Со́нячна акти́вність — термін, що характеризує поточну сонячну радіацію, її спектральний розподіл, супутні електромагнітні явища та зміни в часі характеристик Сонця. Сонячна активність визначається сукупністю фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви сонячної активності — сонячні плями, факели, флокули, протуберанці тощо. Впливає на зміну погоди та клімату.

Розрізняють періодичні компоненти цих змін, основним з яких є 11-річний сонячний цикл, і аперіодичні зміниСупутникові спостереження повного сонячного випромінювання. (en).

Зміни світності Сонця за період його спостереження і космічних польотів перебувають у межах точності приладів. Невелика частина ультрафіолетового діапазону змінюється в межах декількох відсотків. Загальна світність Сонця протягом 11-річних циклів активності змінюється на 0,1% або на 1,3 Вт/м² . Повна кількість сонячної радіації, яка надходить до верхньої межі земної атмосфери, становить у середньому 1 366 Вт/м²Composite TSI Time Series , Graphics GalleryWillson, R. C., and A. V. Mordvinov (2003), Віковий тренд змін повної сонячної світимості в ході циклів 21-23 (en), Geophys. Res. Lett., 30(5), 1199, doi:10.1029/2002GL016038, http://www.agu.org/journals/gl/gl0905/2008GL036307.

Оцінки змін сонячної активності на основі чутливих до клімату радіоізотопних маркерів () дають різні результати — з одного боку є свідчення дуже незначних змін (~0,1%) протягом останніх 2 000 років, інші дослідження вказують на збільшення світності на ~0,2% з початку 17-го ст.

На клімат впливає також вулканічна активність, як, наприклад, у випадку мінімуму Маундера. Крім змін яскравості Сонця, м'якше на клімат впливає сонячний вітер у земній магнітосфері та зміни в ультрафіолетовій частині спектра Сонця. Але ці питання станом на 2009 рік ще слабко опрацьованіСупутникові спостереження сонячної світимості. (en).

Історія вивчення сонячної активності

Найбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям. Перші повідомлення про їх спостереження датуються 800 р. до н.е. в Китаї, перші малюнки -1128 р. З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами , однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст. У XV і XVI ст. спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера. 1845 року професори Д.Генри і з Принстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили, що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні. Пізніше було виявлено, що більше випромінювання мають сонячні факели.

Зв'язок сонячної активності та клімату Землі досліджується з 1900 р. Ч.Г.Аббот із Смітсоніанської астрофізичної обсерваторії (САО) вивчав активність Сонця і заснував сонячну обсерватарію в Калама (Чилі). Дослідження проводилися і в Маунт-Вільсон. Результат цієї роботи - виділення 27 гармонічних періодів сонячної активності в межах циклу Хейла, зокрема цикли з періодом 7, 13 і 39 місяців. Також простежувався зв'язок цих періодів з погодою шляхом складання сонячних трендів з температурою і рівнем осадів у містах. З виділенням науки дендрохронології почали відшукувати зв'язок сонячної активності та швидкості росту деревH.C. Fritts, 1976, Кільця дерев і клімат (), London: Academic Press.. Статистичні дослідження зв'язку сонячної активності та погоди і клімату були популярними з 1801, коли В.Гершель помітив зв'язок між сонячними плямами і цінами на пшеницю .

Сьогодні цей зв'язок досліджують за допомогою штучних супутників Землі і сучасної досконалої астрономічної апаратури .

