В начале XVII столетия в Голландии появились первые подзорные трубы. Об этом узнал выдающийся итальянский учёный Галилео Галилей и решил сделать свою собственную подзорную трубу.

Первая его подзорная труба, сделанная в 1609 году, имела приблизительно трёхкратное увеличение, а вскоре он сделал и вторую – примерно с 32-кратным увеличением. При помощи этой трубы 7 января 1610 года он провёл свои первые телескопические наблюдения астрономических небесных тел. Началась эра телескопической астрономии. (Следует отметить, что название «телескоп» для одного из инструментов Галилея было предложено в 1611 году греческим математиком Джованни Демизиани.)

Помимо Луны, звёзд и планет, Галилей при помощи своего телескопа также наблюдал и Солнце. Сам Галилей сообщал в письме аугсбургскому патрицию и бургомистру, любителю астрономии Маркусу Вельзеру о том, что солнечные пятна он наблюдал в середине августа 1610 года.

Галилею оказалось достаточным пронаблюдать всего несколько недель, чтобы убедиться, что эти пятна действительно органически связаны с Солнцем, а не являются планетами или какими-нибудь твёрдыми телами, проектирующимися на него.

Он обнаружил, что Солнце вращается, причём оно делает полный оборот вокруг своей оси на несколько дней меньше, чем за месяц.

Чуть позже Галилей писал: «Повторные наблюдения, наконец, убедили меня, что эти пятна – реальные образования на поверхности самого Солнца, где они непрерывно возникают, а затем исчезают, одни за более короткий, иные за более длинный промежуток времени. А вследствие вращения Солнца, которое происходит с периодом около одного лунного месяца, они увлекаются вокруг Солнца; это явление важно само по себе, а ещё более в силу своей значительности».

Немногим позже Галилея солнечные пятна наблюдались 24-летним студентом-медиком Йоханнесом Фабрициусом (9 марта 1611 года) и членом ордена иезуитов, преподавателем Ингольштадского университета Кристофом Шейнером (21 марта 1611 года). Фабрициус, к тому же, раньше Галилея опубликовал результаты своих наблюдений (в июне 1611 г.) в трактате: «Повествование о наблюдении пятен на Солнце и их очевидном вращении с Солнцем», хотя этот трактат и остался незамеченным серьёзными учёными.

Следует отметить, что первые упоминания о наблюдении пятен на Солнце встречаются ещё в древних китайских летописях, датируемых 165 и 28 годами до нашей эры.

О солнечных пятнах писал и ученик Аристотеля Теофраст из Афин в третьем веке до нашей эры. Первые зарисовки пятен были сделаны в 1128 году в средневековой английской хронике Иоанна Вустерского.

Сообщается о пятнах на Солнце и в древнерусской Никоновской летописи за 1365 год. Знаменитый немецкий ученый Иоганн Кеплер также видел пятно на Солнце в 1607 году, но принял его за тень Меркурия.

В начале XVII века в Европе всё ещё господствовало представление Аристотеля о Солнце как о шаре чистого огня. Многие люди были уверены, что никаких пятен на Солнце нет и быть не может, и даже отказывались смотреть в телескоп, чтобы самим не поддаться колдовству и не видеть осквернения чистоты нашего небесного светила.

Обнаружение реальности солнечных пятен было своего рода мировоззренческой революцией, содействовало развитию экспериментального и наблюдательного подхода к действительности.

Галилей считал, что солнечные пятна – это облака, плавающие в солнечной атмосфере. Некоторые учёные считали, что пятна – это горы, отбрасывающие тень на светящиеся облака, иные предполагали, что пятна – продукт действия своего рода вулканических сил.

Сейчас мы знаем, что пятна на Солнце – это области фотосферы с пониженной на 1500–2000 градусов температурой и сильными магнитными полями с индукцией 1500–4000 Гс, поэтому на общем ярком фоне фотосферы (с температурой около 6000 градусов) они выглядят чёрными (рис. 3).

Небольшие пятна имеют поперечный размер в несколько тысяч километров, тогда как размеры больших пятен достигают 100 тысяч километров. Чаще всего пятна появляются в виде биполярных групп, состоящих из двух больших пятен и большого количества меньших пятен и пор (маленьких пятен простейшего типа) между ними (рис. 4).

Два основных пятна группы называются головным и хвостовым, их магнитные поля, как правило, противоположны по направлению.

Солнечные пятна являются наблюдаемым на фотосферном уровне проявлением большего комплексного явления – активных областей и комплексов активности, которые охватывают все слои солнечной атмосферы и вызываются генерацией и последующим распадом мощных магнитных полей на Солнце.

Уже в XVII веке, вскоре после обнаружения солнечных пятен, начались их регулярные наблюдения и зарисовки астрономами, как профессионалами, так и любителями.

