ВПЛИВ СОНЯЧНОЇ АКТИВНОСТІ НА ПЛАНЕТУ ЗЕМЛЯ

Міністерство освіти і науки, молоді та спорту України

Головне управління освіти і науки Київської облдержадміністрації

Київське обласне територіальне відділення МАН України

                                            Відділення: фізики та астрономії,

                          математики, економіки

                                            Секція: астрономії та астрофізики

ВПЛИВ СОНЯЧНОЇ АКТИВНОСТІ НА планету земля

                   Роботу виконав:

ЗМІСТ

ВСТУП                                                                                                                                      3

РОЗДІЛ I

Основні відомості про Сонце                                                                                   5

   1.1. Внутрішня будова Сонця                                                                                       6

   1.2. Атмосфера Сонця                                                                                                     7

        1.2.1. Фотосфера                                                                                                                7

        1.2.2. Хромосфера і корона Сонця                                                                                   .9

РОЗДІЛ II

 Сонячна активність і сонячні цикли                                                                 12

     2.1. Історія вивчення сонячної активності                                                             14

    2.2. Сонячні плями                                                                                                         15

    2.3. Цикли сонячної активності                                                                                 16

РОЗДІЛ III

Вплив сонячної активності на нашу планету                                               19

     3.1. Сонячна активність і коливання клімату Землі                                         19

     3.2.Сонячна активність і біосфера Землі                                                              19

     3.3. Сонячна активність і тваринний світ                                                             20

     3.4. Вплив сонячної активності на людину                                                         21

     3.5. Сонячна активність впливає на систему крові людини                         21

РОЗДІЛ IV

Власні спостереження за сонячними плямами за період                     23

ВИСНОВКИ                                                                                                                           25

СПИСОК ВИКОРИСТАНИХ ДЖЕРЕЛ                                                             26

ДОДАТКИ                                                                                                                              27

ВСТУП

   Сонячна енергія підтримує життя відомих нам організмів. Сонце постачає практично все тепло і все світло, які отримує наша планета. Воно було і залишається основною рушійною силою нашої власної еволюції.  Пізнання фізичної залежності від сонячної енергії пробуджує в нас інтерес до природи джерела всієї енергії. Однак прагнення зрозуміти Сонце визначається не тільки цікавістю. Успіхи в вивченні структури Сонця і природи його динаміки мають суттєве значення для багатьох областей науки.

    Сонце – зірка, але зовсім особлива для нас через свою близькість до Землі. Сонце нічим не відрізняється від багатьох далеких зірок, просто ми знаходимося достатньо близько до нього і маємо можливість спостерігати за ним.

  Властивості нашого навколишнього середовища  сильно залежать від особливостей сонячного випромінювання. Біологічно ми дуже чутливі до високоенергетичного електромагнітного і корпускулярного сонячним випромінюванням.

    Вплив сонячної активності на на зжиття людей  встановив ще в 20- х роках XX ст. О.Л.Чижевський (1897-1964). Його вважають основоположником науки геліобіології та геліосоціології. З того часу проводяться дослідження, накопичуються наукові дані, що підтверджують вплив сонячної активності на нашу планету.

  Як вже встановлено, прояви сонячної активності мають величезний вплив на наше життя. У роки активного Сонця клімат помірніший і кращі врожаї. У роки мінімуму частіші посухи, літня спека, морози і неврожаї. Усі революційні зміни та війни починалися в роки активного Сонця, а мирні угоди – на роки спокійного Сонця. Це треба враховувати у стратегічному плануванні, щоденні коливання сонячної активності  – тактиці управління людьми та складною технікою. Стан сонячної активності  напередодні Чорнобильської трагедії 26.04.1986 р. свідчить, що не можна було експериментувати на реакторі з відключеною автоматикою. Якби в ті часи українські вчені брали до уваги прогнозу сонячної активності, то трагедії можна було би запобігти.

