Цикл вспышек на солнце
График среднегодовых чисел Вольфа за последние три века. Виден 11-летний цикл и менее выраженный вековой.
Солнечная цикличность – периодические изменения в солнечной активности. Наиболее известен и лучше всего изучен солнечный цикл с длительностью около 11 лет («цикл Швабе»). Иногда, в узком смысле, под солнечным циклом понимают именно 11-летний цикл солнечной активности.
Выделяют также удвоенный цикл Швабе длиной около 22 лет (так называемый «цикл Хейла»), имея в виду, что состояние глобального магнитного поля Солнца возвращается к исходному через два полных 11-летних цикла.
В поведении солнечной активности имеются также гораздо менее выраженные циклы большей длительности: например, «цикл Гляйсберга» с периодом около одного века, а также сверхдлинные циклы длиной в несколько тысяч лет.
11-летний цикл[править | править код]
11-летний цикл («цикл Швабе» или «цикл Швабе-Вольфа») является наиболее заметно выраженным циклом солнечной активности. Соответственно, утверждение о наличии 11-летней цикличности в солнечной активности иногда называют «законом Швабе-Вольфа».
На примерно десятилетнюю периодичность в увеличении и уменьшении количества солнечных пятен на Солнце впервые обратил внимание в первой половине XIX века немецкий астроном Г. Швабе,[1] а затем – Р. Вольф. «Одиннадцатилетним» цикл называют условно: его длина за XVIII-XX века менялась от 7 до 17 лет, а в XX веке в среднем была ближе к 10,5 годам.
Этот цикл характеризуется довольно быстрым (в среднем примерно за 4 года) увеличением числа солнечных пятен, а также другими проявлениями солнечной активности, и последующим, более медленным (около 7 лет), его уменьшением. В ходе цикла наблюдаются и другие периодические изменения, например – постепенное сдвижение зоны образования солнечных пятен к экватору («закон Шпёрера»).
Для объяснения подобной периодичности в возникновении пятен обычно используется теория солнечного динамо.
Хотя для определения уровня солнечной активности можно использовать различные индексы, чаще всего для этого применяют усреднённое за год число Вольфа. Определённые с помощью этого индекса 11-летние циклы условно нумеруются начиная с 1755 года. 24-й цикл солнечной активности начался в январе 2008 года[2] (по другим оценкам – в декабре 2008[3] или январе 2009 года[4]).
| Годы минимумов и максимумов последних 11-летних циклов | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Номер | Минимум | Максимум | Номер | Минимум | Максимум | |
| 1 | 1755 | 1761 | 13 | 1889 | 1893 | |
| 2 | 1766 | 1769 | 14 | 1901 | 1905 | |
| 3 | 1775 | 1778 | 15 | 1913 | 1917 | |
| 4 | 1784 | 1787 | 16 | 1923 | 1928 | |
| 5 | 1798 | 1804 | 17 | 1933 | 1937 | |
| 6 | 1810 | 1816 | 18 | 1944 | 1947 | |
| 7 | 1823 | 1830 | 19 | 1954 | 1957 | |
| 8 | 1833 | 1837 | 20 | 1964 | 1968 | |
| 9 | 1843 | 1848 | 21 | 1976 | 1979 | |
| 10 | 1856 | 1860 | 22 | 1986 | 1989 | |
| 11 | 1867 | 1870 | 23 | 1996 | 2000 | |
| 12 | 1878 | 1883 | 24 | 2008 | 2014 | |
Другие наблюдаемые циклы[править | править код]
22-летний цикл[править | править код]
22-летний цикл («цикл Хейла») является, в сущности, удвоенным циклом Швабе. Он был открыт после того, как в начале XX века была понята связь между солнечными пятнами и магнитными полями Солнца. При этом оказалось, что за один цикл пятенной активности общее магнитное поле Солнца меняет знак: если в минимуме одного цикла Швабе фоновые магнитные поля преимущественно положительны вблизи одного из полюсов Солнца и отрицательны – вблизи другого, то примерно через 11 лет картина меняется на противоположную. Каждые 11 лет меняется и характерное расположение магнитных полярностей в группах солнечных пятен. Таким образом, для того, чтобы общее магнитное поле Солнца вернулось к своему исходному состоянию, должно пройти два цикла Швабе, то есть около 22 лет.
