Раз на одинадцять років Сонце стає помітно активнішим, а потім знову повертається до спокійнішого стану. Розповідаємо, звідки береться цей ритм і чому передбачити поведінку нашої зорі досі не вдається.
Оманлива сталість нашої зорі
Щоранку Сонце сходить над обрієм так само, як і тисячу років тому. Воно здається нам незмінним. Хоча насправді його активність змінюється циклічно, приблизно кожні одинадцять років. На початку циклу сонячна активність поступово зростає. На поверхні Сонця з’являється дедалі більше плям і активних областей, його магнітне поле стає складнішим, рух розжареної плазми на поверхні бурхливішим, і, як наслідок, частішають спалахи та викиди речовини в космос. Частинки й магнітні структури від деяких таких подій досягають Землі та взаємодіють із її магнітосферою. Це може спричиняти геомагнітні бурі, створювати проблеми для супутників і радіозв’язку, а полярні сяйва стають яскравішими й можуть бути помітними навіть у незвично низьких широтах. Після максимуму активність поступово зменшується. Кількість сонячних плям, спалахів і корональних викидів у середньому стає меншою, і Сонце переходить до сонячного мінімуму. Потім цикл починається знову. І так від циклу до циклу.
Цей ритм помітили ще у XIX столітті, хоча самі сонячні плями астрономи спостерігали значно раніше. Один із найдавніших датованих записів належить Йоганну Кеплеру: у 1607 році він спостерігав Сонце за допомогою камери-обскури. Щоправда, Кеплер помилково вирішив, що темна пляма на диску Сонця — це Меркурій, який проходить перед Сонцем. Лише у 1843 році німецький астроном Генріх Швабе звернув увагу на приблизно 10-річну періодичність зміни кількості сонячних плям. Пізніше період уточнили до приблизно 11 років.
Пояснення цього циклу пов’язане з магнітним полем Сонця, яке змінюється разом із рухом і диференційним обертанням плазми всередині зорі. На початку XX століття астрономи нарешті отримали можливість безпосередньо досліджувати магнітні поля сонячних плям — те, що астрономи минулого не могли дослідити без приладів, доступних нам сьогодні.
Випадкове відкриття сонячного циклу
У 1826 році німецький астроном-аматор Самуель Генріх Швабе почав полювання на невідому гіпотетичну планету, яка мала б обертатися ближче до Сонця, ніж Меркурій. Щоб не проґавити її проходження на тлі сонячного диска, він щодня замальовував усі темні плями, які бачив у телескоп. Планети не знайшов, зате накопичив записи щоденних спостережень за сімнадцять років, зроблені за однією методикою, і побачив у них закономірність. Число плям зростало і спадало з періодом приблизно в десять років. Свої висновки Самуель Генріх Швабе опублікував на початку 1840-х в астрономічному журналі Astronomische Nachrichten.
Магазин від Universe Space Tech
Шкарпетки Космічна Капібара – Маленькі Капі
До товару
Наступний крок зробив швейцарський астроном Рудольф Вольф. Він підняв архіви обсерваторій і зібрав розрізнені спостереження аж до 1745 року, бо ще раніше систематичних записів просто не вели. На довшому ряді період уточнили до одинадцяти років. Вольф також запровадив систему нумерації сонячних циклів, якою користуються дотепер. Відлік починається з циклу, що почався приблизно 1755 року, а той, який триває зараз, 25-й за рахунком.
Чому мірою активності стали саме плями, зрозуміло з практики тих років. Викиди корональної маси спостерігали із Землі ще до космічної ери, але їхні систематичні спостереження з космосу стали можливими після появи космічних коронографів, зокрема під час місії Skylab у 1970-х роках. Плями й сьогодні залишаються одним із найзручніших показників сонячної активності. Поряд із ними використовують й інші індекси, зокрема потік сонячного радіовипромінювання.
