Активність Сонця#
Сонце — не просто яскрава незмінна куля на небі. Насправді, наша зірка — це динамічний і мінливий об'єкт, який проходить через періоди різної активності. Сонячна активність — це комплекс різноманітних явищ і процесів, що відбуваються на Сонці та пов'язані з його магнітним полем. Ці явища включають сонячні плями, спалахи, викиди корональної маси та інші процеси, які значно впливають на космічну погоду та стан нашої планети.
Цикли сонячної активності#
11-річний цикл
Сонячний цикл - це період тривалістю приблизно 11 років, протягом якого активність Сонця змінюється від мінімуму до максимуму і знову до мінімуму. Основними проявами сонячної активності є:
Найвідоміший цикл сонячної активності триває приблизно 11 років (фактично від 9 до 14 років). Протягом цього періоду кількість сонячних плям та інших проявів активності зростає від мінімуму до максимуму, а потім знову зменшується.
Під час максимуму сонячної активності:
На Сонці з'являється багато сонячних плям
Відбувається більше сонячних спалахів
Частіше виникають корональні викиди маси
Посилюється сонячний вітер
Під час мінімуму:
Сонячних плям мало або взагалі немає
Спалахи відбуваються рідко
Інші прояви активності також значно зменшуються
Кожен цикл має власну інтенсивність, яка може відрізнятися від попередніх. Найкращим індикатором сонячного циклу залишаються сонячні плями - темні області на фотосфері Сонця.
Сонячні плями - це темні області на поверхні Сонця, які вперше спостерігав ще Галілей. Вони виглядають темними, оскільки їх температура на тисячі градусів нижча, ніж у навколишньої фотосфери. Типова температура плями становить близько 4500 К, тоді як звичайна температура поверхні Сонця - приблизно 5800 К.
Плями виникають там, де сильні магнітні поля прориваються через поверхню Сонця і блокують нормальний потік тепла з нижніх шарів. Великі плями можуть досягати розмірів, більших за діаметр Землі.
Цікавий факт: сонячні плями вперше систематично спостерігав Галілео Галілей у 1610 році, що допомогло довести, що Сонце обертається.
Важливі характеристики сонячних плям:
Вони швидко з'являються і відносно швидко зникають
Розміри плям часто перевищують розміри Землі
Вони мають тенденцію утворюватися парами з протилежною магнітною полярністю
На початку циклу плями утворюються в середніх широтах Сонця (30-40°)
З розвитком циклу зона утворення плям поступово зміщується до екватора
Діаграма метелика
Одним із найцікавіших візуальних представлень сонячного циклу є так звана "діаграма метелика". Вона показує широту утворення сонячних плям протягом часу. На початку циклу плями з'являються у високих широтах, а потім поступово зміщуються до екватора, створюючи візерунок, що нагадує крила метелика.
Перехід між циклами не є різким - плями попереднього циклу біля екватора можуть співіснувати з плямами нового циклу, що з'являються у вищих широтах. За даними NASA, такий перехід може тривати кілька місяців або навіть рік.
Рис. Діаграма метелика. Закон Шперера зазначав, що на початку 11-річного циклу сонячних плям плями з’являлися спочатку у вищих широтах, а потім у все нижчих широтах.
By NASA, Marshal Space Flight Center, Solar Physics - https://solarscience.msfc.nasa.gov/images/bfly.gif (updated monthly)https://solarscience.msfc.nasa.gov/SunspotCycle.shtml (explanatory text), Public Domain, Link. Wiki
22-річний цикл (цикл Хейла)
Крім 11-річного циклу, існує також 22-річний магнітний цикл, відомий як цикл Хейла. Протягом 11-річного циклу магнітна полярність сонячних плям залишається незмінною: в одній півкулі Сонця плями мають переважно північну полярність, а в іншій — південну. Але після завершення 11-річного циклу, полярність змінюється на протилежну. Таким чином, повний магнітний цикл, коли полярність повертається до початкового стану, триває приблизно 22 роки.
Примітка: передбачається існування циклів ще більшої тривалості, однак на даний момент експериментально підтверджено існування тільки 11-річних та 22-річних циклів.
Рис. Рівень сонячної активності (щомісячні числа Вольфа) в 1750-2006 роках.
Автор: Leland McInnes at the English Wikipedia, CC BY-SA 3.0, Посилання. Wiki
Рис. Сонячне опромінення (жовтий колір) і температура (червоний колір) з 1880 року.
