Сонячна активність — Вікіпедія

Для створення цього відео було використано знімки, виконані обсерваторією Solar Dynamics Observatory, та додатково опрацьовані у графічному редакторі для підсилення візуальних особливостей. Загальна тривалість відео відповідає 24 годинам сонячної активності за 25 вересня 2011 року.
Останні 30 років сонячної активності

Со́нячна акти́вність — термін, що характеризує поточну сонячну радіацію, її спектральний розподіл, супутні електромагнітні явища та зміни в часі характеристик Сонця. Сонячна активність визначається сукупністю фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви сонячної активності — сонячні плями, факели, флокули, протуберанці тощо. Впливає на зміну погоди та клімату.

Розрізняють періодичні компоненти цих змін, основним з яких є 11-річний сонячний цикл, і аперіодичні зміни[1].

Зміни світності Сонця за період його спостереження і космічних польотів перебувають у межах точності приладів. Невелика частина ультрафіолетового діапазону змінюється в межах декількох відсотків. Загальна світність Сонця протягом 11-річних циклів активності змінюється на 0,1% або на 1,3 Вт/м²[2][3][4]. Повна кількість сонячної радіації, яка надходить до верхньої межі земної атмосфери, становить у середньому 1 366 Вт/м²[5][6][7].

Оцінки змін сонячної активності на основі чутливих до клімату радіоізотопних маркерів (проксі[en]) дають різні результати — з одного боку є свідчення дуже незначних змін (~0,1%) протягом останніх 2 000 років[8], інші дослідження вказують на збільшення світності на ~0,2% з початку 17-го ст.[9][10]

На клімат впливає також вулканічна активність, як, наприклад, у випадку мінімуму Маундера. Крім змін яскравості Сонця, м'якше на клімат впливає сонячний вітер у земній магнітосфері та зміни в ультрафіолетовій частині спектру Сонця. Але ці питання станом на 2009 рік ще слабко опрацьовані[11].

Історія вивчення сонячної активності[ред. | ред. код]

400 літня історія числа сонячних плям.

Найбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям. Перші повідомлення про їх спостереження датуються 800 р. до н.е. в Китаї, перші малюнки -1128 р. З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами[12], однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст. У XV і XVI ст. спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера. 1845 року професори Д.Генри і С.Александер[en] з Принстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили, що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні. Пізніше було виявлено, що більше випромінювання мають сонячні факели[13].

Зв'язок сонячної активності та клімату Землі досліджується з 1900 р. Ч.Г.Аббот із Смітсоніанської астрофізичної обсерваторії (САО) вивчав активність Сонця і заснував сонячну обсерватарію в Калама (Чилі). Дослідження проводилися і в Маунт-Вільсон. Результат цієї роботи - виділення 27 гармонічних періодів сонячної активності в межах циклу Хейла, зокрема цикли з періодом 7, 13 і 39 місяців. Також простежувався зв'язок цих періодів з погодою шляхом складання сонячних трендів з температурою і рівнем осадів у містах. З виділенням науки дендрохронології почали відшукувати зв'язок сонячної активності та швидкості росту дерев[14]. Статистичні дослідження зв'язку сонячної активності та погоди і клімату були популярними з 1801, коли В.Гершель помітив зв'язок між сонячними плямами і цінами на пшеницю[15].

Сьогодні цей зв'язок досліджують за допомогою штучних супутників Землі і сучасної досконалої астрономічної апаратури[16].

Сонячна активність[ред. | ред. код]

Сонячні плями[ред. | ред. код]

Графік сонячної активності, числа плям і космогенне утворення ізотопів. (англ.)
Дані про сонячну активність за останні 11 400 років. (англ.)
Сонячна активність, відображена у радіоізотопному маркері вуглецю (поточний час ліворуч). (англ.)

Сонячні плями — це порівняно темні області на фотосфері Сонця, в яких інтенсивне магнітне поле пригнічує конвекцію плазми і знижує її температуру на 2000 K. Факели дещо яскравіші ділянки, що формуються навколо груп плям, і, таким чином, забезпечують вихід енергії, заблокований на сусідніх темних ділянках. Зв'язок світності Сонця з кількістю плям був предметом суперечок починаючи з перших їх спостережень у XVII ст.[17][18] Наразі відомо, що цей зв'язок існує — плями, як правило, зменшують світність Сонця (приблизно до 0,3%), хоча водночас світність збільшується (до 0,05%) внаслідок утворення флокул та яскравої сітки, пов'язаної з магнітним полем[19]. Вплив на сонячну світність магнітно-активних ділянок підтвердили лише перші штучні супутники Землі в 1980-х роках[2]. Орбітальні обсерваторії «Німбус 7»[en] (запущено 25 жовтня 1978) та «Сонячний максимум»[en] (запущено 14 лютого 1980) визначили, що завдяки яскравим ділянкам навколо плям яскравіть Сонця збільшується. Згідно з даними сонячної обсерваторії «SOHO», зміна сонячної активності відповідає невеликій зміні діаметра Сонця (~0,001%)[20].

