На початку XVII століття в Голландії з'явилися перші підзорні труби. Про це дізнався видатний італійський учений Галілео Галілей і вирішив зробити свою власну підзорну трубу.

Перша його підзорна труба, зроблена в 1609 році, мала приблизно трикратне збільшення, а незабаром він зробив і другу - приблизно з 32-кратним збільшенням. За допомогою цієї труби 7 січня 1610 року провів свої перші телескопічні спостереження астрономічних небесних тіл. Почалася ера телескопічної астрономії. (Слід зазначити, що назва «телескоп» для одного з інструментів Галілея було запропоновано в 1611 році грецьким математиком Джованні Демізіані.)

Крім Місяця, зірок і планет, Галілей за допомогою свого телескопа також спостерігав і Сонце. Сам Галілей повідомляв в листі Аугсбургскому патрицієві і бургомістра, любителю астрономії Маркусу Вельзер про те, що сонячні плями він спостерігав в середині серпня 1610 року.

Галілею виявилося достатнім поспостерігати за все кілька тижнів, щоб переконатися, що ці плями дійсно органічно пов'язані з Сонцем, а не є планетами або якими-небудь твердими тілами, проектуються на нього.

Він виявив, що Сонце обертається, причому воно робить повний оборот навколо своєї осі на кілька днів менше, ніж за місяць.

Трохи пізніше Галілей писав: «Повторні спостереження, нарешті, переконали мене, що ці плями - реальні освіти на поверхні самого Сонця, де вони безперервно виникають, а потім зникають, одні за більш короткий, інші за довший проміжок часу. А внаслідок обертання Сонця, яке відбувається з періодом близько одного місяця за місячним календарем, вони захоплюються навколо Сонця; це явище важливе саме по собі, а ще більше в силу своєї значущості ».

Трохи пізніше Галілея сонячні плями спостерігалися 24-річним студентом-медиком Йоханнесом Фабриціуса (9 березня 1611 роки) і членом ордена єзуїтів, викладачем Інгольштадского університету Крістофом Шейнером (21 березня 1611 року). Фабрициус, до того ж, раніше Галілея опублікував результати своїх спостережень (в червні 1611) в трактаті: «Оповідання про спостереження плям на Сонці та їх очевидному обертанні з Сонцем», хоча цей трактат і залишився непоміченим серйозними вченими.

Слід зазначити, що перші згадки про спостереження плям на Сонці зустрічаються ще в стародавніх китайських літописах, датованих 165 і 28 роками до нашої ери.

Про сонячні плями писав і учень Аристотеля Теофраст з Афін в третьому столітті до нашої ери. Перші замальовки плям були зроблені в 1128 році в середньовічній англійській хроніці Іоанна Вустерского.

Повідомляється про плями на Сонці і в давньоруської Никонівському літописі за 1365 рік. Знаменитий німецький вчений Йоганн Кеплер також бачив пляма на Сонці в 1607 році, але прийняв його за тінь Меркурія.

На початку XVII століття в Європі все ще панувало уявлення Аристотеля про Сонце як про кулю чистого вогню. Багато людей були впевнені, що ніяких плям на Сонці немає і бути не може, і навіть відмовлялися дивитися в телескоп, щоб самим не піддатися чаклунства і не бачити осквернення чистоти нашого небесного світила.

Виявлення реальності сонячних плям було свого роду світоглядної революцією, сприяло розвитку експериментального і наглядової підходу до дійсності.

Галілей вважав, що сонячні плями - це хмари, плаваючі в сонячній атмосфері. Деякі вчені вважали, що плями - це гори, які кидають тінь на світяться хмари, інші припускали, що плями - продукт дії свого роду вулканічних сил.

Зараз ми знаємо, що плями на Сонці - це області фотосфери зі зниженою на 1500-2000 градусів температурою і сильними магнітними полями з індукцією 1500-4000 Гс, тому на загальному яскравому тлі фотосфери (з температурою близько 6000 градусів) вони виглядають чорними (рис. 3).

Невеликі плями мають поперечний розмір в кілька тисяч кілометрів, тоді як розміри великих плям досягають 100 тисяч кілометрів. Найчастіше плями з'являються у вигляді біполярних груп, що складаються з двох великих плям і великої кількості менших плям і часу (маленьких плям найпростішого типу) між ними (рис. 4).

Два основних плями групи називаються головною і хвостовою, їх магнітні поля, як правило, протилежні за напрямком.

Сонячні плями є піднаглядним на фотосферного рівні проявом більшого комплексного явища - активних областей і комплексів активності, які охоплюють всі шари сонячної атмосфери і викликаються генерацією і подальшим розпадом потужних магнітних полів на Сонці.

Уже в XVII столітті, незабаром після виявлення сонячних плям, почалися їх регулярні спостереження і замальовки астрономами, як професіоналами, так і аматорами.

