Сонячний цикл - поверхневе дослідження характеристик сонця

Це поняття відноситься до майже регулярним серіям спостережуваних на Сонце змін, які супроводжують процес намотування і подальшого звільнення магнітного поля. Ця інтригуюча картина поведінки поля на Сонці вперше привернула увагу астрономів при спостереженнях сонячних плям. Спостереження сонячних плям, які використовуються для наукових досліджень, астрономи проводять протягом майже чотирьох останніх століть. Галілей проводив свої спостереження в 1610-1611 рр. і з цього періоду реєстрація плям те проводилася, то припинялася, то поновлювалася знову.

До 1843 Генріх Швабе зібрав досить багато даних для того, щоб підтвердити довгий час існувала припущення про регулярні флуктуаціях числа сонячних плям. Швабе показав, що число плям на диску змінюється циклічно, досягаючи максимуму приблизно через кожні одинадцять років.

Наступним, хто вніс істотний внесок в дослідження сонячних плям, був Рудольф Вольф. швейцарський астроном, який в середині XIX століття зібрав всі, які тільки міг, дані про плями і привів їх до зручного виду. Він встановив, що середній період циклу дорівнює 11,1 року (див. Малюнок 8).

Малюнок 8 Зміни числа сонячних плям (чисел Вольфа)

За досить довгий проміжок часу не тільки виявляють 11-річний цикл плям, але і вказують на можливу присутність циклу, з періодом близько 80 років, який був виявлений в кінці XIX століття Пулковських астрономом А.П. Ганським.

Для того щоб надати сенс суб'єктивного судження про ступінь запятненности Сонця, визначення числа сонячних плям, дане Вольфом, використовується до цих пір. Це число, що визначає міру сонячної запятненности, бере до уваги як число груп сонячних плям, так і число самих плям, які спостерігалися в даний день. Кожна група приймається за десять одиниць, а кожне пляма - за одиницю. Загальний відлік за день - число сонячних плям Вольфа; воно може бути і настільки малим, як нуль, і настільки великим, як 200.

На якій підставі Вольф вибрав для групи значення, рівне десяти? Він повинен був щось вибрать-- і в цьому вся причина; хоча у його вибору немає фізичної основи, але схема розумна і дозволяє за рахунок введення більшої ваги для груп плям враховувати ступінь об'єднання плям в групи.

Астрономи досі користуються системою Вольфа. І останнє, що слід згадати: існує система коригування числа плям, за допомогою якої враховуються відмінності в індивідуальних властивостях спостерігачів, відмінність в обладнанні і погодних умовах. Крива середньомісячного числа сонячних плям абсолютно чітко показує періодичну зміну числа сонячних плям.

Англійський астроном Едвард Маундер вперше побудував в 1922 р діаграму, званої «метеликами Маундера» (див. Рисунок 9). Вона показує залежність широти сонячних плям від часу (в сонячному циклі). Характерна форма діаграми «метеликів Маундера» свідчить, що плями поступово зміщуються до екватора. Окреме пляма не рухається; змінюється лише середня широта, на якій з'являються плями.

«Метелики Маундера». Кольором показано число плям в процентному співвідношенні Зіставлення діаграми «метеликів Маундера» з числами Вольфа. Для кожного місяця сума рисок верхнього графіка по вертикалі
дорівнює відповідній висоті рисок нижнього графіка (див. малюнок 10).

