Сонячні плями — це темні ділянки на Сонці. Температура сонячних плям на кілька тисяч градусів нижча, ніж у фотосфери (нижній шар атмосфери зірки, з якого походить світло, яке ми бачимо) навколо них, і становить близько 3700 градусів Цельсія. Такі утворення існують кілька годин, днів чи навіть місяців, вони можуть бути різної форми та розмірів. Особливо великі плями можна побачити і без телескопа (однак пам'ятайте, що дивитися неозброєним оком на Сонце небезпечно). Таким чином, люди спостерігали ці утворення здавна, і перший запис про таке явище був створений у Китаї ще дві тисячі років тому. Однак для офіційної західної науки сонячні плями стали відомі на початку XVII століття.
Сонячні плями формуються лініями магнітних полів, що походять з нижчих шарів Сонця (до 700 кілометрів завглибшки) та виходять на поверхню, пронизуючи фотосферу. У таких ділянках сильне магнітне поле перешкоджає надходженню нової, гарячої плазми з конвективної зони на поверхню зірки, тож температура тут падає. Крім того, сонячні плями постійно змінюються. Темне ядро в центрі сонячної плями називається тінню. У міру того, як пляма розвивається, навколо цього ядра виникає більш світла область — напівтінь. У цій частині сонячної плями магнітне поле спрямовується паралельно поверхні Сонця, що формує її характерну ниткоподібну структуру. Як правило, сонячні плями виникають у парах і мають протилежну магнітну полярність.
Пляма на Сонці 28 січня 2020 року, сфотографована телескопом імені Деніела Іноуї. На зображенні видно тінь та напівтінь плями. NSO / AURA / NSF
Сонце переживає 11-річні цикли, або цикли Швабе, під час яких його глобальне магнітне поле змінює знаки на полюсах. Відслідковувати такі перетворення можна за допомогою сонячних плям, їхня кількість змінюється протягом циклу: спершу їх різко стає більше, потім вони поступово зникають. Пік у кількості сонячних плям називається сонячним максимумом, тоді як період, коли плям меншає, отримав назву сонячний мінімум. Наприклад, під час сонячного мінімуму в 1986 році зафіксували тринадцять сонячних плям, а під час максимуму в 1989 році їх вже нараховувалося 157.
Крім того, протягом циклу змінюється і розташування сонячних плям.Спершу вони виникають ближче до полюсів, потім починають рухатися у напрямку до екватора. Під час сонячного мінімуму плями попереднього циклу усе ще формуються у низьких широтах, тоді як плями наступного циклу вже виникають у високих.
Втім, цикли Швабе не обов’язково тривають саме одинадцять років, вони можуть бути трохи довшими чи коротшими. Щоб загальне магнітне поле Сонця повернулося до початкового стану, має пройти два цикли Швабе, або приблизно 22 роки — цей період називається циклом Гейла.
Хоча не виникає сумнів у тому, що магнітне поле Сонця відповідає за активність нашої зірки, як саме воно формується, лишається невідомим. Дослідники вважають, що за цим стоїть механізм динамо у внутрішніх шарах Сонця. Зокрема, на глибині приблизно у 30% загального радіуса зірки від її поверхні знаходиться теоретичний регіон, що називається тахоклин. Сонячна плазма рухається із різними швидкостями у зоні променистого переносу та у конвективній зоні, між якими розташований тахоклин. Крім того, біля полюсів цей рух швидший, ніж біля екватора. Таким чином, тахоклин переживає зсуви, і вважається, що рух плазми саме в цій зоні формує загальне магнітне поле Сонця.
Внутрішні шари Сонця. Kelvinsong / Wikimedia Commons
У надрах Сонця магнітні поля та іонізована плазма рухаються разом. Крім того, у більшості внутрішніх регіонів зірки тиск плазми перевищує магнітний тиск, а кінетична енергія плазми перевищує магнітну. Тобто, рух плазми контролює рух магнітних полів, транспортуючи і трансформуючи їх. Винятком є сонячні плями: тут, навпаки, магнітні поля достатньо сильні, щоб стримувати потоки плазми.
Комп’ютерні моделювання демонструють, що потоки плазми від екваторіальних областей до полюсів переміщують магнітні поля від старих сонячних плям. Потрапляючи на полюси, ці магнітні поля занурюються вглиб, оновлюються рухом плазми в тахоклині, а звідти знову піднімаються на поверхню, утворюючи нові сонячні плями. Так починається наступний сонячний цикл.
Орієнтація магнітних полів у активних регіонах, пов’язаних із групами сонячних плям, швидко змінюється. Це може утворювати сонячні спалахи та викиди корональної маси.
