Циклічність сонячної активності

Статистичний аналіз їх кількості від року до року дає змогу скласти певні уявлення щодо існування окремих циклів сонячної активності. За міру плямотворної діяльності  Сонця прийнято число Вольфа W=10g+f (1), де g - кількість груп плям, f=∑fi - загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця, fi - кількість їх у конкретній і-й групі, якщо на Сонці немає жодної плями, то W=0; коли одна, то W=11. Такі обчислення проводять на кожний день, після чого, усереднюють, знаходять середньомісячне, середнє за рік число Вольфа.  Показано, що кількість плям на Сонці змінюється середньому з періодом 11,1 роки, проте проміжок між двома максимумами коливається в межах від 7,5 років до 16. Тому передбачати настання конкретного максимуму нелегко. Для зручності при характеристиках того, чи іншого циклу введено їхню умовну нумерацію. Першим названо той цикл, який розпочався в 1755 р. У 1985 р. закінчився 21-й і розпочався 22-й цикл.  У кожному 11-річному циклі головні плями у всіх груп мають магнітне поле однієї полярності, а наступні за ними — протилежної. Через 11 років картина розподілу полярності магнітного поля змінюється на протилежну. Тому часто говорять про 22 - річний цикл Хейла. Зіставлення числа Вольфа у різних максимумах сонячної активності вказує на існування вікового циклу— певної повторюваності найбільших максимумів через 100 років. Підозрюють, що є і тисячолітній цикл сонячної активності з періодом близько 1800 років. Багато процесів, що відбуваються на Землі, виявляють тісний зв’язок з періодичною діяльністю Сонця. До таких явищ належать: земний магнетизм, полярні сяйва та втрата радіозв’язку на коротких і середніх хвилях.

 
 СПОСТЕРЕЖЕННЯ ЗА СОНЯЧНИМИ ПЛЯМАМИ

Загальне число плям та утворених ними груп повільно змінюється протягом деякого періоду часу (циклу) від 8 до 15 років (у середньому 10-11 років). Важливо, що наявність плям на Сонці впливає на магнітне поле Землі. Це було відмічено Горребовим ще в 18 ст., а зараз вже відомо, що сонячна активність пов'язана з дуже багатьма земними явищами, так що вивчення сонячно-земних зв'язків дуже важливе для практичного життя. Тому необхідні безперервні та постійні спостереження Сонця, які часто унеможливлюються поганою погодою і недостатністю мережі спеціальних обсерваторій. Ясно, що навіть скромні аматорські спостереження, але виконані ретельно і добре описані (з зазначенням часу, місця і т.д.) можуть виявитися корисними для міжнародного зведення даних про сонячну активність. Крім того, спостереження, виконані любителем в даному місці, можуть наштовхнути спостерігача на виявлення нового, раніше не поміченого зв'язку з якимось земним явищем, специфічним саме для цього місця. Кожен любитель на своєму телескопі може визначати найвідоміший індекс сонячної активності - відносне число сонячних плям Вольфа (за іменем німецького астронома, який ввів його в середині 19 ст.). Щоб визначити число Вольфа, треба підрахувати скільки на зображенні Сонця видно окремих плям, а потім додати до отриманого числа подесятерене число груп, які вони утворюють. Очевидно, що результат такого підрахунку сильно залежить від дуже багатьох причин, починаючи від розміру інструменту, якості зображення, на яке сильно впливають погодні умови, і закінчуючи вмінням та пильністю спостерігача. Тому кожен спостерігач повинен на підставі порівняння тривалих своїх спостережень із загальноприйнятими даними оцінити той середній коефіцієнт, на який він повинен помножити свої оцінки чисел Вольфа, щоб у середньому вийшли результати в загальноприйнятій шкалі.

ЦИКЛ СОНЯЧНОЇ АКТИВНОСТІ

Німецький астроном-любитель Генріх Швабе з Дессау, за професією аптекар, протягом чверті століття кожен ясний день спостерігав за Сонцем і відзначав кількість помічених ним сонячних плям. Коли він переконався в тому, що це число регулярно збільшується і зменшується, він в 1851 році опублікував свої спостереження і тим привернув увагу вчених до свого відкриття. Директор обсерваторії в Цюріху Р. Вольф докладно вивчив більш ранні дані про спостереження плям на Сонці і організував подальшу систематичну їх реєстрацію. Він запровадив для характеристики плямоутворюючої діяльності Сонця спеціальний індекс, пропорційний сумі числа всіх окремих плям, які в даний момент можна побачити на сонячному диску, і подесятереного числа утворених ними груп. Згодом цей індекс стали називати числом Вольфа. Виявилося, що чергування максимумів і мінімумів ряду чисел Вольфа відбувається не строго періодично, а через інтервали часу, що коливаються в межах від восьми до п'ятнадцяти років. Однак у різні епохи інтервал виявлявся однаковим, в середньому - близько одинадцяти років. Тому явище стали називати 11-річним циклом сонячної активності.

На початку циклу плям на Сонці майже зовсім немає. Потім за кілька років їх кількість збільшується до деякого максимуму, після чого трохи повільніше вона знову зменшується до мінімуму. З урахуванням чергування магнітної полярності плям біполярних груп і всього Сонця в сусідніх циклах фізично більш обґрунтований 22-річний цикл сонячної активності. Є дані про існування більш тривалих циклів: 35-річного (цикл Брюкнера), вікового (80-130 років) і деяких інших.

ІНДЕКСИ СОНЯЧНОЇ АКТИВНОСТІ

Рівень сонячної активності прийнято характеризувати спеціальними індексами сонячної активності. Найвідомішим з них є число Вольфа W, введене німецьким астрономом Рудольфом Вольфом: W = k (f + 10g), де, f - число всіх окремих плям, які в даний момент можна побачити на сонячному диску, а g - подесятерена кількість утворених ними груп. Цей індекс вдало відображає внесок у сонячну активність не тільки самих плям, а й усієї активної області, зайнятої, в основному, факелами. Тому число W дуже добре узгоджується з сучасними більш точними індексами, наприклад величиною потоку радіовипромінювання від всього Сонця на хвилі 10,7 см. Існує також безліч інших індексів сонячної активності, що визначаються площею факелів, флоккула, тіней плям, кількістю спалахів і т.д.