By NASA - Version 1: https://climate.nasa.gov/internal_resources/1802/Version 2: https://climate.nasa.gov/climate_resources/189/graphic-temperature-vs-solar-activity/Archive of Version 2 source: https://web.archive.org/web/20210626002658/https://climate.nasa.gov/climate_resources/189/graphic-temperature-vs-solar-activity/, Public Domain, Link. Wiki
Крім 11-річних та 22-річних циклів, сонячна активність демонструє і довготривалі зміни. Найвідомішим прикладом є мінімум Маундера - період між 1645 і 1715 роками, коли кількість сонячних плям була надзвичайно малою (лише кілька десятків за весь період, що в тисячі разів менше звичайного).
Мінімум Маундера збігся з періодом похолодання на Землі, відомого як Малий льодовиковий період. У цей час клімат у Європі став холоднішим, замерзали великі водойми, включаючи річку Темзу в Лондоні та частини Балтійського моря.
Хоча прямий зв'язок між зниженою сонячною активністю та похолоданням не доведений остаточно (оскільки Малий льодовиковий період тривав довше, ніж мінімум Маундера), зменшення сонячного випромінювання могло сприяти зниженню температури на Землі.
Рис. 400 літня історія числа сонячних плям із відміченим мінімумом Маундера.
CC BY-SA 3.0, Посилання. Wiki
Магнітне поле Сонця - двигун сонячної активності#
В основі всіх проявів сонячної активності лежить складне магнітне поле нашої зірки. Подібно до магнітного поля Землі, поле Сонця має дипольний характер з північним і південним полюсами. Однак, на відміну від відносно стабільного земного магнітного поля, сонячне поле постійно змінюється через особливості внутрішньої будови Сонця.
Сонце складається з гарячої іонізованої речовини - плазми. Рух зарядженої плазми створює електричні струми, які генерують магнітні поля. Цей процес називають "сонячним динамо".
Важливі особливості магнітного поля Сонця:
Різні шари Сонця обертаються з різною швидкістю (диференційне обертання)
На екваторі обертання відбувається швидше, ніж на полюсах
Це призводить до розтягування і скручування магнітних ліній
Скручені магнітні поля утворюють так звані "магнітні трубки потоку"
Ці трубки можуть підніматися до поверхні і проривати її, утворюючи сонячні плями
Механізм утворення сонячних плям#
Модель Бебкока, запропонована американським астрономом Горесом Бебкоком у 1961 році, пояснює утворення сонячних плям наступним чином:
Диференційне обертання Сонця розтягує і скручує магнітні лінії
Скручені магнітні поля формують трубки потоку
Ці магнітні структури підіймаються до поверхні через плавучість
Коли магнітні трубки проривають фотосферу, вони утворюють пари плям з протилежною полярністю
Сильні магнітні поля в плямах пригнічують конвекційні потоки гарячої плазми
Через зменшення теплопереносу плями охолоджуються і виглядають темними
Магнітні поля плям можуть бути в тисячі разів сильнішими за загальне магнітне поле Сонця. Вони з'єднують плями, утворюючи арки, по яких може рухатися плазма, створюючи вражаючі структури - корональні петлі та протуберанці.
Рис. Еволюція магнітного поля Сонця в моделі Бебкока. I - поблизу мінімуму 11-річного циклу, III - поблизу максимуму.
Автор: Eeron80, resa vettoriale da Stains, CC BY-SA 3.0, Посилання. Wiki
Наприкінці сонячного циклу кількість плям збільшується, а магнітне поле стає надзвичайно складним. Коли заплутаність магнітного поля досягає певного рівня, відбувається глобальна реорганізація - магнітні полюси міняються місцями. Північний магнітний полюс стає південним, і навпаки.
Ця зміна полярності означає завершення одного циклу і початок наступного. В період зміни полярності активність Сонця зазвичай мінімальна. Поточний 25-й цикл розпочався у 2019 році, і його максимум очікується приблизно у 2025 році.
Прояви сонячної активності#
Сонячні спалахи
Сонячні спалахи (solar flare) - це відносно інтенсивне локалізоване випромінювання електромагнітного випромінювання в атмосфері Сонця. Вважається, що сонячні спалахи виникають, коли накопичена магнітна енергія в атмосфері Сонця прискорює заряджені частинки в навколишній плазмі. Це призводить до випромінювання електромагнітного випромінювання по всьому електромагнітному спектру.