   Єдиний спосіб захистити себе від небажаних проявів сонячної активності -спрогнозувати сонячну активність на майбутнє. Вихідними даними для побудови прогнозу, як відомо, це постійні спостереження.

РОЗДІЛ I

Основні відомості про Сонце

Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса приблизно в 333 000 раз більша за масу Землі та у 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Сонце — потужне джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання сильно впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.

  Водночас Сонце — найближча до нас зоря, в якої, на відміну від усіх інших зірок, можна спостерігати диск, і за допомогою телескопа вивчати на ньому дрібні деталі, розміром до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зірок взагалі. За зоряною класифікацією Сонце має спектральний клас G2V. У популярній літературі Сонце досить часто класифікують як жовтий карлик.

Хімічний склад  Сонця (за кількістю атомів) визначено з аналізу сонячного спектра:

• водень становить близько 90%,
• гелій — 9,88%,
• інші елементи — порядку 0,1%, зокрема: на 1 млн атомів водню припадає 851 атомів кисню, 398 вуглецю, 123 неону, 100 азоту, 47 заліза, 38 магнію, 35 кремнію, 16 сірки, 4 аргону, 3 алюмінію, по 2 атоми нікелю, натрію і кальцію, а також зовсім небагато всіх інших елементів.

Речовина Сонця дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу — плазми.

1.1. Внутрішня будова Сонця

Всередині Сонця (під фотосферою) виокремлюють такі структурні шари:

• сонячне ядро — внутрішня частина, де відбуваються термоядерні реакції, простягається до 173 тис. км від центру
• зона променистого переносу, в якій перенесення енергії від центральної частини до верхніх шарів відбувається переважно шляхом випромінювання, простягається від ядра до 494 тис. км від центру.
• конвективна зона, в якій перенесення теплової енергії відбувається переважно шляхом конвекції, тобто рухами розпеченого газу, і яка простягається до видимої поверхні Сонця.

Рис.1.1.  Сонце у розрізі

   Ближче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом перевипромінювання. Виникає вихрове перемішування плазми, і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини. Охолоджуючись на поверхні, речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони, а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору, обидва процеси йдуть зі значною швидкістю [4]. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км, де вона відбувається — конвективною зоною. З наближенням до поверхні температура спадає в середньому до 5800 К, а густина газу стає у 1000 разів меншою густини приземного повітря.

   За сучасними даними, роль конвективної зони у фізиці сонячних процесів надзвичайно велика, оскільки саме в ній відбувається різноманітний рух сонячної речовини. Терміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію. Швидкість потоків становить в середньому 1-2 км/с, а максимальні її значення досягають 6 км/с. Час життя гранули становить 10-15 хвилин, що можна порівняти із періодом, за який газ може обійти навколо гранули. Отже терміки в конвекційній зоні перебувають в умовах, різко відмінних від умов, що сприяють виникненню комірок Бенара. Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо, і відповідно породжують магнітне поле, що має складну структуру.

1.2. Атмосфера Сонця

   Сонячну атмосферу можна умовно поділити на кілька шарів.

1.2.1. Фотосфера

   Найглибший шар атмосфери, товщиною 200–300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього випромінюється майже вся енергія, яка спостерігається у видимій частині спектра, вона утворює видиму поверхню Сонця. Її товщина відповідає оптичній товщині приблизно у 2/3. Температура із наближенням до зовнішнього краю фотосфери зменшується з 6600 К до 4400 К, зовнішні шари фотосфери охолоджуються внаслідок випромінювання в міжпланетний простір.

На фотографіях фотосфери добре помітно її тонку структуру у вигляді яскравих «зернят» — гранул розміром близько 1000 км, розмежованих вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, який відбувається в розташованій під атмосферою конвективній зоні Сонця.

    Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К. Вона може бути розрахована за законом Стефана — Больцмана, за яким потужність випромінювання абсолютно чорного тіла прямо пропорційна четвертому ступеню температури тіла. Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані. Фотосфера утворює видиму поверхню Сонця, від якої визначаються розміри Сонця, відстань від поверхні Сонця і т. д. Оскільки газ у фотосфері є доволі розрідженим, то швидкість його обертання багато менша швидкості обертання твердих тіл. При цьому газ в екваторіальній і полярних областях, рухається нерівномірно — на екваторі він здійснює оберт за 24 дні, на полюсах — за 30 днів.

   У спектрі видимого випромінювання Сонця, що майже цілком утворюється у фотосфері, зниженню температури у зовнішніх шарах відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787–1826), який уперше 1814 року замалював кілька сотень таких ліній. З тієї ж причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

    Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіально витягнутих фотосферних гранул.

Рис.1.2.  Плазма ниткоподібної форми, що з'єднує регіони з різною магнітною полярністю.

(Фото з оптичного телескопа на супутнику Hinode, 12.01.2007)

1.2.2. Хромосфера і корона Сонця

       У найвищих шарах фотосфери температура становить близько 4000 К. За такої температури та густини 10−3—10−4 кг/м³ водень стає практично нейтральним. Іонізовано лише близько 0,01% атомів, здебільшого металів.

Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація, знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура й послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери температура сонячних газів становить 106 — 2×106 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється.

   Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.. Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень, що вириваються й вивергаються на кілька сотень, а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір, утворюючи таким чином сонячний вітер. Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К, а максимальна, в окремих ділянках, — до 20 млн К.

   Надзвичайно інтенсивний нагрів цього шару викликано, мабуть, ефектом магнітного перез'єднання і впливом ударних хвиль. Форма корони змінюється в залежності від фази циклу сонячної активності: у періоди максимальної активності вона має округлу форму, а в мінімумі — витягнута уздовж сонячного екватора. Оскільки температура корони дуже висока, вона інтенсивно випромінює в ультрафіолетовому й рентгенівському діапазонах. Це випромінювання поглинається земною атмосферою, але останнім часом з'явилася можливість вивчати його за допомогою космічних апаратів. Випромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно. Існують гарячі активні та спокійні ділянки, а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К, з яких у простір виходять магнітні силові лінії. Така («відкрита») магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце, тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір.

   Видимий спектр сонячної корони складається з трьох різних складових, названих L, K і F компонентами (або, відповідно, L-корона, K-корона і F-корона; ще одна назва L-компоненти — E-корона. K-компонента — неперервний спектр корони. На його тлі до висоти 9-10' від видимого краю Сонця видно емісійну L-компоненту. Починаючи з висоти близько 3' (кутовий діаметр Сонця — близько 30') і вище видно Фраунгоферовий спектр, такий же як і спектр фотосфери. Він становить F-компоненту сонячної корони. На висоті 20' F-компонента домінує в спектрі корони. Висота 9-10' вважається межею, що відокремлює внутрішню корону від зовнішньої. Випромінювання Сонця з довжиною хвилі менше 20 нм, повністю виходить з корони. Це означає, що, наприклад, на поширених знімках Сонця на довжинах хвиль 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видно виключно сонячну корону з її елементами, а хромосферу та фотосферу — не видно. Дві корональні діри майже завжди наявні біля північного і південного полюсів Сонця, а інші лише тимчасово з'являються на його видимій поверхні, і практично зовсім не випромінюють рентгенівське випромінювання.

Рис.1.3.  Сонячна корона під час сонячного затемнення 1999 року

Рис.1.4.  Знімок Сонця 9 квітня 2013 року на довжині хвилі 17 нм. Зображення від NASA/SDO

   Хромосферу та корону найкраще спостерігати з супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.

РОЗДІЛ II

 Сонячна активність і сонячні цикли

     Комплекс явищ, викликаних генерацією потужних магнітних полів на Сонці, називають сонячною активністю. Ці поля проявляються у фотосфері як сонячні плями та викликають такі явища, як сонячні спалахи, генерацію потоків прискорених частинок, зміни рівня електромагнітного випромінювання Сонця в різних діапазонах, корональні викиди маси, збурення сонячного вітру, варіації потоків галактичних космічних променів (Форбуш-ефект), тощо.