Немецкий ботаник, фармацевт и астроном Самуэль Генрих Швабе также вёл систематические наблюдения солнечных пятен. В 1843 году, проанализировав свои наблюдения за 17 лет, он обнаружил, что их количество на Солнце менялось по определённой закономерности, а именно: минимумы и максимумы числа пятен повторялись примерно через 10 лет.

Результаты своих наблюдений Швабе опубликовал в работе «Наблюдения Солнца 1843 г.». Эта публикация не привлекла широкого внимания научного сообщества, но чрезвычайно заинтересовала Рудольфа Вольфа, работавшего в Бернском университете и также наблюдавшего солнечные пятна.

Вольф собрал все доступные ему на то время данные о солнечной активности и вычислил, что периодичность количества солнечных пятен составляла 11,1 года. Данная закономерность была названа законом Швабе-Вольфа, а само явление – 11-летним циклом солнечной активности.

В 1848 году Вольф предложил для количественной характеристики солнечных пятен использовать специальную величину, которую он назвал относительным числом солнечных пятен (теперь её называют также числом Вольфа, международным числом солнечных пятен или Цюрихским числом солнечных пятен).

Число Вольфа W определяется как сумма общего количества солнечных пятен f и умноженного на 10 количества групп пятен g:

W = k ∙ (f + 10g),

где k – некий нормирующий коэффициент, зависящий от места наблюдения, инструмента, наблюдателя и погодных условий. Например, если на Солнце наблюдается всего одно пятно, то число Вольфа равняется 11.

В 1847 году Вольф стал директором Бернской обсерватории, а в 1864 году – директором Цюрихской обсерватории, где он организовал регулярные патрульные наблюдения солнечных пятен.

Именно Цюрихская обсерватория в 1849 году начала регулярно публиковать числа Вольфа (для её наблюдений, т.е. для наблюдений Вольфа, коэффициент k был принят равным 1).

Примерно в течение полустолетия изо дня в день, из года в год Вольф занимался статистикой солнечных пятен. Он собирал и анализировал данные о наблюдениях солнечных пятен по всему миру, создав таким образом, говоря по-современному, базу данных о количестве солнечных пятен.

Немецкий учёный Густав Шпёрер в 1861 г. обнаружил, что в начале цикла активности солнечные пятна появляются на широтах ±(20–40)˚ (это – так называемая «королевская зона» солнечных пятен), затем постепенно приближаются к экватору, но не пересекают его.

Широтный дрейф пятен к экватору хорошо заметен на диаграмме распределения пятен по широте в функции времени, которая называется «диаграммой бабочек Маундера» (по имени английского учёного Эдварда Маундера, впервые нарисовавшего такую диаграмму, рис. 7).

В начале ХХ века выдающийся американский исследователь Солнца, изобретатель спектрогелиографа, Джордж Хейл обнаружил, что солнечные пятна обладают сильными магнитными полями, причём магнитные полярности головных и хвостових пятен в северном и южном полушариях Солнца являются противоположными по направлению, сохраняют свою полярность в текущем цикле, но изменяют её в каждом новом цикле.

Таким образом, было обнаружено, что магнитная конфигурация солнечных пятен повторяется через два 11-летних цикла. В результате получается 22-летняя периодичность, которая называется магнитным циклом Хейла.

Относительное число солнечных пятен определяется ежедневно многими наблюдателями на многих обсерваториях. Из ежедневных значений рассчитываются месячные значения, а из месячных – годовые. Для уменьшения флюктуаций производится усреднение (сглаживание) месячных значений по годовому интервалу.

Следует отметить, что значения, полученные на разных обсерваториях, при помощи разных телескопов (и даже разными наблюдателями при прочих равных условиях) могут иметь существенные (иногда систематические) расхождения.

Длительное время (при Вольфе и после него) международным центром по определению, сбору, анализу и некой «стандартизации» относительного числа солнечных пятен была Цюрихская обсерватория. Теперь такой центр (SILSO – Sunspot Index and Long-term Solar Observations) располагается при Бельгийской Королевской обсерватории.

Рудольф Вольф при создании ряда Цюрихских чисел не имел необходимых наблюдательных данных для всех дней (тогда он просто интерполировал данные), некоторые использованные им наблюдения других авторов были довольно ненадёжными. Исследователи время от времени обращали внимание на то, что некоторые значения Цюрихских чисел как бы «выпадали» из общего ряда данных, эти значения часто удавалось уточнить по другим, «вновь обнаруженным» наблюдениям. Таким образом происходило постоянное улучшение Цюрихского ряда.

Существенный шаг в усовершенствовании ряда солнечных пятен был сделан в 1998 г., когда американские солнечные физики Дуглас Хойт и Кен Шаттен опубликовали ряд количества групп пятен с 1610 г.

