всіх розвіданих запасів нафти, газу і вугілля. У той же час це енергія, що випускається всім Сонцем за одну двадцяту частку секунди, з потужністю, що не перевищує сотих часток відсотка від потужності повного випромінювання нашої зірки. В вспалахо-активних областях основна послідовність спалахів великої і середньої потужності відбувається за обмежений інтервал часу (40-60 годин), у той час як малі спалахи й уярчения спостерігаються практично постійно. Це призводить до підйому загального тла електромагнітного випромінювання Сонця. Тому для оцінки сонячної активності, зв'язаної зі спалахами, сталі застосовувати спеціальні індекси, прямо зв'язані з реальними потоками електромагнітного випромінювання. За величиною потоку радіовипромінювання на хвилі 10.7 см (частота 2800 МГц) в 1963 р. введений індекс F10.7. Він виміряється в сонячних одиницях потоку (с.о.п.), причому 1 с.о.п. = 10-22 Вт/(м2 В· Гц). Індекс F10.7 добре відповідає змінам сумарної площі сонячних плям і кількості спалахів у всіх активних областях. Для статистичних досліджень в основному використовуються середньомісячні значення. p align="justify"> З розвитком супутникових досліджень Сонця з'явилася можливість прямих вимірів потоку рентгенівського випромінювання в окремих діапазонах.
.2 Цикли сонячної активності
Сонячна активність у числах Вольфа і, як з'ясувалося пізніше, і в інших індексах, має циклічний характер із середньою тривалістю циклу в 11.2 року. Нумерація сонячних циклів починається з того моменту, коли почалися регулярні щоденні спостереження числа плям. Епоха, коли кількість активних областей буває найбільшим, називається максимумом сонячного циклу, а коли їх майже немає - мінімумом. За останні 80 років плин циклу трохи прискорилася, і середня тривалість циклів зменшився приблизно до 10.5 років. За останні 250 років самий короткий період був дорівнює 9 рокам, а самий довгий 13.5 років. Іншими словами, поводження сонячного циклу регулярно лише в середньому. У підйомі і спаді сонячних циклів існує деяка закономірність. Можливо, це вказує на існування більш тривалого циклу, рівного приблизно 80-90 рокам. Незважаючи на різну тривалість окремих циклів, кожному з них властиві загальні закономірності. Так, чим інтенсивніше цикл, тим коротше галузь росту і тем длиннее галузь спаду, але для циклів малої інтенсивності саме навпаки - довжина галузі росту перевищує довжину галузі спаду. В епоху мінімуму протягом деякого часу плям на Сонце, як правило, немає. Потім вони починають з'являтися далеко від екватора на широтах В± 40 В°. Одночасно зі зростанням числа сонячних плям самі плями мігрують у напрямку сонячного екватора, що нахилений до площини орбіти Землі (тобто до екліптики) під кутом у 7 В°. М.Шперер був першим, хто досліджував ці зміни із широтою. Він і Р.Керрінгтон - англійський астроном-любитель - провели великі серії спостережень періодів звертання плям і установил...