Сонячні спалахи — це раптове та інтенсивне збільшення випромінювання в сонячній короні (зовнішній частині атмосфери Сонця) по всьому діапазону електромагнітного спектру, від радіохвиль до рентгенівських та гамма-променів. Вони можуть тривати кілька хвилин або годин. Під час спалахів часто випромінюються частинки високої енергії, вони першими досягають Землі, а основний потік частинок приходить на кілька днів пізніше. При взаємодії спалаху з міжпланетним середовищем виникає ударна хвиля. В залежності від яскравості спалахів у рентгенівському діапазоні, дослідники виділяють три їхні класи, найсильнішими серед яких є спалахи Х-класу. Під час сонячного мінімуму великих спалахів, як правило, не стається. Крім того, найінтенсивніші з цих явищ асоціюються із сонячними плямами, які мають велику площу. У рентгенівському та ультрафіолетовому діапазоні спалахи яскравіші, ніж усе Сонце.
Викиди корональної маси — це великі виверження намагніченої плазми із сонячної корони, які поширюються у міжпланетний простір. Під час таких явищ можуть викидатися мільярди тонн матеріалу корони, і магнітне поле в потоці цієї плазми сильніше за фонове магнітне поле від сонячного вітру в міжпланетному просторі. Викиди корональної маси поширюються від нашої зірки з високою швидкістю, яка може сягати від 250 кілометрів на секунду до приблизно 3000 кілометрів на секунду. Таким чином, найшвидші спрямовані на Землю викиди можуть досягти планети всього за 15-18 годин. Точний механізм формування таких явищ ще не встановлений, проте дослідники припускають, що вони пов’язані з магнітним перез’єднанням, під час якого лінії магнітного поля сходяться та швидко перебудовуються.
Сонячні спалахи та викиди корональної маси можуть бути пов’язані або ж з’являтися поодинці.
Спалахи та викиди корональної маси деформують магнітосферу Землі: ударна хвиля заряджених частинок стискає магнітне поле планети на денній стороні, а на нічній стороні поле, навпаки, поле розтягується. Такі тимчасові зміни можуть мати помітні наслідки. Полярні сяйва, які зазвичай можна побачити лише біля полюсів, за таких умов можуть переміщуватися у нижчі широти і ставати яскравішими. Також внаслідок збурення магнітного поля Земля стає більш відкритою для впливу космічних променів.
Збільшення екстремального ультрафіолетового та рентгенівського випромінювання від Сонця під час спалахів впливає на верхні шари атмосфери Землі. Вони нагріваються, густина атмосфери також збільшується, а отже, зростає і її опір. У результаті супутники на низькій навколоземній орбіті можуть пошкоджуватися, опускатися нижче і згоряти в атмосфері. Частинки з високими енергіями, що виділяються під час сонячних спалахів і викидів корональної маси, також виводять з ладу чутливі прилади космічних апаратів і супутників та несуть загрозу для здоров’я астронавтів, що перебувають у космосі, і навіть пасажирів літаків на певних маршрутах. Крім того, сонячна активність певною мірою впливає і на земний клімат.
Однак найбільше геомагнітні бурі впливають на технології, якими людство послуговується щодня. Наприклад, викид корональної маси, спрямований на Землю, у 1989 році вивів з ладу електромережу в Канаді, лишивши шість мільйонів мешканців без світла на декілька годин.
На щастя, найпотужніша за всю історію спостережень геомагнітна буря сталася, коли людство ще не настільки залежало від технологій. Наприкінці серпня 1859 року астроном Річард Каррінгтон помітив незвичайно великі плями на Сонці та зафіксував числені спалахи, а 1 вересня стався потужний викид корональної маси. У результаті телеграфні системи Європи та Північної Америки вийшли з ладу, телеграфи били операторів електричним струмом, а їхні лінії пускали іскри, подекуди навіть створюючи пожежі. Крім того, Землю охопили інтенсивні північні сяйва, видимі навіть на Гаваях та Карибах. Збереглися свідчення, що люди у США могли читати газети вночі при світлі північного сяйва.
Те, що кількість плям на Сонці періодично змінюється, помітив німецький астроном Генріх Швабе у 1844 році. Пізніше інший дослідник, Рудольф Вольф, проаналізував архівні дані та зробив запис щодо цих змін з 1749 року. Таким чином, історично склалося, що цикл 1755-1766 років отримав перший номер.
Наразі Сонце переживає свій 25-й цикл. Сонячний мінімум розпочався у грудні 2019 року, а сонячний максимум, як очікується, наступить у липні 2025 року. Прогнозується, що на піку активності Сонце матиме 115 плям, а це доволі низька кількість. Тобто, як визначили експерти NASA та Національного управління океанічних і атмосферних досліджень США, новий цикл буде помірним, схожим на попередній. Це, однак, не означає, що ризик небезпечних явищ космічної погоди повністю відсутній.
Експерти постійно моніторять стан Сонця, а також середовища між нашою зіркою та планетою. Порівнюючи ці умови із попереднім досвідом, а також з моделюваннями, вони створюють прогнози космічної погоди. Однак частіше за все передбачити сильну геомагнітну бурю можливо лише за кілька годин до того, як вона настане.