Вековые циклы[править | править код]
Вековой цикл солнечной активности («цикл Гляйсберга») имеет длину около 70-100 лет и проявляется в модуляциях 11-летних цикла. Последний максимум векового цикла наблюдался в середине XX века (вблизи 19-го 11-летнего цикла), последующий должен прийтись примерно на середину XXI века.
Наблюдается также двухвековой цикл («цикл Зюсса» или «цикл де Врие»), в качестве минимумов которого можно рассматривать происходящие примерно раз в 200 лет устойчивые снижения солнечной активности, длящиеся многие десятки лет (так называемые глобальные минимумы солнечной активности) – минимум Маундера (1645-1715), минимум Шпёрера (1450-1540), минимум Вольфа (1280-1340) и другие.
Тысячелетние циклы[править | править код]
Солнечный цикл Холлстатта с периодом 2 300 лет по данным радиоуглеродного анализа.
Радиоуглеродный анализ указывает также на существование циклов с периодом около 2300 лет («цикла Холлстатта»)[5][6] и более.
См. также[править | править код]
- Солнечная активность
- Список циклов солнечной активности
Примечания[править | править код]
Литература[править | править код]
- Витинский Ю. И., Копецкий М., Куклин Г. В. Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца. – М.: Наука, 1986.
- Гвишиани А. Д., Старостенко В. И., Сумарук Ю. П. и др. Уменьшение солнечной и геомагнитной активности с 19-го по 24-й цикл // Геомагнетизм и аэрономия. 2015. Т 55. № 3. С. 314-322.
- Дергачёв В. А. Радиоуглеродный хронометр (рус.) // Природа. – Наука, 1994. – № 1. – С. 3-15. Архивировано 4 марта 2016 года.
- Наговицын Ю. А. Глобальная активность Солнца на длительных временах // Астрофизический бюллетень. – 2008. – № 1. – С. 45-58.
- Прист Э. Р. Солнечная магнитогидродинамика. – М.: Мир, 1985.
- Солнечный цикл / Лившиц М. А. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. – 2-е изд. – М. : Советская энциклопедия, 1986. – С. 639-641. – 783 с. – 70 000 экз.
Ссылки[править | править код]
- Энциклопедия Солнца. Солнечный цикл.
Источник
Ниже приводится список солнечных циклов (иногда называемых циклами солнечных пятен), отслеживаемых с 1755 года в соответствии с первоначальной нумерацией, предложенной Рудольфом Вольфом в середине 19 века. Исходными данными являются пересмотренные Международные номера солнечных пятен (ISN v2.0), доступные на сайте SILSO. [1] Подсчет солнечных пятен существует с 1610 г., но нумерация циклов не очень хорошо определена во время минимума Маундера. Было высказано предположение, что один цикл мог быть утерян в конце 18 века, но это до сих пор полностью не подтверждено.
Сглаживание выполняется с использованием традиционного алгоритма сглаживания SIDC. [2] При использовании этого алгоритма, если рассматриваемый месяц обозначен как месяц 0, средневзвешенное значение формируется из месяцев от -6 до 6, где месяцам от -5 до 5 присваиваются веса 1, а месяцам -6 и 6 присваиваются веса 0,5. Существуют и другие формулы сглаживания, которые обычно дают немного другие значения для амплитуды и времени солнечных циклов. [3] Примером является формула сглаживания Миуса с соответствующими характеристиками солнечных циклов, доступная в этом выпуске новостей STCE.[4]
Начало 25-го цикла солнечной активности было объявлено SIDC 15 сентября 2020 г. как декабрь 2019 г. [5] Это делает 24-й цикл единственным «11-летним солнечным циклом», который длился ровно 11 лет.