Рис. Сонячний спалах зареєстрований коронографом STEREO (Ahead) (НАСА) 5 травня 2012 р. На світлині розташування Сонця позначено білим кільцем. Чорний диск блокує випромінювання безпосередньо від Сонця та від його ближньої корони й дає можливість бачити детальну структуру сонячного спалаху.
Автор: Місія STEREO (НАСА) - https://sohowww.nascom.nasa.gov/pickoftheweek/BusyCOR2.jpg, Суспільне надбання (Public Domain), Посилання. Wiki
Протуберанці
Протуберанці (англ. solar prominence) - це величезні хмари сонячного газу (плазми), які підтримуються магнітними полями і піднімаються над поверхнею Сонця. Ці структури можуть існувати тижнями або навіть місяцями і досягати висоти в сотні тисяч кілометрів. Коли ми спостерігаємо їх збоку (на краю сонячного диска), вони виглядають як яскраві петлі або арки. Коли ми бачимо їх зверху (на фоні сонячного диска), вони виглядають як темні нитки і називаються волокнами. Інколи протуберанці можуть раптово вибухати, викидаючи величезні об'єми сонячної речовини в космос, що призводить до корональних викидів маси.
Рис. Сонячний протуберанець, видимий у реальному кольорі під час повного сонячного затемнення.
By ESA/CESAR, CC BY-SA IGO 3.0, CC BY-SA 3.0 igo, Link. Wiki
Корональні викиди маси (КВМ)
Корональні викиди маси (англ. coronal mass ejection, скор. англ. CME) - це величезні хмари намагніченої плазми, які викидаються з сонячної корони в міжпланетний простір. Це одні з найдраматичніших проявів сонячної активності. КВМ можуть містити мільярди тонн матеріалу і рухатися зі швидкістю від 250 до 3000 км/с.
КВМ часто (але не завжди) пов'язані з сонячними спалахами і вибухами протуберанців (сонячні спалахи та корональні викиди маси є різними й незалежними проявами сонячної активності). Якщо такий викид спрямований у бік Землі, він може досягти нашої планети приблизно за 1-3 дні і викликати сильні геомагнітні бурі.
На відміну від сонячних спалахів, під час яких магнітна енергія, накопичена в активних областях Сонця, реалізується переважно в вигляді електромагнітного випромінювання, під час корональних викидів маси ця енергія витрачається на прискорення величезних мас речовини. Сонячні спалахи та корональні викиди є незалежними процесами. Викид містить плазму, що складається переважно з електронів та протонів поряд з невеликою кількістю важчих елементів - гелію, кисню, заліза та інших. Деякі іони часто мають нижчі стани іонізації (наприклад, одноразово іонізовані атоми гелію), ніж навколишня спокійна плазма корони. Це вказує на те, що значна частина маси викиду може бути прискорена з областей з нижчою температурою, тобто з рівня хромосфери. Характерною особливістю викиду є те, що його загальна топологія має форму велетенської петлі, обидва або один кінець якої закріплені за сонячну атмосферу, а магнітне поле у викиді, як правило, вище, ніж у спокійному сонячному вітрі, і являє собою скручені в джгут магнітні силові лінії.
Рис. Корональні викиди маси.
Автор: Penyulap - Probably File:August 31, 2012 Magnificent CME.ogv or some NASA PD source, CC BY-SA 3.0, Посилання. Wiki
Рис. Корональний викид маси виривається з Сонця.
Автор: NASA Goddard Space Flight Center - Flickr: Magnificent CME Erupts on the Sun - August 31Also available on NASA's Image and Video Library as GSFC_20171208_Archive_e001662, CC BY 2.0, Посилання. Wiki
Сонячний вітер і геліосфера#
Що таке сонячний вітер?
Сонячний вітер - це постійний потік заряджених частинок (переважно електронів і протонів), які випромінюються Сонцем у всіх напрямках. Цей потік виникає через високу температуру сонячної корони (понад 1 мільйон градусів), яка дозволяє частинкам "втікати" від гравітаційного притягання Сонця. Сонячний вітер поділяється на два типи:
Повільний сонячний вітер — зі швидкістю 300-400 км/с
Швидкий сонячний вітер — зі швидкістю 750-800 км/с, який виходить із корональних дір (областей з відкритими магнітними полями)
Геліосфера - це величезна область простору навколо Сонця, заповнена сонячним вітром (потоком заряджених частинок, що летять від Сонця) та пронизана магнітним полем Сонця. Вона простягається далеко за орбіти планет.
