Rus
Eng


Лаборатория рентгеновской астрономии Солнца ФИАН





Тесис - космическая обсерватория Обратная связь Карта сайта Поиск
Солнце





Структура Солнца









Особенности Солнца






Солнечная активность

Солнечный цикл







Солнце в цифрах




Исследование Солнца космическими аппаратами




Солнечные затмения


Энциклопедия Солнца

Солнечный цикл

Цикл солнечной активности



В 1610 Галилео Галилей первым в Европе начал наблюдения Солнца с помощью своего нового телескопа и   тем самым положил начало регулярным исследованиям солнечных пятен и солнечного цикла, которые, таким образом, продолжаются уже более 400 лет. Спустя 140 лет в 1749 году одна из старейших обсерваторий в Европе, расположенная в Швейцарском городе Цюрих (Zurich Observatory), начала проводить ежедневные наблюдения пятен, сначала просто подсчитывая и зарисовывая их, а позже начав получать фотографии Солнца. В настоящее время множество солнечных станций непрерывно наблюдают и регистрируют все изменения на поверхности Солнца. 

Солнечный цикл чаще всего определяется количеством солнечных пятен на фотосфере, которое характеризуется специальным индексом -  числом Вольфа. Этот индекс подсчитывается следующим образом. Сначала подсчитывается число групп солнечных пятен, затем это число умножается на 10 и к нему прибавляется число отдельных пятен. Коэффициент 10 примерно соответствует среднему числу пятен в одной группе; таким образом удается достаточно точно оценить число пятен на Солнце даже в тех случаях, когда плохие условия наблюдений не позволяют прямо посчитать все малые пятна. Ниже приведены результаты таких подсчетов за огромный период времени, начиная с 1749 года, усредненные с шагом в один месяц: изображение GIF 25 kb, файл postscript 37 kb, текстовый файл 62 kb. На них хорошо видно, что число пятен на Солнце периодически меняется, формируя цикл солнечной активности с периодом около 11 лет.

Заметим, что в настоящее время существует как минимум две организации, которые независимо друг от друга ведут наблюдения солнечного цикла и подсчет числа пятен на Солнце. Первая - это Sunspot Index Data Center в Бельгии, где определяется так называемое международное число солнечных пятен (International Sunspot Number). Именно это число (и его среднеквадратичное отклонение DEV) показано в таблице, которая уже приводилась выше. Кроме этого подсчет числа пятен ведется в US National Oceanic and Atmospheric Administration. Число пятен, определяемое здесь, имеет название NOAA sunspot number.

Минимум Маундера

Самые ранние наблюдения солнечных пятен в конце XVII века, то есть на заре эпохи их систематических исследований, показали, что Солнце в это время проходило через период чрезвычайно малой активности. Этот период, как считается продолжался с 1645 по 1715 год (изображение JPEG 38 kb). Хотя наблюдения тех лет проводились далеко не так подробно, как современные, тем не менее факт прохождения солнечного цикла через очень глубокий минимум считается достоверно установленным. Этот период крайне низкой активности Солнца соответствует особому климатическому периоду в истории Земли, названному "Малым ледниковым периодом". Одной из особенностей этого периода было замерзание рек в очень низких широтах, близких к тропическим, а также необычно длительный, часто круглогодичный, снежный покров в областях умеренного климата.  Не исключено, что подобные и даже более длительные периоды крайне низкой активности Солнца могли иметь место и в более далеком прошлом, оказывая сильное влияние на климат Земли в разные исторические и геологические эпохи.

Диаграмма бабочка



Начиная с 1874 года детальные наблюдения солнечных пятен начались также в Королевской Обсерватории Гринвича (Royal Greenwich Observatory) в Англии. В этих наблюдениях не только подсчитывалось количество пятен на поверхности Солнца, но и определялся их размер и положение на диске Солнца. Благодаря этой информации было установлено, что пятна на поверхности Солнца распределены не равномерно, а появляются перимущественно в двух поясах, один из которых расположен к югу, а другой к северу от солнечного экватора. При этом расстояние между двумя поясами образования пятен меняется с циклом солнечной активности. В начале солнечного цикла пятна образуются на большом расстоянии от экватора, то есть на высоких широтах, а затем пояса формирования пятен постепенно сближаются и в конце цикла почти соприкасаются с экватором. Если построить зависимость положения пятен на диске Солнца от времени, то получается очень известная диаграмма, похожая на крылья бабочки, которая так и называется "диаграмма-бабочка". Ниже на рисунках показана эта диаграмма, построенная на протяжении длительного времени с 1874 года по наши дни: изображение GIF 142 kb, файл postscript 570 kb . Так как солнечные пятна представляют собой области сильного магнитного поля, то похожую диаграмму можно получить и на основе наблюдений солнечных магнитных полей. Пример такой магнитной диаграммы, построенной на основе многолетних наблюдений на магнетографе обсерватории NSO, приведен на рисунке (1.2 Mb postscript file).

 

© ТЕСИС: tesis.lebedev.ru