Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони пересуваються вздовж видимого диска Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті в тому ж напрямку, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.
Сонячна активність
Комплекс явищ, викликаних генерацією сильних магнітних полів на Сонці, називають сонячною активністю. Ці поля проявляються в фотосфері як сонячні плями та викликають такі явища, як сонячні спалахи, генерацію потоків прискорених частинок, зміни в рівнях електромагнітного випромінювання Сонця в різних діапазонах, корональні викиди маси, обуреннясонячного вітру, варіації потоків галактичних космічних променів (Форбуш-ефект), тощо.
З сонячною активністю пов'язані також варіації геомагнітної активності (в тому числі і магнітні бурі), які є наслідком досягають Землі збурень міжпланетного середовища, викликаних, в свою чергу, активними явищами на Сонці.
Одним з найбільш поширених показників рівня сонячної активності є число Вольфа, пов'язане з кількістю сонячних плям на видимій півсфері Сонця. Загальний рівень сонячної активності змінюється з характерним періодом, приблизно рівним 11 років (так званий «цикл сонячної активності» або «одинадцятирічний цикл»). Цей період витримується неточно і в XX столітті був ближче до 10 років, а за останні 300 років варіювався приблизно від 7 до 17 років. Циклам сонячної активності прийнято приписувати послідовні номери, починаючи від умовно обраного першого циклу, максимум якого був 1761 року. В 2000 спостерігався максимум 23-го циклу сонячної активності.
Існують також варіації сонячної активності більшої тривалості. Так, у другій половині XVII століття сонячна активність і, зокрема, її одинадцятирічний цикл були сильно ослаблені (щонайменше Маундера). У цю ж епоху в Європі відзначалося зниження середньорічних температур (т.з.. Малий льодовиковий період), що, можливо, викликане впливом сонячної активності на клімат Землі. Існує також точка зору, що глобальне потепління до деякої міри викликано підвищенням глобального рівня сонячної активності в другій половині XX століття. Проте, механізми такого впливу поки ще недостатньо ясні.
Найбільша група сонячних плям за всю історію спостережень виникла у квітні 1947 в південній півкулі Сонця. Її максимальна довжина становила 300 000 км, максимальна ширина — 145 000 км, а максимальна площа перевищує 6000 мільйонних часток площі півсфери (МДП) Сонця[2], що приблизно у 36 разів більше площі поверхні Землі. Група була легко видна неозброєним оком ввечерні години. Згідно каталогу Пулковської обсерваторії, ця група (№ 87 за 1947 рік) проходила по видимій із Землі півсфері Сонця з 31 березня по 14 квітня 1947 року, максимальна її площа склала 6761 МДП, а максимальна площа найбільшого плями в групі — 5055 МДП; кількість плям у групі досягало 172[3].
Сонце як змінна зірка
Оскільки магнітна активність Сонця схильна періодичним змінам, а разом з цим змінюється і його світність (см. Сонячний цикл), його можна розглядати як змінну зірку. У роки максимуму активності Сонце яскравіше, ніж у роки мінімуму. Амплітуда змін сонячної постійної досягає 0,1 % (в абсолютних значеннях це 1 Вт/м², тоді як середнє значення сонячної постійної — 1361,5 Вт/м²)[4].
Також деякі дослідники відносять Сонце до класу низькоактивних змінних зірок типу BY Дракона[5][6]. Поверхня таких зірок покрита плямами (до 30 % від загальної площі), і за рахунок обертання зірок спостерігаються зміни їх блиску. У Сонця така змінність дуже слабка.
Немає коментарів:
Дописати коментар