Новый ряд был основан на гораздо более обширной архивной базе: Хойт и Шаттен проанализировали более 440 тысяч записей наблюдений 463 наблюдателей, что почти в два раза больше, чем было в распоряжении Вольфа. Это позволило отодвинуть границу начала надёжных данных о солнечной активности с 1750 на 1610 год.

В июле 2015 года международной командой солнечных физиков во главе с профессором Фредериком Клеттом (Frederic Clette) были произведены глубокая ревизия и рекалибровка международного относительного числа солнечных пятен. Основные изменения по сравнению с предыдущим рядом чисел Вольфа состояли в следующем:

1) в качестве основного наблюдательного ряда взят ряд Альфреда Вольфера (который был основным наблюдателем Цюрихской обсерватории в 1876–1928 годах), а не ряд самого Рудольфа Вольфа. Это привело к увеличению более ранних значений приблизительно в 1/0.6 раза и сделало их соразмерными с современными оценками;

2) были исправлены значения после 1947 года, когда Максом Вальдмайером при расчёте числа Вольфа были введены «весовые» коэффициенты в зависимости от размера пятна;

3) был обнаружен и устранён переменный тренд в наблюдениях обсерватории Локарно, которая была опорной обсерваторией по числам Вольфа после 1980 года.

На рис. 11 показаны изменения месячного сглаженного числа Вольфа с 1749 года. Тонкие и толстые линии иллюстрируют предыдущую, старую, и новую версии относительного числа солнечных пятен W. Цифрами указаны номера циклов активности, нумерация циклов условно начинается примерно с 1755 г., с первого цикла, для которого более-менее надёжно были известны числа Вольфа для всего периода.

Чтобы получить отношение между старыми и новыми числами Вольфа, нужно поэлементно разделить значения старого и нового ряда. На рис. 12 показано полученное таким образом отношение P новых и старых месячных и месячных сглаженных (жирная линия) чисел Вольфа: на верхней панели – за всё время с 1749 г., на нижней – последние три цикла солнечной активности, с 1980 г. Следует отметить, что разброс отношения между старыми и новыми значениями возрастает вблизи минимумов активности (1986, 1996 и 2009 гг.).

Характеристики солнечных циклов после ревизии 2015 года, начиная с 1745 г., приведены в таблице. Промежуток времени от минимума до максимума цикла характеризует длительность фазы роста цикла, от максимума до минимума – длительность фазы спада.

Длительность цикла определена как промежуток времени между минимумами в начале и в конце цикла. Если в минимуме цикла некоторое минимальное значение сохраняется на протяжении нескольких месяцев, тогда время минимума цикла определено как среднее время из нескольких таких значений.

Средние значения числа Вольфа в минимуме и максимуме цикла составляют соответственно 9,2 и 177,7, средняя длительность фазы роста, фазы спада и полной длительности цикла – 4,407, 6,646 и 11,019 года соответственно. По сравнению с предыдущим рядом чисел Вольфа моменты минимума и максимума цикла часто сдвигаются назад или вперёд на один-два месяца. В 23-м цикле солнечной активности более высоким становится второй, а не первый, как было ранее, максимум цикла.

Таблица. Характеристики солнечных циклов после ревизии 2015 г.

* – прогнозированные значения
** – среднее для циклов 0–23

Ряд чисел Вольфа является, пожалуй, важнейшей характеристикой солнечной активности, поскольку он – самый длительный наблюдаемый ряд, характеризующий наше Солнце и позволяющий, как результат, исследовать долговременное влияние солнечной активности на климат и другие процессы на Земле.

Непрямые данные, а именно исследование содержания изотопов углерода С¹⁴ в годичных кольцах деревьев и в осадочных породах из морских и озёрных впадин, а также бериллия Ве¹⁰ в кернах многолетних ледников, позволяют «восстановить» (конечно, с определённой точностью) ход солнечной активности в прошлом.

Это является возможным благодаря тому, что изотопы С¹⁴ и Ве¹⁰ образуются в верхних слоях земной атмосферы под действием галактических космических лучей, и далее их концентрация изменяется в соответствии с известными закономерностями радиоактивного распада (период полураспада С¹⁴ и Ве¹⁰ составляет 5730 лет и 1,5 млн лет соответственно).

Сам же поток галактических космических лучей вблизи Земли обратно пропорционален уровню солнечной активности (т.н Форбуш-эффект). Поэтому концентрация указанных изотопов выше именно в эпохи минимумов солнечной активности.

К настоящему времени написаны тысячи научных статей, посвящённых исследованию солнечной активности и её влиянию на земные процессы, где солнечная активность характеризуется именно числами Вольфа.

Принятие нового ряда чисел Вольфа уже вызвало новый всплеск научных исследований, в том числе – с целью уточнения и проверки уже известных закономерностей солнечной активности и солнечно-земных связей.

Н.И. Пишкало, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник