Озонные дыры и гибель человечества

Солнечные пятна образуются не по всему солнечному диску. В редких случаях они появлялись на широтах ⁺-52^о, и то эти пятна были очень мелкими и неустойчивыми. Вблизи солнечного экватора в пределах 10-градусной полосы пятна также практически не появляются. Зоны, в которых появляется пятно на Солнце, были названы «королевскими». Отдельные пятна и группы пятен ориентируются определенным образом на поверхности Солнца. Так, группы пятен обычно вытянуты вдоль направления восток — запад (то есть вдоль параллели). Причем головное пятно располагается несколько ближе к экватору, чем хвостовое. Чем дальше от экватора, тем этот разворот пары пятен становится больше.

Пятна возникают и исчезают. Это происходит так. Рождению солнечного пятна предшествует усиление в данном месте магнитного поля. Затем постепенно появляется пятно, увеличивается, появляется парное пятно, а также другие пятна группы. Напряженность магнитного поля продолжает расти. С течением времени основные пятна группы постепенно удаляются друг от друга. В какой-то момент стадия роста заканчивается — группа пятен достигает максимальных размеров. После этого начинается распад всей группы и отдельных пятен. Эта стадия всегда более продолжительна, чем стадия роста. Дольше всего противостоит распаду головное пятно. Оно сохраняет правильную форму даже после исчезновения хвостового и других пятен группы. Магнитное поле постепенно уменьшается, но полностью оно исчезает только через некоторое время после полного распада пятен.

Наблюдателям за солнечными пятнами было ясно, что количество пятен на диске Солнца и их площадь изменяются во времени. Но долго оставалось неясным, как именно, по какому закону и, главное, почему. Один из астрономов-любителей, цюрихский аптекарь Генрих Швабе, в 1843 году опубликовал результат своих наблюдений солнечных пятен, которые он проводил ежедневно в течение 17 лет. Оказалось, что количество пятен на Солнце изменяется периодически. Впоследствии данные Швабе проанализировал астроном Рудольф Вольф. Он приобщил к ним и все другие данные наблюдений, которые проводились нерегулярно, с перерывами. Так Вольфу удалось в той или иной мере проследить по различным источникам изменение солнечных пятен вплоть до 1610 года, когда их наблюдал Галилео Галилей. Но наиболее полные данные наблюдений имелись начиная с 1749 года.

Анализировалось не просто количество солнечных пятен, а определялось число, которое учитывало также количество групп пятен.

_{Рис. 47. Изменение чисел Вольфа начиная с 1749 года.}

Когда рассчитанные числа Вольфа w были представлены графически, то оказалось, что они меняют свою величину с периодом, который в среднем равен 11,1 года. То есть было показано, что время между двумя ближайшими максимумами чисел Вольфа в среднем равно 11,1 года. Но это только «в среднем». Отдельные периоды имели продолжительность 7, а некоторые даже 17 лет. Числа Вольфа в одних максимумах были больше, чем в других. На рис. 47 показано изменение чисел Вольфа начиная с 1749 года и до наших дней. Здесь хорошо видны как периодичность в изменении числа солнечных пятен, так и изменение величины самих максимумов. Так, в максимумы 1870 и 1974 годы солнечных пятен было в три раза больше, чем в 1816 году, когда имел место самый низкий максимум. В 1957–1958 годы максимум числа солнечных пятен был еще больше, чем в 1870 и 1974 годы.

Рассмотрим более конкретно, в каких местах на солнечном диске чаще всего появляются пятна. Мы наблюдаем за ними с Земли. За счет вращения Солнца пятна все время меняют свое положение. Тот факт, что Солнце вращается на разных широтах с разной скоростью, приводит и к своеобразному характеру в продвижении пятен. За счет более медленного вращения Солнца в высоких широтах находящиеся там гипотетические пятна отстают от экваториальных.

Подавляющее большинство пятен появляется в полосе широт между 5 и 30^о. На широтах больше 35^о они появляются очень редко. Было показано, что в продолжение 11-летнего солнечного цикла положение солнечных пятен меняется закономерно: в начале нового солнечного цикла, который отсчитывается от минимума солнечных пятен, солнечные пятна появляются на самых больших широтах. Затем с течением времени широты их появления постепенно уменьшаются, приближаясь к широтам 5–8^о. Таким образом, с началом нового солнечного цикла появляются пятна этого цикла на широтах около 30^о и продолжают быть видны пятна старого цикла на широтах около 5–8^о. Такое изменение положения солнечных пятен в продолжение 11-летнего солнечного цикла было замечено впервые известным английским исследователем Солнца Р. Кэррингтоном еще в 1859 году. Позднее немецкий ученый Г. Шперер обосновал эту закономерность более полно. Эта закономерность получила название закона Шперера.