| Цикл | Начало | Конец | Продолжительность (лет) | Максимум сглаженных среднемесячных чисел Вольфа (maximum monthly SSN)[6]. | Минимум сглаженных среднемесячных чисел Вольфа (minimum monthly SSN), конец цикла[7][8] | Количество дней без пятен [9][10][11] |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 1-й цикл солнечной активности | март 1755 | июнь 1766 | 11,3 | 86,5 | 11,2 | |
| 2-й цикл солнечной активности | июнь 1766 | июнь 1775 | 9,0 | 115,8 | 7,2 | |
| 3-й цикл солнечной активности | июнь 1775 | сентябрь 1784 | 9,3 | 158,5 | 9,5 | |
| 4-й цикл солнечной активности | сентябрь 1784 | май 1798 | 13,7 | 141,1 | 3,2 | |
| 5-й цикл солнечной активности | май 1798 | декабрь 1810 | 12,6 | 49,2 | 0,0 | |
| 6-й цикл солнечной активности | декабрь 1810 | май 1823 | 12,4 | 48,7 | 0,1 | |
| 7-й цикл солнечной активности | май 1823 | ноябрь 1833 | 10,5 | 71,5 | 7,3 | |
| 8-й цикл солнечной активности | ноябрь 1833 | июль 1843 | 9,8 | 146,9 | 10,6 | |
| 9-й цикл солнечной активности | июль 1843 | декабрь 1855 | 12,4 | 131,9 | 3,2 | ≈654 |
| 10-й цикл солнечной активности | декабрь 1855 | март 1867 | 11,3 | 97,3 | 5,2 | ≈406 |
| 11-й цикл солнечной активности | март 1867 | декабрь 1878 | 11,8 | 140,3 | 2,2 | ≈1028 |
| 12-й цикл солнечной активности | декабрь 1878 | март 1890 | 11,3 | 74,6 | 5,0 | ≈736 |
| 13-й цикл солнечной активности | март 1890 | февраль 1902 | 11,9 | 87,9 (январь 1894) | 2,7 | ≈938 |
| 14-й цикл солнечной активности | февраль 1902 | август 1913 | 11,5 | 64,2 (февраль 1906) | 1,5 | ≈1019 |
| 15-й цикл солнечной активности | август 1913 | август 1923 | 10,0 | 105,4 (август 1917) | 5,6 | 534 |
| 16-й цикл солнечной активности | август 1923 | сентябрь 1933 | 10,1 | 78,1 (апрель 1928) | 3,5 | 568 |
| 17-й цикл солнечной активности | сентябрь 1933 | февраль 1944 | 10,4 | 119,2 (апрель 1937) | 7,7 | 269 |
| 18-й цикл солнечной активности | февраль 1944 | апрель 1954 | 10,2 | 151,8 (май 1947) | 3,4 | 446 |
| 19-й цикл солнечной активности | апрель 1954 | октябрь 1964 | 10,5 | 201,3 (март 1958) | 9,6 | 227 |
| 20-й цикл солнечной активности | октябрь 1964 | июнь 1976 | 11,7 | 110,6 (ноябрь 1968) | 12,2 | 272 |
| 21-й цикл солнечной активности | июнь 1976 | сентябрь 1986 | 10,3 | 164,5 (декабрь 1979) | 12,3 | 273 |
| 22-й цикл солнечной активности | сентябрь 1986 | май 1996 | 9,7 | 158,5 (июль 1989) | 8,0 | 309 |
| 23-й цикл солнечной активности | май 1996 | январь 2009[12] | 12,6 | 120,8 (март 2000) | 2.2 | 820 |
| 24-й цикл солнечной активности | январь 2009[12] | декабрь 2019 | 11.0 | 116 | 1,8 | 914 |
| 25-й цикл солнечной активности | декабрь 2019 | 219 (1 декабря 2020) | ||||
| Среднее | 11.04 | 178.7 | 9.0 |
См. также[править | править код]
- Солнечная активность
- Солнечная цикличность
- Солнечные пятна
- Число Вольфа
Примечания[править | править код]
Ссылки[править | править код]
- Центр анализа данных по влиянию Солнца (SIDC)
- Графики циклов солнечной активности на сайте SIDC
- Изображения Солнца в режиме реального времени с КА SOHO
- Изображения Солнца из разных источников (Лаборатория рентгеновской астрономии Солнца, ФИАН)
Источник
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 6 июля 2020; проверки требуют 2 правки.
Солнечная вспышка, фотография спутника Hinode. Наблюдается как две узких, ярких структуры около южной части солнечного пятна.
Со́лнечная вспы́шка – взрывной процесс выделения энергии (кинетической, световой и тепловой) в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Солнечные вспышки часто, но не всегда, сопровождаются выбросом корональной массы. Энерговыделение мощной солнечной вспышки может достигать 6×1025 джоулей, что составляет около 1⁄6 энергии, выделяемой Солнцем за секунду, или 160 млрд мегатонн в тротиловом эквиваленте, что, для сравнения, составляет приблизительный объем мирового потребления электроэнергии за 1 миллион лет.