Галактичні космічні промені (ГКП) - це частинки надзвичайно високих енергій (переважно протони та ядра атомів), що прилітають до нас із джерел поза Сонячною системою (наприклад, від вибухів наднових зір).
Сонячний вітер та магнітне поле, що формують геліосферу, діють як динамічний щит. Коли ГКП намагаються проникнути в Сонячну систему, вони взаємодіють із цим магнітним полем та потоком частинок сонячного вітру. Ця взаємодія призводить до того, що значна частина ГКП (особливо з нижчими енергіями) відхиляється, розсіюється і не може досягти внутрішніх областей Сонячної системи, де знаходяться планети, включаючи Землю. Рівень захисту, який надає геліосфера, не є абсолютним - частина галактичних космічних променів все ж проникає всередину Сонячної системи.
Вплив сонячної активності на Землю#
Магнітосфера Землі
Магнітосфера Землі - це область навколо нашої планети, де домінує земне магнітне поле. Вона діє як щит, відхиляючи більшість заряджених частинок сонячного вітру. Без магнітосфери сонячний вітер міг би поступово "здути" атмосферу Землі, як це сталося з Марсом.
Коли сонячний вітер стикається з магнітосферою, він деформує її, стискаючи з боку Сонця (до відстані близько 10 земних радіусів) і розтягуючи з протилежного боку у довгий "хвіст" (який може простягатись на сотні земних радіусів).
Магнітні бурі
Магнітна буря - це тимчасове збурення магнітосфери Землі, викликане сонячним вітром або корональними викидами маси. Під час магнітної бурі частинки сонячного вітру "притискають" магнітосферу і частково проникають усередину, викликаючи значні коливання магнітного поля Землі.
Магнітні бурі класифікують за шкалою G від G1 (слабкі) до G5 (екстремальні). Сильні магнітні бурі можуть:
Пошкоджувати супутники
Викликати збої в електромережах
Порушувати радіозв'язок
Впливати на навігаційні системи
Створювати ризики для астронавтів
Полярні сяйва
Одним із найкрасивіших проявів сонячної активності на Землі є полярні сяйва (аврори). Вони виникають, коли заряджені частинки сонячного вітру, захоплені магнітним полем Землі, стикаються з атомами і молекулами у верхніх шарах атмосфери (зазвичай на висоті 80-300 км).
Під час цих зіткнень атоми атмосфери збуджуються і потім випромінюють світло різних кольорів:
Зелений (найпоширеніший) - від атомів кисню на висоті близько 100-150 км
Червоний — від кисню на більших висотах (200-300 км)
Фіолетовий і блакитний - від азоту
Зазвичай полярні сяйва видно лише поблизу магнітних полюсів Землі (Аврора Бореаліс на півночі та Аврора Австраліс на півдні), але під час сильних геомагнітних бур вони можуть бути видимі на набагато нижчих широтах.
Практичне значення: вплив на технології#
Сонячна активність може пошкоджувати супутники кількома способами:
Зарядження частинками може викликати електростатичні розряди
Нагрівання атмосфери під час сонячної активності збільшує опір для супутників на низьких орбітах
Радіація може пошкодити електроніку
Геомагнітні бурі індукують електричні струми в довгих провідниках (лініях електропередач), що може викликати перевантаження трансформаторів і навіть повне відключення електроенергії. Найвідоміший такий випадок стався в 1989 році в Квебеку (Канада), коли 6 мільйонів людей залишилися без електрики на 9 годин.
Сонячні спалахи можуть порушувати радіозв'язок, особливо на високих частотах. Рентгенівське та ультрафіолетове випромінювання від спалахів іонізує верхні шари атмосфери, що впливає на поширення радіохвиль.
Сонячні частинки можуть бути небезпечними для астронавтів за межами захисної магнітосфери Землі, наприклад, під час місій на Місяць або Марс. Навіть екіпажі та пасажири літаків, особливо на полярних маршрутах, отримують підвищену дозу радіації під час сильних сонячних подій.
Увага! При проведенні спостережень Сонця категорично забороняється безпосередній візуальний контакт із сонячним диском як неозброєним оком, так і через телескопічні прилади без застосування спеціалізованих світлофільтрів!