Сонячна активність Сонячні плями

Сонячні плями — це порівняно темні області на фотосфері Сонця, в яких інтенсивне магнітне поле пригнічує конвекцію плазми і знижує її температуру на 2000 K. Факели дещо яскравіші ділянки, що формуються навколо груп плям, і, таким чином, забезпечують вихід енергії, заблокований на сусідніх темних ділянках. Зв'язок світності Сонця з кількістю плям був предметом суперечок починаючи з перших їх спостережень у XVII ст. Наразі відомо, що цей зв'язок існує — плями, як правило, зменшують світність Сонця (приблизно до 0,3%), хоча водночас світність збільшується (до 0,05%) внаслідок утворення флокул та яскравої сітки, пов'язаної з магнітним полемObservations of solar irradiance variability, Willson, et al. (1981), Science, 211, p.700. Вплив на сонячну світність магнітно-активних ділянок підтвердили лише перші штучні супутники Землі в 1980-х роках. Орбітальні обсерваторії (запущено 25 жовтня 1978) та (запущено 14 лютого 1980) визначили, що завдяки яскравим ділянкам навколо плям яскравість Сонця збільшується. Згідно з даними сонячної обсерваторії «SOHO», зміна сонячної активності відповідає невеликій зміні діаметра Сонця (~0,001%).

Кількість сонячних плям характеризується числом Вольфа протягом 300 років, які відомі також як числа Цюриха. Цей індекс відображає кількість плям і груп плям на Сонці. Використовуючи наявні методики в 2003 році було встановлено, що починаючи з 1940-х років кількість плям на Сонці максимальна за останні 1 150 років. Числа Вольфа за останні 11 400 років визначають шляхом використання дендрохронологічного датування концентрацій радіовуглецю. Згідно з цими дослідженнями рівень сонячної активності за останні 70 років унікально великий, схожий рівень був лише 8 000 років тому. Схожий рівень активності магнітного поля Сонце мало лише ~10% часу за останні 11 400 років, до того ж майже всі попередні періоди були коротшими у порівнянні з сучасним, . + Зміна сонячної активності з приблизним датуванням: Назва періоду Початок Завершення Мінімум Оорта 1040 1080 Середньовічний максимум 1100 1250 Мінімум Вольфа 1280 1350 Мінімум Шперера 1450 1550 Мінімум Маундера 1645 1715 Мінімум Дальтона</small> 1790 1820 Сучасний максимум</small> 1950 2004 Сучасний Мінімум 2004 (Зараз)

Історичний список Великих Мінімумів сонячної активності: 690 рік н. е. та роки до н. е. 360, 770, 1390, 2860, 3340, 3500, 3630, 3940, 4230, 4330, 5260, 5460, 5620, 5710, 5990, 6220, 6400, 7040, 7310, 7520, 8220, 9170.

Сонячні цикли

Сонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності. Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11, 22, 87, 210, 2 300 і 6 000 років, але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів. Основні цикли тривалістю 11, 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба, Хейла і Холлстатта.

Вплив фізичних параметрів Сонця

Існують гіпотези про вплив змін фізичних параметрів на клімат Землі і на загальну інсоляцію. Деякі варіації, такі як зміна діаметра Сонця, зараз становлять цікавість лише для астрономії.

Зміна повної яскравості Сонця Загальний спектр випромінювання Сонця дещо змінюється на 10-річному та триваліших інтервалах часу. Помічено зміни повної яскравості Сонця в останніх циклах СА в межах 0,1%. Зміни, які відповідають сонячним циклам тривалістю 9–13, 18–25 і >100 років впливають на температуру суші та океанів. Після мінімуму Маундера протягом 300 років спостерігалося збільшення світності Сонця від 0,1 до 0,6%, при цьому кліматичні моделі часто враховують значення 0,25%Solar Influences on Global Change, National Research Council, National Academy Press, Washington, D.C., p. 36, 1994.. Реконструкції яскравості на основі даних «ACRIM» показують тренд 0,04% на десять років, який свідчить про збільшення світності Сонця між мінімумами протягом періоду спостережень . Також можна спостерігати помітний зв'язок сонячної та геомагнітної активностіSecular total solar irradiance trend during solar cycles 21–23, Willson, R. C., and A. V. Mordvinov (2003), Geophys. Res. Lett., 30(5), 1199, doi:10.1029/2002GL016038ACRIM-gap and TSI trend issue resolved using a surface magnetic flux TSI proxy model, Scafetta, N., and R. C. Willson (2009), Geophys. Res. Lett., 36, L05701, doi:10.1029/2008GL036307.