Німецький ботанік, фармацевт і астроном Самуель Генріх Швабе також вів систематичні спостереження сонячних плям. У 1843 році, проаналізувавши свої спостереження за 17 років, він виявив, що їх кількість на Сонце змінювалося по певній закономірності, а саме: мінімуми і максимуми числа плям повторювалися приблизно через 10 років.

Результати своїх спостережень Швабе опублікував в роботі «Спостереження Сонця 1843 г.». Ця публікація не притягнула широкої уваги наукової спільноти, але надзвичайно зацікавила Рудольфа Вольфа, який працював в Бернському університеті і також спостерігав сонячні плями.

Вольф зібрав всі доступні йому на той час дані про сонячну активність і обчислив, що періодичність кількості сонячних плям становила 11,1 року. Ця закономірність була названа законом Швабе-Вольфа, а саме явище - 11-річним циклом сонячної активності.

У 1848 році Вольф запропонував для кількісної характеристики сонячних плям використовувати спеціальну величину, яку він назвав відносним числом сонячних плям (тепер її називають також числом Вольфа, міжнародним числом сонячних плям або цюріхськими числом сонячних плям).

Число Вольфа W визначається як сума загальної кількості сонячних плям f і помноженого на 10 кількості груп плям g:

W = k ∙ (f + 10g),

де k - якийсь нормирующий коефіцієнт, що залежить від місця спостереження, інструменту, спостерігача і погодних умов. Наприклад, якщо на Сонці спостерігається всього одну пляму, то число Вольфа дорівнює 11.

У 1847 році Вольф став директором Бернської обсерваторії, а в 1864 році - директором Цюріхській обсерваторії, гдеон організував регулярні патрульні спостереження сонячних плям.

Саме Цюрихская обсерваторія в 1849 році почала регулярно публікувати числа Вольфа (для її спостережень, тобто для спостережень Вольфа, коефіцієнт k був прийнятий рівним 1).

Приблизно протягом півстоліття з дня в день, з року в рік Вольф займався статистикою сонячних плям. Він збирав і аналізував дані про спостереження сонячних плям по всьому світу, створивши таким чином, кажучи по-сучасному, базу даних про кількість сонячних плям.

Німецький учений Густав Шпёрер в 1861 р виявив, що на початку циклу активності сонячні плями з'являються на широтах ± (20-40) ˚ (це - так звана «королівська зона» сонячних плям), потім поступово наближаються до екватору, але не перетинають його .

Широтний дрейф плям до екватора добре помітний на діаграмі розподілу плям по широті в функції часу, яка називається «діаграмою метеликів Маундера» (по імені англійського вченого Едварда Маундера, вперше намалював таку діаграму, рис. 7).

На початку ХХ століття видатний американський дослідник Сонця, винахідник спектрогеліографа, Джордж Хейл виявив, що сонячні плями володіють сильними магнітними полями, причому магнітні полярності головних і хвостових плям в північній і південній півкулях Сонця є протилежними за напрямком, зберігають свою полярність в поточному циклі, але змінюють її в кожному новому циклі.

Таким чином, було виявлено, що магнітна конфігурація сонячних плям повторюється через два 11-річних цикли. В результаті виходить 22-річна періодичність, яка називається магнітним циклом Хейла.

Відносне число сонячних плям визначається щодня багатьма спостерігачами на багатьох обсерваторіях. З щоденних значень розраховуються місячні значення, а з місячних - річні. Для зменшення флуктуацій проводиться усереднення (згладжування) місячних значень за річним інтервалу.

Слід зазначити, що значення, отримані на різних обсерваторіях, за допомогою різних телескопів (і навіть різними спостерігачами при інших рівних умовах) можуть мати істотні (іноді систематичні) розбіжності.

Тривалий час (при Вольфа і після нього) міжнародним центром по визначенню, збору, аналізу і якоїсь «стандартизації» відносного числа сонячних плям була Цюрихская обсерваторія. Тепер такий центр (SILSO - Sunspot Index and Long-term Solar Observations) розташовується при Бельгійської Королівської обсерваторії.

Рудольф Вольф при створенні ряду Цюріхського чисел не мав необхідних наглядових даних для всіх днів (тоді він просто інтерполювати дані), деякі використані ним спостереження інших авторів були досить ненадійними. Дослідники час від часу звертали увагу на те, що деякі значення Цюріхського чисел як би «випадали» із загального ряду даних, ці значення часто вдавалося уточнити по іншим, «знову виявлено» спостереженнями. Таким чином відбувалося постійне поліпшення Цюріхського ряду.

Істотний крок в удосконаленні низки сонячних плям було зроблено в 1998 році, коли американські сонячні фізики Дуглас Хойт і Кен Шаттен опублікували ряд кількості груп плям з 1610 р

Новий ряд був заснований на набагато більш широкою архівної базі: Хойт і Шаттен проаналізували більше 440 тисяч записів спостережень 463 спостерігачів, що майже в два рази більше, ніж було в розпорядженні Вольфа. Це дозволило відсунути кордон початку надійних даних про сонячну активність з 1750 на 1610 рік.