Кількість сонячних плям характеризується числом Вольфа протягом 300 років, які відомі також як числа Цюриха. Цей індекс відображає кількість плям і груп плям на Сонці. Використовуючи наявні методики в 2003 році було встановлено, що починаючи з 1940-х років кількість плям на Сонці максимальна за останні 1 150 років[21]. Числа Вольфа за останні 11 400 років визначають шляхом використання дендрохронологічного датування концентрацій радіовуглецю. Згідно з цими дослідженнями рівень сонячної активності за останні 70 років унікально великий, схожий рівень був лише 8 000 років тому. Схожий рівень активності магнітного поля Сонце мало лише ~10% часу за останні 11 400 років, до того ж майже всі попередні періоди були коротшими у порівнянні з сучасним[22].

Зміна сонячної активності з приблизним датуванням:
Назва періоду Початок Завершення
Мінімум Оорта 1040 1080
Середньовічний максимум 1100 1250
Мінімум Вольфа 1280 1350
Мінімум Шперера 1450 1550
Мінімум Маундера 1645 1715
Мінімум Дальтона 1790 1820
Сучасний максимум[en] 1950 2004
Сучасний Мінімум 2004 (Зараз)

Історичний список Великих Мінімумів сонячної активності: 690 рік н. е. та роки до н. е. 360, 770, 1390, 2860, 3340, 3500, 3630, 3940, 4230, 4330, 5260, 5460, 5620, 5710, 5990, 6220, 6400, 7040, 7310, 7520, 8220, 9170.[23]

Сонячні цикли[ред. | ред. код]

Докладніше: Сонячний цикл

Сонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності. Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11, 22, 87, 210, 2 300 і 6 000 років, але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів. Основні цикли тривалістю 11, 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба, Хейла і Холлстатта.

Вплив фізичних параметрів Сонця[ред. | ред. код]

Існують гіпотези про вплив змін фізичних параметрів на клімат Землі і на загальну інсоляцію. Деякі варіації, такі як зміна діаметра Сонця, зараз становлять цікавість лише для астрономії.

Зміна повної яскравості Сонця[ред. | ред. код]

  • Загальний спектр випромінювання Сонця дещо змінюється на 10-річному та триваліших інтервалах часу.
  • Помічено зміни повної яскравості Сонця в останніх циклах СА в межах 0,1%[2].
  • Зміни, які відповідають сонячним циклам тривалістю 9–13, 18–25 і >100 років впливають на температуру суші та океанів.
  • Після мінімуму Маундера протягом 300 років спостерігалося збільшення світності Сонця від 0,1 до 0,6%, при цьому кліматичні моделі часто враховують значення 0,25%[24].
  • Реконструкції яскравості на основі даних «ACRIM» показують тренд 0,04% на десять років, який свідчить про збільшення світності Сонця між мінімумами протягом періоду спостережень[25]. Також можна спостерігати помітний зв'язок сонячної та геомагнітної активності[26][27].

Зміна яскравості в ультрафіолетовому діапазоні[ред. | ред. код]

  • Світність в ультрафіолетовому діапазоні — із довжиною хвилі 200-300 нм — змінюється на 1,5% від сонячного мінімуму до максимуму[28].
  • Зміна енергії у УФ-діапазоні відіграють важливу роль у зміні кількості атмосферного озону оскільки:
    • висота, що відповідає тиску атмосфери 30 гПа, змінювалася протягом останніх чотирьох циклів СА.
    • збільшення УФ-світності призводить до утворення більшої кількості озону, до збільшення температури стратосфери і зсуває циркуляцію тропосферних та стратосферних повітряних систем у напрямку до полюсів Землі.