Зміна яскравості в ультрафіолетовому діапазоні

Світність в ультрафіолетовому діапазоні — із довжиною хвилі 200-300 нм — змінюється на 1,5% від сонячного мінімуму до максимумуContribution of Ultraviolet Irradiance Variations to Changes in the Sun's Total Irradiance Science, 14 April 1989, Doi: 10.1126/science.244.4901.197, '1 percent of the sun's energy is emitted at ultraviolet wavelengths between 200 and 300 nanometers, the decrease in this radiation from 1 July 1981 to 30 June 1985 accounted for 19 percent of the decrease in the total irradiance' (19% of the 1/1366 total decrease is 1.4% decrease in UV). Зміна енергії у УФ-діапазоні відіграють важливу роль у зміні кількості атмосферного озону оскільки: висота, що відповідає тиску атмосфери 30 гПа, змінювалася протягом останніх чотирьох циклів СА. збільшення УФ-світності призводить до утворення більшої кількості озону, до збільшення температури стратосфери і зсуває циркуляцію тропосферних та стратосферних повітряних систем у напрямку до полюсів Землі.

Ефекти сонячних варіацій

Взаємодія частинок сонячного вітру, магнітного поля Сонця і магнітного поля Землі призводить до змін потоку заряджених частинок і електромагнітних полів навколо планети. Екстремальні сонячні явища можуть порушувати нормальну роботу електроприладів, штучних супутників Землі. Послаблення активності Сонця вважається причиною збільшення міжзоряного космічного випромінювання, яке досягає Землі і може слугувати причиною утворення хмарності, яка збільшує альбедо планети, охолоджуючи клімат.

Геомагнітні ефекти

Земні полярні сяйва є видимим результатом взаємодії сонячного вітру, сонячної і земної магнітосфер та атмосфери. Екстремальні явища, пов'язані з СА, приводять до значних збурень магнітного поля Землі, що є причиною геомагнітніх буревіїв. 1859 року зафіксований найсильніщий з геомагнітніх буревіїв за весь час спостережень. Буревій 1859 року викликав пошкодження телефонного зв'язку в країнах Європи та в Сполучених Штатах.

Вплив сонячних протонів

Сонячні протони високих енергій можуть досягнути Землі менше, ніж за 30 хв. після сонячного спалаху. Під час таких «бомбардувань сонячними протонами» Земля буквально "поливається" зарядженими частинками високих енергій, в основному протонами, які вивільнилися в зоні сонячного спалаху. Деякі з цих частинок досягають верхніх шарів атмосфери, де вони створюють додаткову йонізацію і можуть викликати суттєве збільшення радіоактивного рівня.

Утворення радіовуглецю

Утворення 14C пов'язано з сонячною активністю. Радіовуглець утворюється опроміненням атмосферного ізотопу азоту 14N космічними променями, внаслідок чого відбувається β-розпад і утворюється важкий ізотоп вуглецю. Збільшення СА призводить до зменшення швидкості утворення радіовуглецю внаслідок часткового екранування галактичного випромінювання . За зміною кількості ізотопу 14C, який ввійшов до складу органічних сполук під час росту багаторічних рослин (річні кільця дерев), визначають швидкість утворення цього ізотопу в атмосфері. На основі аналізу даних за останні 10 000 років визначено, що утворення 14C було максимальним під час голоцену 7 000 років тому і зменшувалось аж до часу 1 000 років тому. Крім зміни СА, довготривалі тренди 14C пов'язані зі зміною геомагнітного поля і зі зміною циркуляції вуглецю в біосфері, наприклад, під час льодовикового періоду.

Глобальне потепління

На 2009 рік у науковій спільноті існує консенсус, що зміни сонячної активності не є вирішальними у сучасній зміні кліматуJoanna Haigh. Міжурядова група експертів по зміні клімату у своєму 3-у звіті () стверджує, що зміни сонячної активності менше впливають на клімат Землі, ніж парникові гази у атмосфері .

Теорія змін на Сонці