Под действием магнитного поля происходит неожиданное сжатие солнечной плазмы, образуется плазменный жгут или лента (могут достигать в длину десятков или сотен тысяч километров), что приводит к взрыву. Солнечная плазма в этой области может нагреваться до температур порядка 10 млн К. Возрастает кинетическая энергия выбросов веществ, движущихся в короне и уходящих в межпланетное пространство со скоростями до 10^6 м/с. Получают дополнительную энергию и значительно ускоряются потоки электронов, протонов и других заряженных частиц. Усиливается оптическое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение. [1]
Фотоны от вспышки достигают Земли примерно за 8,5 минут после её начала; далее в течение нескольких десятков минут доходят мощные потоки заряженных частиц, а облака плазмы от солнечной вспышки достигают нашей планеты только через двое-трое суток.
Описание[править | править код]
Фотография вспышки 1895 года.
Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода Нα, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.
В последние годы часто используют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на серии ИСЗ, главным образом GOES[2], амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий 0,5-10 кэВ (с длиной волны 0,5-8 ангстрем). Классификация была предложена в 1970 году Д.Бейкером и первоначально основывалась на измерениях спутников «Solrad»[3]. По этой классификации солнечной вспышке присваивается балл – обозначение из латинской буквы и индекса за ней. Буквой может быть A, B, C, M или X в зависимости от величины достигнутого вспышкой пика интенсивности рентгеновского излучения[4][Комм 1]:
| Буква | Интенсивность в пике (Вт/м2) |
|---|---|
| A | меньше 10−7 |
| B | от 1,0×10−7 до 10−6 |
| C | от 1,0×10−6 до 10−5 |
| M | от 1,0×10−5 до 10−4 |
| X | больше 10−4 |
Солнечная вспышка 14 декабря 2014 года: выброс отрывается от поверхности.
Индекс уточняет значение интенсивности вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более – для буквы X. Так, например, вспышка 12 февраля 2010 года балла M8.3 соответствует пиковой интенсивности 8,3×10−5 Вт/м2. Самой мощной (по состоянию на 2010 год) зарегистрированной с 1976 года[5] вспышке, произошедшей 4 ноября 2003 года, был присвоен балл X28[6], таким образом, интенсивность её рентгеновского излучения в пике составляла 28×10−4 Вт/м2. Регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается атмосферой Земли, стала возможной начиная с первого запуска космического аппарата «Спутник-2» с соответствующей аппаратурой[7], поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года полностью отсутствуют.
Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.
Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего солнечного цикла.
Последствия[править | править код]
Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при её отсутствии, выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для рентгенофлуоресцентных спектрометров, установленных на борту космических аппаратов.
Жёсткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение вспышек – основной фактор, ответственный за формирование ионосферы, способный также существенно менять свойства верхней атмосферы: плотность её существенно повышается, что ведёт к быстрому снижению высоты орбиты ИСЗ (до километра в сутки).[источник не указан 1521 день]
Плазменные облака, выбрасываемые во время вспышек, приводят к возникновению геомагнитных бурь, которые определённым образом влияют на технику и биологические объекты.
Прогнозирование[править | править код]
Современный прогноз солнечных вспышек даётся на основе анализа магнитных полей Солнца. Однако магнитная структура Солнца настолько неустойчива, что прогнозировать вспышку даже за неделю не представляется в настоящее время возможным. NASA даёт прогноз на очень короткий срок, от 1 до 3 дней: в спокойные дни на Солнце вероятность сильной вспышки обычно указывается в диапазоне 1-5 %, а в активные периоды она возрастает только до 30-40 %[8].
Самые мощные зафиксированные солнечные вспышки[править | править код]
Измерения мощности солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне ведутся с 1975 года при помощи спутников GOES. В таблице ниже приведено 30 самых мощных вспышек c 1975 года, по данным этих спутников[9].