Звідки береться цей ритм
Плями рахували ще з часів Самуеля Генріха Швабе, але чим вони є насправді, стало зрозуміло лише 1908 року. Тоді американський астроном Джордж Еллері Гейл дослідив світло, яке надходить від плям, і виявив у ньому характерні зміни, що виникають лише в дуже сильному магнітному полі. Відтоді стало зрозуміло, що плями — це лише видима ознака, а причину циклу треба шукати у поведінці магнітного поля всередині Сонця.
А поведінка ця незвична. Поверхнею Сонця називають фотосферу — видимий шар, з якого до нас надходить більша частина сонячного світла. Звичайної твердої поверхні у Сонця, звісно, немає: фотосфера складається з дуже гарячої плазми. Це стан речовини, за якого газ значною мірою іонізований: поряд із нейтральними частинками в ньому присутні заряджені іони та вільні електрони.Саме така рухлива електропровідна речовина формує складне магнітне поле Сонця.Плазма добре проводить електричний струм, і магнітне поле рухається разом із нею, наче вморожене всередину. Цей зв’язок двобічний: потоки речовини ніби тягнуть магнітне поле за собою, а достатньо сильне поле, навпаки, гальмує їхній рух.
Плазма обертається з різною швидкістю на різних широтах. Екваторіальна зона робить повний оберт приблизно за 25 діб, тоді як на високих, приполярних широтах обертання триває близько 35. Ця різниця швидкостей поступово деформує полоїдальне магнітне поле Сонця: його силові лінії розтягуються в напрямку обертання і дедалі сильніше намотуються навколо Сонця, формуючи тороїдальну складову магнітного поля. Цю частину механізму сонячного динамо називають омега-ефектом
Друга частина механізму працює одночасно з першою. У зовнішньому шарі Сонця гаряча плазма підіймається з глибин вгору, охолоджується біля поверхні та опускається назад, а обертання закручує ці потоки так само, як воно закручує циклони в земній атмосфері. При цьому полярність магнітного поля Сонця змінюється: північний і південний магнітні полюси поступово міняються місцями. Такий процес відбувається поблизу максимуму сонячної активності, хоча зміна полярності розтягується в часі. Механізми, здатні перетворювати тороїдальне поле на полоїдальне, пов’язують з альфа-ефектом. Саме ця частина сонячного динамо залишається однією з найбільш дискусійних: дослідники досі не мають однозначної відповіді, який саме механізм переважно відповідає за відновлення магнітного поля Сонця. Разом обидві частини утворюють механізм, який називають сонячним динамо.
Магнітне поле під поверхнею Сонця розподілене нерівномірно. В областях, де магнітне поле особливо сильне, воно впливає на рух плазми та може робити магнітно насичену область плавучою. Вона піднімається крізь товщу Сонця, несучи із собою магнітний потік. Біля поверхні магнітне поле може виходити назовні у вигляді дуг і петель, тоді як їхні кінці залишаються зануреними в плазму. Сильне магнітне поле пригнічує конвективне перенесення енергії з глибини, тому в місці виходу такої петлі поверхня стає холоднішою за навколишню. Так виникає сонячна пляма. Що складніше й переплутаніше стає поле, то частіше петлі протилежного напрямку опиняються поруч і перез’єднуються. Під час такого магнітного перез’єднання частина накопиченої магнітної енергії швидко вивільняється. Це може спричиняти потужні сонячні спалахи, а за певних умов — і корональні викиди маси, коли величезна кількість плазми викидається в міжпланетний простір.
Ідею такого механізму висловив ірландський фізик Джозеф Лармор ще 1919 року. Але чому один такий цикл триває саме близько одинадцяти років, теорія досі не пояснює. Окремі цикли тривають від дев’яти до чотирнадцяти років, а одинадцять — це середнє значення. Наперед спрогнозувати ні тривалість наступного циклу, ні його інтенсивність поки не вдається.
Чому пляма насправді не темна
На самому Сонці найпомітнішим проявом цього механізму лишаються плями, і саме з їхньою назвою пов’язане поширене непорозуміння. Слово «пляма» наводить на думку, що це дефект або отвір, хоча йдеться про ту саму розжарену речовину, тільки холоднішу за сусідні ділянки. Фотосфера нагріта приблизно до 5500 °C, а пляма приблизно до 3500 °C. Через це речовина в ній випромінює приблизно вп’ятеро менше світла, ніж поверхня довкола, і саме на такому контрасті пляма здається темною.