У липні 2015 року міжнародною командою сонячних фізиків на чолі з професором Фредеріком Клетт (Frederic Clette) були проведені глибока ревізія і рекалібровку міжнародного відносного числа сонячних плям. Основні зміни в порівнянні з попереднім рядом чисел Вольфа полягали в наступному:

1) в якості основного наглядової ряду узятий ряд Альфреда Вольфера (який був основним спостерігачем Цюріхській обсерваторії в 1876-1928 роках), а не ряд самого Рудольфа Вольфа. Це призвело до збільшення більш ранніх значень приблизно в 1 / 0.6 рази і зробило їх пропорційними з сучасними оцінками;

2) були виправлені значення після 1947 року, коли Максом Вальдмайером при розрахунку числа Вольфа були введені «вагові» коефіцієнти залежно від розміру плями;

3) був виявлений і усунутий змінний тренд в спостереженнях обсерваторії Локарно, яка була опорною обсерваторією по числах Вольфа після 1980 року.

На рис. 11 показані зміни місячного згладженого числа Вольфа з 1749 року. Тонкі і товсті лінії ілюструють попередню, стару, і нову версії відносного числа сонячних плям W. Цифрами вказані номери циклів активності, нумерація циклів умовно починається приблизно з 1755 р з першого циклу, для якого більш-менш надійно були відомі числа Вольфа для всього періоду.

Щоб отримати відношення між старими і новими числами Вольфа, потрібно поелементно розділити значення старого і нового ряду. На рис. 12 показано отримане таким чином ставлення P нових і старих місячних і місячних згладжених (жирна лінія) чисел Вольфа: на верхній панелі - за весь час з 1749 року, на нижній - останні три цикли сонячної активності, з 1980 р Слід зазначити, що розкид відносини між старими і новими значеннями зростає поблизу мінімумів активності (1986, 1996 і 2009 рр.).

Характеристики сонячних циклів після ревізії 2015 року, починаючи з 1745 р приведені в таблиці. Проміжок часу від мінімуму до максимуму циклу характеризує тривалість фази зростання циклу, від максимуму до мінімуму - тривалість фази спаду.

Тривалість циклу визначена як проміжок часу між мінімумами на початку і в кінці циклу. Якщо в мінімумі циклу деяке мінімальне значення зберігається протягом декількох місяців, тоді час мінімуму циклу визначено як середній час з декількох таких значень.

Середні значення числа Вольфа в мінімумі і максимумі циклу становлять відповідно 9,2 і 177,7, середня тривалість фази зростання, фази спаду і повної тривалості циклу - 4,407, 6,646 і 11,019 року відповідно. У порівнянні з попереднім рядом чисел Вольфа моменти мінімуму і максимуму циклу часто зрушуються назад або вперед на один-два місяці. У 23-му циклі сонячної активності вищим стає другою, а не перший, як було раніше, максимум циклу.

Таблиця. Характеристики сонячних циклів після ревізії 2015 р

* - прогнозовані значення
** - середнє для циклів 0-23

Ряд чисел Вольфа є, мабуть, найважливішою характеристикою сонячної активності, оскільки він - найтриваліший спостережуваний ряд, що характеризує наше Сонце і дозволяє, як результат, досліджувати довготривалий вплив сонячної активності на клімат і інші процеси на Землі.

Непрямі дані, а саме дослідження вмісту ізотопів вуглецю С14 в річних кільцях дерев і в осадових породах з морських і озерних западин, а також берилію Ве10 в керна багаторічних льодовиків, дозволяють «відновити» (звичайно, з певною точністю) хід сонячної активності в минулому.

Це є можливим завдяки тому, що ізотопи С14 і Ве10 утворюються у верхніх шарах земної атмосфери під дією галактичних космічних променів, і далі їх концентрація змінюється відповідно до відомими закономірностями радіоактивного розпаду (період напіврозпаду С14 і Ве10 становить 5730 років і 1,5 млн років відповідно).

Сам же потік галактичних космічних променів поблизу Землі обернено пропорційний рівню сонячної активності (т.зв Форбуш-ефект). Тому концентрація зазначених ізотопів вище саме в епохи мінімумів сонячної активності.

До теперішнього часу написані тисячі наукових статей, присвячених дослідженню сонячної активності і її впливу на земні процеси, де сонячна активність характеризується саме числами Вольфа.

Ухвалення нового ряду чисел Вольфа вже викликало новий сплеск наукових досліджень, в тому числі - з метою уточнення і перевірки вже відомих закономірностей сонячної активності і сонячно-земних зв'язків.

Н.І. Пішкало, кандидат фізико-математичних наук, старший науковий співробітник