        Із сонячною активністю пов'язані також варіації геомагнітної активності (зокрема, магнітні бурі), які є наслідком збурень міжпланетного середовища, що досягають Землі, зумовлених, у свою чергу, активними явищами на Сонці.

      Одним з найбільш поширених показників рівня сонячної активності є число Вольфа, пов'язане з кількістю сонячних плям на видимій півсфері Сонця. Загальний рівень сонячної активності змінюється з характерним періодом, приблизно рівним 11 років (так званий «цикл сонячної активності» або «одинадцятирічний цикл»). Цей період витримується неточно і в XX столітті був ближчим до 10 років, а за останні 300 років варіювався приблизно від 7 до 17 років. Циклам сонячної активності надають послідовні номери, починаючи від умовно обраного першого циклу, максимум якого був 1761 року. 2000 року спостерігався максимум 23-го циклу сонячної активності.

Рис.2.1.  Діаграми спостережень активності Сонця

         Існують також варіації сонячної активності більшої тривалості. Так, у другій половині XVII століття сонячна активність і, зокрема, її 11-річний цикл були значно ослаблені (мінімум Маундера). У цю епоху в Європі відзначалося зниження середньорічних температур (так званий малий льодовиковий період), можливо, зумовлене впливом сонячної активності на клімат Землі. Існує також точка зору, що глобальне потепління до деякої міри викликано підвищенням рівня сонячної активності в другій половині XX століття. Проте, механізми такого впливу поки ще недосить зрозумілі.

    Найбільша група сонячних плям за всю історію спостережень була відзначена у квітні 1947 у південній півкулі Сонця. Її максимальна довжина становила 300 000 км, максимальна ширина — 145 000 км. Групу було добре видно неозброєним оком у вечірні години. Згідно з каталогом Пулковської обсерваторії, ця група (№ 87 за 1947 рік) проходила по видимій із Землі півсфері Сонця з 31 березня по 14 квітня 1947 року, максимальна її площа становила 6761 мчп (мільйонних часток площі півсфери Сонця), що приблизно в 36 разів більше площі поверхні Землі, а максимальна площа найбільшої плями в групі — 5055 мчп; кількість плям у групі досягала 172.

Рис.2.2..  Прогноз сонячної активності до 2020р побудований NASA

2.1. Історія вивчення сонячної активності

Найбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям. Перші повідомлення про їх спостереження датуються 800 р. до н.е. в Китаї, перші малюнки -1128 р. З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами, однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст. У XV і XVI ст. спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера. 1845 року професори Д.Генри і С.Александер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили, що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні. Пізніше було виявлено, що більше випромінювання мають сонячні факели.

   Зв'язок сонячної активності та клімату Землі досліджується з 1900 р. Ч.Г.Аббот із Смітсоніанської астрофізичної обсерваторії (САО) вивчав активність Сонця і заснував сонячну обсерватарію в Калама (Чилі). Дослідження проводилися і в Маунт-Вільсон. Результат цієї роботи - виділення 27 гармонічних періодів сонячної активності в межах циклу Хейла, зокрема цикли з періодом 7, 13 і 39 місяців. Також простежувався зв'язок цих періодів з погодою шляхом складання сонячних трендів з температурою і рівнем осадів у містах. З виділенням науки дендрохронології почали відшукувати зв'язок сонячної активності та швидкості росту дерев. Статистичні дослідження зв'язку сонячної активності та погоди і клімату з були популярними з 1801, коли В.Гершель помітив зв'язок між сонячними плямами і цінами на пшеницю.