За останні 50 років протягом циклу трохи прискорилася (хоча і незначно) і цикл зменшився приблизно до 10,5 років. Усереднення за 200 років дає період в 11,2 року. За останні 300 років найкоротший період дорівнював 7 років, самий длінний-- 17. Іншими словами, поведінка циклу регулярно лише в середньому. Якщо подивитися на зміну чисел сонячних плям за три століття, то можна помітити, що в підйомі і спаді максимумів, мабуть, існує деяка система. Можливо, це вказує на те, що існує інший цикл, рівний приблизно 80 років, який модулює одинадцятирічний і про який ми насправді нічого не дізнаємося протягом найближчих декількох сотень років. Зауважимо також, що підйом до вершини максимуму займає менше часу (приблизно чотири роки), ніж спад, який зазвичай триває близько шести років. Хоча система рахунку Вольфа добре витримала випробування часом, сьогодні більш розумно вимірювати сонячну активність кількісними методами. Це саме те, чим займаються в даний час обсерваторії, які ведуть регулярні патрульні спостереження за Сонцем, використовуючи як міру активності оцінку площ сонячних плям у мільйонних частках площі видимої сонячної півсфери.

Цикл активності сонячних плям має пряме відношення до клімату на Землі. У деяких дерев, наприклад, товщина річних кілець теж має 11-річний цикл. Між 1650-1715 рр. плям на Сонці практично не було (мінімум Маундера), сонячний цикл начебто зовсім зник (див. малюнок 11). Це відповідає періоду виключно холодну погоду в Європі. Пояснення мінімуму Маундера - одна з проблем сучасної астрофізики.

Щоб перевірити вплив 11-річного сонячного циклу на наш клімат, на супутнику був встановлений спеціальний прилад, який вимірював кількість енергії, виробленої Сонцем за період 1980-1989 рр (див. Малюнок 12). Кожен раз, коли на Сонці з'являлася велика пляма, кількість енергії, що випромінюється Сонцем, падало.

На цьому графіку представлені усереднені за місяць числа Вольфа W, з'єднані тонкою лінією. Чорні точки - середньорічні значення. Чорна лінія - прогноз. Фаза зростання 3,5 м Спаду - 6 років. Між двома максимумами 1,5 м

Ця сучасна версія діаграми сонячних плям "метелик" за 135 років спостережень побудована (і регулярно оновлюється) сонячної групою Центру космічних польотів ім. Дж. Маршалла НАСА (Marshall Space Flight Center (MSFC) NASA).

Закон чергування магнітної полярності

Найважливішою особливістю циклу сонячної активності є закон зміни магнітної полярності плям. Протягом кожного 11-річного циклу всі провідні плями біполярних груп мають деяку однакову полярність в північній півкулі і протилежну в південному.

Те ж саме справедливо для хвостових плям, у яких полярність завжди протилежна полярності ведучого плями. У наступному циклі полярність провідних і хвостових плям змінюється на протилежну. Одночасно з цим змінюється полярність і загального магнітного поля Сонця, полюси якого знаходяться поблизу полюсів обертання. Тому правильніше говорити не про 11-річну, а про 22-річному циклі сонячної активності (цикл Хейла, 1919) (див. Малюнок 12).

Цикл сонячної активності по Бебкок

У сучасних моделях геліомагнітного динамо загальноприйнято вважати, що тороїдальне поле створюється з полоідальним диференціальним обертанням конвективного зони Сонця. Одну з перших таких моделей запропонував Горацій Бебкок (1961) (див. Малюнок 14).

В епоху мінімуму магнітне поле Сонця близько до поля диполя: протилежні полярності сконцентровані біля полюсів (рис. А). Магнітні силові лінії, що захоплюються обертанням зовнішніх шарів, витягуються уздовж екватора і кілька разів обвиваються навколо Сонця (б, в). Це підсилює поле (так званий омега ефект).

Відповідно до гіпотези Бебкока, біполярні групи сонячних плям виникають при Спливання петель силових ліній магнітного поля (г) в областях найбільшого його посилення. У місцях виходу силових ліній виникає пляма північній полярності, а в місцях входу - південній (д).

Подальший розпад біполярних областей поля відбувається так, що залишкові поля мігруючи до полюсів перемагничивают їх на полярності, протилежні вихідним, і процес повторюється в наступному циклі, але зі зміною послідовності знака магнітного поля на протилежний (е), що пояснює закон Хейла.