Ефекти сонячних варіацій[ред. | ред. код]

Взаємодія частинок сонячного вітру, магнітного поля Сонця і магнітного поля Землі призводить до змін потоку заряджених частинок і електромагнітних полів навколо планети. Екстремальні сонячні явища можуть порушувати нормальну роботу електроприладів, штучних супутників Землі. Послаблення активності Сонця вважається причиною збільшення міжзоряного космічного випромінювання, яке досягає Землі і може слугувати причиною утворення хмарності[джерело?], яка збільшує альбедо планети, охолоджуючи клімат.

Геомагнітні ефекти[ред. | ред. код]

Взаємодія сонячних частинок із земною магнітосферою.

Земні полярні сяйва є видимим результатом взаємодії сонячного вітру, сонячної і земної магнітосфер та атмосфери. Екстремальні явища, пов'язані з СА, приводять до значних збурень магнітного поля Землі, що є причиною геомагнітніх буревіїв. 1859 року зафіксований найсильніщий з геомагнітніх буревіїв за весь час спостережень. Буревій 1859 року викликав пошкодження телефонного зв'язку в країнах Європи та в Сполучених Штатах.

Вплив сонячних протонів[ред. | ред. код]

Сонячні протони високих енергій можуть досягнути Землі менше, ніж за 30 хв. після сонячного спалаху. Під час таких «бомбардувань сонячними протонами» Земля буквально "поливається" зарядженими частинками високих енергій, в основному протонами, які вивільнилися в зоні сонячного спалаху. Деякі з цих частинок досягають верхніх шарів атмосфери, де вони створюють додаткову йонізацію і можуть викликати суттєве збільшення радіоактивного рівня.

Утворення радіовуглецю[ред. | ред. код]

Утворення 14C пов'язано з сонячною активністю. Радіовуглець утворюється опроміненням атмосферного ізотопу азоту 14N космічними променями, внаслідок чого відбувається β-розпад і утворюється важкий ізотоп вуглецю. Збільшення СА призводить до зменшення швидкості утворення радіовуглецю внаслідок часткового екранування галактичного випромінювання[29]. За зміною кількості ізотопу 14C, який ввійшов до складу органічних сполук під час росту багаторічних рослин (річні кільця дерев), визначають швидкість утворення цього ізотопу в атмосфері. На основі аналізу даних за останні 10 000 років визначено, що утворення 14C було максимальним під час голоцену 7 000 років тому і зменшувалось аж до часу 1 000 років тому. Крім зміни СА, довготривалі тренди 14C пов'язані зі зміною геомагнітного поля і зі зміною циркуляції вуглецю в біосфері, наприклад, під час льодовикового періоду[30].

Глобальне потепління[ред. | ред. код]

Докладніше: Глобальне потепління
Кореляція CO2, температурних аномалій і кількості сонячних плям, починаючи з 1850 року

На 2009 рік у науковій спільноті існує консенсус, що зміни сонячної активності не є вирішальними у сучасній зміні клімату[31]. Міжурядова група експертів по зміні клімату у своєму 3-у звіті (англ. IPCC Third Assessment Report[en]) стверджує, що зміни сонячної активності менше впливають на клімат Землі, ніж парникові гази у атмосфері[32].

Теорія змін на Сонці[ред. | ред. код]

Існує думка, що до настання індустріальної ери основною найвірогіднішою причиною зміни клімату на Землі була зміна сонячної активності[24]. Останні дослідження також вказують на вплив сонячної активності на сучасне глобальне потепління[33].

У вересні 2014 завідувач сектором космічних досліджень Сонця Х.Абдусаматов прокоментуаав дані спостережень, що проводилися в Головній (Пулковській) астрономічній обсерваторії РАН. Глобальне потепління, яке спостерігалось в XX ст., відбувалося і на Марсі, і на інших планетах Сонячної системи. Квазідвостолітня зміна потужності випромінювання Сонця призводить до зміни клімату всієї Сонячної системи. Х.Абдусаматов особливо підкреслює, що протягом останніх 17 років, з 1997 р, рівень вуглекислого газу в атмосфері зростає в тому ж темпі, що і раніше. У той же час відбувається стабілізація температур. Потужність випромінювання Сонця послідовно зменшується з 1990 р і до сих пір продовжує прискорено зменшуватися. З 1990 року Сонце не гріє Землю як раніше. Настає "сонячна осінь", яка триватиме умовно до 2060 р потім у Сонячній системі настане "сонячна зима" . А на початку XXII в. настане "сонячна весна"[значущість факту?][34].


