Індекс F10.7 добре відповідає змінам сумарної площі сонячних плям і кількості спалахів у всіх активних областях. Для статистичних досліджень в основному використовуються середньомісячні значення.
З розвитком супутникових досліджень Сонця з'явилася можливість прямих вимірів потоку рентгенівського випромінювання в окремих діапазонах.
З 1976 року регулярно виміряється щоденне фонове значення потоку м'якого рентгенівського випромінювання в діапазоні 1-8 A (12.5-1 кэв). Відповідний індекс позначається прописною латинською буквою (A, B, C, M, X), що характеризує порядок величини потоку в діапазоні 1-8 A (10-8 Ут/м2, 10-7 і так далі) з наступним числом у межах від 1 до 9.9, що дає саме значення потоку. Так, наприклад, M2.5 означає рівень потоку 2.5·10-5. У підсумку виходить наступна шкала оцінок:
А(1-9) = (1-9)·10-8 Ут/м2
У(1-9) = (1-9)·10-7
З(1-9) = (1-9)·10-6
М(1-9) = (1-9)·10-5
Х(1-n) = (1-n)·10-4
Це тло змінюється від величин А1 у мінімумі сонячної активності до З5 у максимумі. Ця ж система застосовується для позначення рентгенівського бала сонячного спалаху. Максимальний бал Х20 = 20·10-4 Ут/м2 зареєстрований у спалаху 16 серпня 1989 року.
Останнім часом стало використовуватися у виді індексу, що характеризує ступінь вспышечной активності Сонця, кількість сонячних спалахів за місяць. Цей індекс може бути використаний з 1964 року, коли була введена система визначення, що застосовується зараз, балльности сонячного спалаху в оптичному діапазоні. 3.2. Цикли сонячної активності
Сонячна активність у числах Вольфа і, як з'ясувалося пізніше, і в інших індексах, має циклічний характер із середньою тривалістю циклу в 11.2 року. Нумерація сонячних циклів починається з того моменту, коли почалися регулярні щоденні спостереження числа плям. Епоха, коли кількість активних областей буває найбільшим, називається максимумом сонячного циклу, а коли їх майже немає - мінімумом. За останні 80 років плин циклу трохи прискорилася і середня тривалість циклів зменшився приблизно до 10.5 років. За останні 250 років самий короткий період був дорівнює 9 рокам, а самий довгий 13.5 років. Іншими словами, поводження сонячного циклу регулярно лише в середньому. У підйомі і спаді сонячних циклів існує деяка закономірність. Можливо, це вказує на існування більш тривалого циклу, рівного приблизно 80-90 рокам. Незважаючи на різну тривалість окремих циклів, кожному з них властиві загальні закономірності. Так, ніж інтенсивніше цикл, тим коротше галузь росту і тем длиннее галузь спаду, але для циклів малої інтенсивності саме навпаки - довжина галузі росту перевищує довжину галузі спаду. В епоху мінімуму протягом деякого часу плям на Сонце, як правило, немає. Потім вони починають з'являтися далеко від екватора на широтах ±40°. Одночасно зі зростанням числа сонячних плям самі плями мігрують у напрямку сонячного екватора, що нахилений до площини орбіти Землі (тобто до екліптики) під кутом у 7°. М.Шперер був першим, хто досліджував ці зміни із широтою. Він і Р.Кэррингтон - англійський астроном-аматор - провели великі серії спостережень періодів звертання плям і установили той факт, що Сонце не обертається як тверде тіло - на широті 30°, наприклад, період звертання плям навколо Сонця на 7% більше, ніж на екваторі.
Завантажити реферат