Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Однако известно, что на больших промежутках времени активность Солнца претерпевает существенные изменения. Так, в так называемом минимуме Маундера (1645–1715 гг.) на Солнце практически не было пятен, а изучение косвенных данных позволяет установить, что подобные затяжные периоды слабой активности Солнца наблюдались и ранее. Существовали и периоды, когда активность Солнца в среднем была повышена.

Солнечная активность существенно изменяется на длительных временных масштабах.

Вблизи максимума активности возрастает частота появления солнечных вспышек, протуберанцев, корональных выбросов и др. Также возрастает светимость в гамма-, рентгеновском, ультрафиолетовом и радиодиапазонах. Однако полное энерговыделение Солнца при этом изменяется крайне незначительно – менее чем на 0,1 %. Тем не менее повышенная солнечная активность может весьма значительно сказываться на параметрах земной магнитосферы и даже на климате. Кроме того, высокая солнечная активность, сопровождаемая мощными вспышками и корональными выбросами, отрицательно воздействует на космические аппараты, космические и наземные сегменты систем навигации, связи и сигнализации, нарушая их работу (вплоть до полного выхода из строя).

В годы минимумов солнечной активности поток галактических космических лучей во внутренней части Солнечной системы возрастает, поскольку в годы максимумов последствия выбросов вещества Солнца препятствуют их проникновению в эту область. Космические лучи, взаимодействуя с атмосферой Земли, приводят к появлению изотопов 14C и 10Be. Анализ содержания этих изотопов в древних остатках растений и в ледовых отложениях позволяет судить о солнечной активности в далеком прошлом.

Плохое понимание причин существования 11-летнего цикла не позволяет надежно предсказывать солнечную активность более чем на несколько лет вперед.

На протяжении десятков лет продолжаются попытки научиться предсказывать солнечную активность. К сожалению, из-за плохого понимания физических механизмов солнечных процессов пока это делается только с использованием феноменологических методов. В настоящее время поведение цикла можно предсказать с достаточной точностью лишь спустя 2–3 года после его начала. При этом важным оказывается поведение Солнца во время предыдущего цикла.

Существует множество образований, связанных с солнечной активностью: пятна, протуберанцы, спикулы, факелы. Важную роль в структуре поверхности Солнца играют гранулы и супергранулы. Вспышки и корональные выбросы также связаны с различными активными процессами.

Поверхность (фотосфера) Солнца состоит из гранул – образований размером около 1000 км, живущих в среднем несколько минут. Своим существованием гранулы обязаны конвективным потокам, приносящим тепло из недр звезды. Центральная (светлая) часть гранулы соответствует восходящему потоку и имеет более высокую температуру. Относительно темные прожилки между гранулами соответствуют нисходящим потокам уже несколько остывшего вещества.

В середине XX в. на Солнце были обнаружены более крупные структуры – супергранулы. Как и гранулы, они связаны с конвективным переносом энергии во внешних частях Солнца.

Супергранулы имеют размеры в десятки тысяч километров и живут около суток. Их изучают, наблюдая скорости движения вещества в хромосфере Солнца.

Солнечная грануляция и сверхгрануляция возникают из-за конвективного перемешивания и переноса тепла во внешних слоях Солнца.

С конвективным переносом тепла связаны и самые известные детали на солнечном диске – пятна. Они наблюдаются как темные области размером от десятков до десятков тысяч километров. В пятнах сильные магнитные поля (достигающие в области тени – самой темной части пятна – нескольких тысяч гаусс) подавляют конвекцию, препятствуя переносу тепла снизу. В результате в области пятна поверхность Солнца имеет температуру около 3000–4000 K. Поскольку поток излучения с единичной площади пропорционален четвертой степени температуры излучающего тела, пятна выглядят намного темнее поверхности.

Крупные пятна иногда могут быть замечены даже невооруженным глазом, особенно если Солнце наблюдается сквозь дымку. Поэтому существуют десятки письменных свидетельств наблюдения пятен в дотелескопическую эпоху. Кроме того, даже после изобретения телескопа пятна успешно наблюдали с помощью камеры-обскуры. Однако именно создание оптических приборов позволило приступить к систематическому изучению этого явления. Количество пятен на протяжении сотен лет служит мерилом уровня активности Солнца.