| Дата | Мощность, Х | Примечание |
|---|---|---|
| 04.11.2003 | 28,0[6] | Сильнейшая вспышка 23-го цикла солнечной активности |
| 02.04.2001 | 20,0 | |
| 16.08.1989 | 20,0 | Сильнейшая вспышка 22-го цикла солнечной активности |
| 28.10.2003 | 17,2 | «Хэллоуинская» вспышка |
| 07.09.2005 | 17,0 | |
| 06.03.1989 | 15,0 | |
| 11.07.1978 | 15,0 | Сильнейшая вспышка 21-го цикла солнечной активности |
| 15.04.2001 | 14,4 | |
| 19.10.1989 | 13,0 | |
| 24.04.1984 | 13,0 | |
| 15.12.1982 | 12,9 | |
| 15.06.1991 | 12,0 | |
| 11.06.1991 | 12,0 | |
| 06.06.1991 | 12,0 | |
| 04.06.1991 | 12,0 | |
| 01.06.1991 | 12,0 | |
| 06.06.1982 | 12,0 | |
| 20.05.1984 | 10,1 | |
| 17.12.1982 | 10,1 | |
| 29.10.2003 | 10,0 | |
| 09.06.1991 | 10,0 | |
| 25.01.1991 | 10,0 | |
| 29.09.1989 | 9,8 | |
| 09.07.1982 | 9,8 | |
| 06.11.1997 | 9,4 | |
| 22.03.1991 | 9,4 | |
| 06.09.2017 | 9,3 | Сильнейшая вспышка 24-го цикла солнечной активности (от группы пятен 2673)[10] |
| 24.05.1990 | 9,3 | |
| 05.12.2006 | 9,0 | |
| 02.11.1992 | 9,0 |
Огромные солнечные бури (События Мияке) произошли примерно в 660 году до н. э., в 774-775 и 993-994[en] годах[11][12].
Комментарии[править | править код]
- ↑ Выбор для классификации вспышек рентгеновского диапазона обусловлен более точной фиксацией процесса: если в оптическом диапазоне даже крупнейшие вспышки увеличивают излучение на доли процентов, то в области мягкого рентгеновского излучения (1 нм) – на несколько порядков, а жёсткое рентгеновское излучение спокойным Солнцем не создаётся вообще и образуется исключительно во время вспышек.
Примечания[править | править код]
- ↑ Воронцов-Вельяминов Б.А., Е.К. Страут. Астрономия базовый уровень 11 класс / зав. редакцией И.Г. Власова. – Дрофа, 2014, с изм. 2018. – С. 141.
- ↑ Энциклопедия Солнца – Солнечные вспышки
- ↑ Priest, Eric Ronald. Flare classification // Solar flare magnetohydrodynamics. – Gordon and Breach Science Publishers, 1981. – С. 51. – ISBN 0677055307.
- ↑ Классификация вспышек Архивная копия от 27 сентября 2011 на Wayback Machine (англ.)
- ↑ Самые мощные зарегистрированные солнечные вспышки (англ.)
- ↑ 1 2 Dorman, Lev I. Solar Neutron Event on 4 November, 2003 // Solar Neutrons and Phenomena. – Springer, 2010. – С. 310. – ISBN 9789048137367.
- ↑ Эксперимент на втором искусственном спутнике Земли (Спутник-2)
- ↑ Богачёв С. А., Кириченко А. С. Солнечные вспышки // Земля и Вселенная. – 2013. – № 5. – С. 3-15. – ISSN 0044-3948.
- ↑ Solar Flares: Solar X-ray Flares from the GOES satellite 1975 to present and from the SOLRAD satellite 1968-1974
- ↑ Тесис – 6 сентября 2017 года
- ↑ O’Hare, Paschal et al. Multiradionuclide evidence for an extreme solar proton event around 2,610 B.P. (∼660 BC) (англ.) // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United es of America : journal. – 2019. – Vol. 116, no. 13. – P. 5961-5966. – doi:10.1073/pnas.1815725116. – Bibcode: 2019PNAS..116.5961O. – PMID 30858311.
- ↑ Hayakawa, Hisashi et al. The Earliest Candis of Auroral Observations in Assyrian Astrological Reports: Insights on Solar Activity around 660 BCE (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. – IOP Publishing, 2019. – Vol. 884. – P. L18. – doi:10.3847/2041-8213/ab42e4. – Bibcode: 2019ApJ…884L..18H.
Ссылки[править | править код]
- Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М.: Советская Энциклопедия, 1986
- Солнечные вспышки
- Данные о рентгеновском излучении Солнца со спутников GOES (NOAA)
- Солнечные вспышки онлайн
- Солнечные вспышки онлайн на интерактивных графиках
- Солнечные вспышки в энциклопедии Солнца
Источник
Материал из Википедии – свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Уровень солнечной активности (ежемесячные числа Вольфа) в 1750-2006 годах.
Одиннадцатилетний цикл (цикл Швабе, цикл Швабе-Вольфа) – наиболее заметно выраженный цикл солнечной активности с длительностью около 11 лет.
Утверждение о наличии 11-летней цикличности в солнечной активности иногда называют «законом Швабе-Вольфа».