Див. також[ред. | ред. код]

Джерела[ред. | ред. код]

  1. ↑ Супутникові спостереження повного сонячного випромінювання. [Архівовано 2017-06-11 у Wayback Machine.] (en)
  2. ↑ а б в Світність Сонця протягом повного сонячного циклу (en). Nature, 351, 42 - 44 (1991). Архів оригіналу за 8 квітня 2012. Процитовано 10 березня 2005.
  3. ↑ Вплив Сонця на клімат (en). Climate Change 2001: Working Group I: The Scientific Basis. Архів оригіналу за 8 квітня 2012. Процитовано 10 березня 2005.
  4. ↑ Weart, Spencer (2006). Weart, Spencer (ред.). The Discovery of Global Warming. Американський інститут фізики. Архів оригіналу за 8 квітня 2012. Процитовано 14 квітня 2007. {{cite web}}: Проігноровано |contribution= (довідка)
  5. ↑ Composite TSI Time Series [Архівовано 2011-07-16 у Wayback Machine.], Graphics Gallery
  6. ↑ Willson, R. C., and A. V. Mordvinov (2003), Віковий тренд змін повної сонячної світимості в ході циклів 21-23 (en), Geophys. Res. Lett., 30(5), 1199, doi:10.1029/2002GL016038, http://www.agu.org/journals/gl/gl0905/2008GL036307
  7. ↑ Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present. Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos (PMOD). Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 5 жовтня 2005.
  8. ↑ North, Gerald R.; Biondi, Franco; Bloomfield, Peter; Christy, John R.; Cuffey, Kurt M.; Dickinson, Robert E.; Druffel, Ellen R.M.; Nychka, Douglas; Otto-Bliesner, Bette; Roberts, Neil; Turekian, Karl K.; Wallace, John M., ред. (2006). Climate Forcings and Climate Models. Surface Temperature Reconstructions for the Last 2,000 Years. National Academies Press[en]. ISBN 0-309-10225-1. Процитовано 19 квітня 2007.
  9. ↑ Lean, J. (2000). Еволюція спектра випромінювання Сонця. (en). Geophysical Research Letters. 27 (16): 2425—2428. doi:10.1029/2000GL000043. Процитовано 1 лютого 2008. {{cite journal}}: Вказано більш, ніж один |author= та |last1= (довідка)
  10. ↑ Scafetta, N., West, B. J., Phenomenological solar signature in 400 years of reconstructed Northern Hemisphere temperature record since 1600, Geophys. Res. Lett., V. 112, 2006. Архів оригіналу за 24 грудня 2009. Процитовано 31 січня 2010.
  11. ↑ Супутникові спостереження сонячної світимості. [Архівовано 2017-06-11 у Wayback Machine.] (en)
  12. ↑ Великі моменти в історії Сонячної фізики 1 (en). Great Moments in the History of Solar Physics. Архів оригіналу за 1 березня 2006. Процитовано 19 березня 2006.
  13. ↑ Arctowski, Henryk (1940). Про сонячні факели. (en) (PDF). PNAS. 26 (6): 406—411. doi:10.1073/pnas.26.6.406.
  14. ↑ H.C. Fritts, 1976, Кільця дерев і клімат (англ. Tree Rings and Climate), London: Academic Press.
  15. ↑ William Herschel (1738–1822). High Altitude Observatory[en]. Архів оригіналу за 17 травня 2008. Процитовано 27 лютого 2008.
  16. ↑ Camp, Charles D.; Tung, Ka-Kit (2006). The Influence of the Solar Cycle and QBO on the Late Winter Stratospheric Polar Vortex (PDF). EOS Trans. AGU. 87 (52): Fall Meet. Suppl., Abstract #A11B–0862. doi:10.1029/2006EO300005. Архів оригіналу (PDF) за 16 травня 2011. Процитовано 28 квітня 2009.
  17. ↑ Eddy, J.A., Samuel P. Langley (1834-1906), Journal for the History of Astronomy, 21, 111-120, 1990. Архів оригіналу за 10 травня 2009. Процитовано 31 січня 2010.
  18. ↑ The effect of sunspots and faculae on the solar constant[недоступне посилання], P. V. Foukal, P. E. Mack, and J. E. Vernazza, The Astrophysical Journal, volume 215 (1977), page 952 DOI: 10.1086/155431
  19. ↑ Observations of solar irradiance variability, Willson, et al. (1981), Science, 211, p.700
  20. ↑ Dziembowski, W.A.; P.R. Goode, and J. Schou (2001). Does the sun shrink with increasing magnetic activity?. Astrophysical Journal. 553: 897—904. doi:10.1086/320976.
