о того ж, що Сонце - не тверде тіло, то така динаміка обертання неодмінно впливає і на динаміку руху всієї сонячної плазми, задаючи ритми сонячної активності. В
2. Параметри Сонячної активності та її вплив на погоду і клімат
Найбільш Найближчий до нас джерело часток високих енергій це, зрозуміло, наша зірка - Сонце. Тому для того, щоб зрозуміти і оцінити рівень енергії (або потужність) розглянутих впливів, припустимо обмежитися аналізом енергії надходить від Сонця, а точніше аналізом варіацій енергії надходять від нього потоків. p> На Сонце відбувається безліч процесів, більша частина з яких залишається невивченою. Проте, скласти достатнє уявлення про варіації надходить від нього енергії можна, розглянувши один з головних чинників - близьке до періодичної зміна сонячної активності. 22-річний сонячний цикл визначається періодичною зміною полярності гігантського магніту, який являє собою Сонце. p> Поверхня Сонця дуже неоднорідна і знаходиться в постійному русі. Це підтверджують численні знімки, які в постійному режимі роблять станції спостереження і обсерваторії, в тому числі міжнародні, в різних діапазонах спектру. Припливи і відливи розпеченого і майже повністю іонізованого речовини, вирують на Сонце, іноді призводять до ефекту, званого корональні викидом маси (втім, є, з суттєвий для розуміння подальшого нюанс, пов'язаний з відмінністю між поняттями сонячного спалаху і корональної викиду маси). У цьому випадку від поверхні нашої зірки відриваються величезні потоки плазми, які йдуть у міжзоряний простір і цілком можуть досягти Землі.
Плями на Сонці, які в безперервному режимі реєструються вже більше ста років, як раз і є основою для найбільш простого способу реєстрації сонячної активності.
Втім, плями на Сонці можуть бути різного розміру, причому поява групи плям далеко не тотожне появи однієї плями тієї ж площі. Щоб врахувати це обставина, в сонячно-земної фізики давно використовуються так звані числа Вольфа, які дозволяють досить точно судити про активність світила по числу плям, спостережуваних із Землі. Число Вольфа або відносне Цюріхське число сонячних плям, визначається за формулою де f - загальна кількість плям на видимій півсфері Сонця, g - число груп плям. Коефіцієнт k забезпечує облік умов спостережень (наприклад, тип телескопа). З його допомогою спостереження в будь-якій точці планети перераховуються до стандартних Цюріхським числах.
Число параметрів, за допомогою яких можна охарактеризувати активність Сонця дуже велика і такий показник як числа Вольфа, далеко не є вичерпним. Наочно показати це можна, відштовхуючись лише від одного факту - Сонце, як і всяке сильно розігріте тіло, випромінює електромагнітні хвилі в дуже широкому спектральному діапазоні. Крім видимого світла, воно випускає і радіохвилі, і жорсткі рентгенівські промені. Враховуючи, що спектр розігрітих тел є практично суцільним, а варіації інтенсивності в його окремих ділянках можуть і не бути корреліро...