Характеристики[править | править код]
Цикл характеризуется довольно быстрым (в среднем примерно за 4 года) увеличением числа солнечных пятен, а также другими проявлениями солнечной магнитной активности, и последующим, более медленным (около 7 лет), его уменьшением. В ходе цикла наблюдаются и другие периодические изменения, например – постепенное сдвижение зоны образования солнечных пятен к экватору («закон Шпёрера»).
«Одиннадцатилетним» цикл называют условно: его длина в XVIII-XX веках менялась от 7 до 17 лет, а в XX веке в среднем была ближе к 10,5 годам.
Хотя для определения уровня солнечной активности можно использовать различные индексы, чаще всего для этого применяют усреднённое за год число Вольфа. Определённые с помощью этого индекса 11-летние циклы условно нумеруются начиная с 1755 года. В 2008 году[1][2] (по другим данным – в 2009 году[3]) начался 24-й цикл солнечной активности.
| Годы минимумов и максимумов последних 11-летних циклов | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Номер | Минимум | Максимум | Номер | Минимум | Максимум | |
| 1 | 1755 | 1761 | 13 | 1889 | 1893 | |
| 2 | 1766 | 1769 | 14 | 1901 | 1905 | |
| 3 | 1775 | 1778 | 15 | 1913 | 1917 | |
| 4 | 1784 | 1787 | 16 | 1923 | 1928 | |
| 5 | 1798 | 1804 | 17 | 1933 | 1937 | |
| 6 | 1810 | 1816 | 18 | 1944 | 1947 | |
| 7 | 1823 | 1830 | 19 | 1954 | 1957 | |
| 8 | 1833 | 1837 | 20 | 1964 | 1968 | |
| 9 | 1843 | 1848 | 21 | 1976 | 1979 | |
| 10 | 1856 | 1860 | 22 | 1986 | 1989 | |
| 11 | 1867 | 1870 | 23 | 1996 | 2000 | |
| 12 | 1878 | 1883 | 24 | 2008 | 2014 | |
История открытия[править | править код]
Невооружённым глазом пятна на Солнце люди наблюдали по меньшей мере несколько тысячелетий. Первое известное письменное свидетельство об их наблюдении – комментарии китайского астронома Гань Дэ в звёздном каталоге – относится к 364 году до н. э.[4] С 28 года до н. э. астрономы Китая вели регулярные записи наблюдений пятен в официальных хрониках.[5]
В начале XVII века, с изобретением телескопа, астрономы начали систематические наблюдения и исследования солнечных пятен, однако 11-летняя цикличность ускользнула от их внимания. Частично это может объясняться тем, что солнечная активность была сравнительно низка даже в начале XVII века, а к его середине начался минимум Маундера (1645-1715) и количество солнечных пятен на Солнце на многие десятилетия снизилось.
На периодичность в поведении солнечных пятен астрономы впервые обратили внимание только в первой половине XIX века. Первым эту закономерность отметил в 1844 году немецкий астроном-любитель Г. Швабе. Опираясь на свои наблюдения Солнца в 1826-1843 годах, он опубликовал таблицу, содержащую ежегодные количества пятен за всё время наблюдений, и указал на 10-летний период в их появлении.[6]. Статья Швабе осталась почти незамеченной. Тем не менее, она привлекла внимание другого немецкого астронома, Р. Вольфа, который с 1847 года начал собственные наблюдения пятен и ввёл индекс их количества – «цюрихское число», которое ныне часто называют числом Вольфа. Наконец, на результаты Швабе обратил внимание немецкий энциклопедист А. фон Гумбольдт, который в 1851 году опубликовал таблицу Швабе, продолженную последним до 1850 года, в своей энциклопедии «Космос».[7]
Теория[править | править код]
Для объяснения подобной периодичности в возникновении пятен обычно используется[источник не указан 1312 дней] теория солнечного динамо.
Современные немецкие учёные предположили, что одиннадцатилетний цикл связан с приливами Земли, Юпитера и Венеры: каждые 11 лет все три планеты располагаются в одном направлении и приливное воздействие их является причиной наблюдаемого эффекта[8]. Однако, солнечный цикл не всегда совпадает с этим явлением[источник не указан 596 дней].
Примечания[править | править код]
Литература[править | править код]
- Витинский Ю. И., Копецкий М., Куклин Г. В. Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца. – М.: Наука, 1986.
- Прист Э. Р. Солнечная магнитогидродинамика. – М.: Мир, 1985.
См. также[править | править код]
- Солнечная цикличность
- Список циклов солнечной активности
Источник