  21. ↑ Usoskin, Ilya G.; Solanki, Sami K.; Schüssler, Manfred; Mursula, Kalevi; Alanko, Katja (2003). A Millennium Scale Sunspot Number Reconstruction: Evidence For an Unusually Active Sun Since the 1940’s (PDF). Physical Review Letters. 91: 211101. doi:10.1103/PhysRevLett.91.211101. {{cite journal}}: Вказано більш, ніж один |author= та |last1= (довідка)
  22. ↑ Solanki, Sami K.; Usoskin, Ilya G.; Kromer, Bernd; Schüssler, Manfred; Beer, Jürg (2004). Unusual activity of the Sun during recent decades compared to the previous 11,000 years (PDF). Nature. 431: 1084—1087. doi:10.1038/nature02995. Процитовано 17 квітня 2007. {{cite journal}}: Вказано більш, ніж один |author= та |last1= (довідка), 11,000 Year Sunspot Number Reconstruction. Global Change Master Directory. Архів оригіналу за 24 квітня 2012. Процитовано 11 березня 2005.
  23. ↑ Usoskin, Ilya G.; Solanki, Sami K.; Kovaltsov, Gennady A. (2007). Grand minima and maxima of solar activity: new observational constraints (PDF). Astron.Astrophys. 471: 301—309. doi:10.1051/0004-6361:20077704. Процитовано 17 квітня 2007. {{cite journal}}: Вказано більш, ніж один |author= та |last1= (довідка) (англ.)
  24. ↑ а б Solar Influences on Global Change, National Research Council, National Academy Press, Washington, D.C., p. 36, 1994.
  25. ↑ ACRIM graphics. Архів оригіналу за 16 липня 2011. Процитовано 31 січня 2010.
  26. ↑ Secular total solar irradiance trend during solar cycles 21–23, Willson, R. C., and A. V. Mordvinov (2003), Geophys. Res. Lett., 30(5), 1199, doi:10.1029/2002GL016038
  27. ↑ ACRIM-gap and TSI trend issue resolved using a surface magnetic flux TSI proxy model, Scafetta, N., and R. C. Willson (2009), Geophys. Res. Lett., 36, L05701, doi:10.1029/2008GL036307
  28. ↑ Contribution of Ultraviolet Irradiance Variations to Changes in the Sun's Total Irradiance Science, 14 April 1989, Doi: 10.1126/science.244.4901.197, '1 percent of the sun's energy is emitted at ultraviolet wavelengths between 200 and 300 nanometers, the decrease in this radiation from 1 July 1981 to 30 June 1985 accounted for 19 percent of the decrease in the total irradiance' (19% of the 1/1366 total decrease is 1.4% decrease in UV)
  29. ↑ Astronomy: On the Sunspot Cycle. Архів оригіналу за 8 квітня 2012. Процитовано 27 лютого 2008.
  30. ↑ Landscheidt, Theodor (21/09/2003). Variations in CO2 Growth Rate Associated with Solar Activity. John-daly.com — website of Джон Лоуренс Делі[en]. Архів оригіналу за 8 квітня 2012. Процитовано 19 квітня 2007.
  31. ↑ Joanna Haigh
  32. ↑ Houghton, J.T.; Ding, Y.; Griggs, D.J.; Noguer, M.; van der Linden, P.J.; Dai, X.; Maskell, K.; Johnson, C.A., ред. (2001). 6.11 Total Solar Irradiance – Figure 6.6: Global, annual mean radiative forcings (1750 to present). Climate Change 2001: Working Group I: The Scientific Basis. Міжурядова група експертів по зміні клімату. Процитовано 15 квітня 2007. (англ.)
  33. ↑ Scafetta, N., and B. J. West (2007), Phenomenological reconstructions of the solar signature in the Northern Hemisphere, surface temperature records since 1600 [Архівовано 2009-09-27 у Wayback Machine.], J. Geophys. Res., 112, D24S03, doi:10.1029/2007JD008437 (англ.)
  34. ↑ Потепление отменяется. Коммерсантъ. Процитовано 3 травня 2021.

Література[ред. | ред. код]

  • (рос.) Гордиец Б. Ф. и др. Солнечная активность и Земля. — М. : Знание, 1980. — 64 с.

Посилання[ред. | ред. код]


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її.
Внутрішня структура
Атмосфера
Варіації випромінення
Геліосфера
Пов'язані теми
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сонячна_активність&oldid=42318170