Найдрібніші сонячні плями мають близько 1600 км у поперечнику, а найбільші групи плям можуть сягати приблизно 160 тисяч км — це понад 12 діаметрів Землі. Саме великі й складні групи плям часто стають осередками найпотужніших сонячних спалахів і корональних викидів маси. До Землі різні прояви сонячної активності доходять по-різному.
Випромінювання сонячного спалаху долітає до Землі приблизно за 8 хвилин. Оком його безпосередньо не побачити, адже значна частина додаткового випромінювання припадає на рентгенівський та ультрафіолетовий діапазони. Воно швидко іонізує іоносферу на освітленому боці Землі. Зміни в іоносфері також впливають на проходження сигналів супутникових навігаційних систем.
Корональні викиди речовини рухаються значно повільніше за світло і доходять за кілька діб. Вони спричиняють магнітні бурі, а з ними — полярні сяйва, які в такі дні можна побачити значно південніше, ніж зазвичай. Через сильні зміни магнітного поля Землі в довгих провідниках — зокрема в лініях електропередач — виникають індуковані струми. Вони можуть створювати додаткове навантаження на електромережі та трансформатори, а під час особливо сильних бур — спричиняти перебої й навіть пошкодження обладнання. Геомагнітна буря також нагріває й розширює верхні шари атмосфери. Через це на висотах низьких навколоземних орбіт щільність атмосфери зростає, супутники відчувають сильніший аеродинамічний опір і швидше втрачають орбітальну висоту. Енергетичні заряджені частинки можуть впливати й безпосередньо на космічну техніку: спричиняти одиничні збої в електроніці, накопичення заряду та, за достатньої енергії, пошкодження мікросхем. Накопичувальна дія радіації поступово погіршує характеристики електроніки та сонячних елементів. У періоди високої сонячної активності такі явища загалом трапляються частіше, ніж поблизу сонячного мінімуму.
Орієнтир, утім, приблизний. Конкретний спалах передбачити неможливо, а сильні бурі неодноразово фіксували вже у фазі спаду, коли загальна активність знижувалася.
Що відбувається із Сонцем зараз
Нинішній, 25-й сонячний цикл показав, наскільки складно робити такі передбачення точними. У 2019 році міжнародна група експертів NOAA, NASA та ISES прогнозувала, що максимум циклу припаде на липень 2025 року, а згладжене число сонячних плям становитиме близько 115. Насправді Сонце увійшло в період максимуму раніше, ніж передбачав базовий прогноз, — уже у 2024 році. Водночас активність виявилася значно вищою за прогнозовану: згладжене число сонячних плям перевищило 160. Це число не означає просто кількість плям, які одночасно видно на диску Сонця. Міжнародне число сонячних плям враховує і самі плями, і їхні групи. Тому цей показник є індексом загальної сонячної активності, а не простим підрахунком плям. А точний момент сонячного максимуму визначають лише ретроспективно — за згладженим рядом спостережень. Через це говорити про «дату максимуму» можна лише після того, як стане зрозуміло, в якому місяці згладжена активність досягла найвищого значення.
Приблизно тоді ж змінилася полярність полюсів Сонця. За вимірюваннями японського апарата Hinode, у південній полярній ділянці це сталося, ймовірно, у жовтні 2024 року, у північній — місяцем пізніше.
Зараз активність знижується і триватиме до мінімуму, який очікують близько 2030 року. Тоді почнеться 26-й цикл, а на його піку, приблизно в середині 2030-х, полярність зміниться ще раз, і поле повернеться до того стану, який мало до 2024 року. Виходить, що одинадцять років — це проміжок між двома мінімумами сонячної активності, яку ми спостерігаємо за кількістю плям і спалахів. За цей час полюси Сонця один раз міняються місцями. Щоб вони змінилися ще раз і повернулися до попереднього розташування, потрібен ще один такий цикл. Тому повний магнітний цикл Сонця триває приблизно 22 роки.