    Сьогодні цей зв'язок досліджують за допомогою штучних супутників Землі і сучасної досконалої астрономічної апаратури

2.2. Сонячні плями

Сонячні плями — це порівняно темні області на фотосфері Сонця, в яких інтенсивне магнітне поле пригнічує конвекцію плазми і знижує її температуру на 2000 K. Факели дещо яскравіші ділянки, що формуються навколо груп плям, і, таким чином, забезпечують вихід енергії, заблокований на сусідніх темних ділянках [6,7]. Зв'язок світності Сонця з кількістю плям був предметом суперечок починаючи з перших їх спостережень у XVII ст. Наразі відомо, що цей зв'язок існує — плями, як правило, зменшують світність Сонця (приблизно до 0,3%), хоча водночас світність збільшується (до 0,05%) внаслідок утворення флокул та яскравої сітки, пов'язаної з магнітним полем. Вплив на сонячну світність магнітно-активних ділянок підтвердили лише перші штучні супутники Землі в 1980-х роках. Орбітальні обсерваторії «Німбус 7» (запущено 25 жовтня 1978) та «Сонячний максимум» (запущено 14 лютого 1980) визначили, що завдяки яскравим ділянкам навколо плям яскравіть Сонця збільшується. Згідно з даними сонячної обсерваторії «SOHO», зміна сонячної активності відповідає невеликій зміні діаметра Сонця (~0,001%).

    У середині 19 століття швейцарський астроном Рудольф Вольф запропонував характеризувати стан сонячної активності відносними числами плям (названих згодом числами Вольфа)

W=10g + f

де g — кількість груп плям, f — загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця.

    Кількість сонячних плям характеризується числом Вольфа протягом 300 років, які відомі також як числа Цюриха. Цей індекс відображає кількість плям і груп плям на Сонці. Використовуючи наявні методики в 2003 році було встановлено, що починаючи з 1940-х років кількість плям на Сонці максимальна за останні 1 150 років. Числа Вольфа за останні 11 400 років визначають шляхом використання дендрохронологічного датування концентрацій радіовуглецю. Згідно з цими дослідженнями рівень сонячної активності за останні 70 років унікально великий, схожий рівень був лише 8 000 років тому. Схожий рівень активності магнітного поля Сонце мало лише ~10% часу за останні 11 400 років, до того ж майже всі попередні періоди були коротшими у порівнянні з сучасним.

2.3. Цикли сонячної активності

   Цикли сонячної активності – це періодичні процеси появи й розвитку на Сонці активних областей, що характеризуються виходом на поверхню сильних магнітних полів [5]. Цикли сонячної активності – періодична 11-річна активізація в сонячній атмосфері з виникненням підвищеної кількості плям, факелів, спалахів, протуберанців і підвищення їх енергії. Деякі дослідники припускають вплив активності Сонця на переміщення в земній корі, землетруси, вулканізм тощо. Комплексні дослідження сонячно-земних зв’язків проводяться в рамках міжнародних досліджень (Міжнародний геофізичний рік та ін.)

   Сонячний цикл охоплює весь диск Сонця й може бути простежений по багатьом явищам у фотосфері, хромосфері й короні Сонця. Однак найбільш наочний прояв Сонячного циклу — зміна з періодом близько 11,2 років числа сонячних плям, що входять до складу активних областей.

Рис. 2.3. Цикли сонячної активності

         Сонячну активність характеризують також сумарною площею плям, потоком радіовипромінювання в сантиметровому діапазоні хвиль та ін. На початку 11-річного циклу, після мінімуму W, плями з'являються досить далеко від сонячного екватора, на широтах близько 30° [3,11]. Протягом циклу зона плям спускається до екватора до 15° у максимумі W і до 8° у наступному мінімумі. Далі на високих широтах 30° утворяться плями нового циклу . Ці закономірності стосуються й активних областей у цілому. Звичайно плями зустрічаються не поодинці, а групами, у яких вони концентрируються переважно навколо двох - ведучої (західної) і замикаючої (східної) плям. Найчастіше магнітні поля ведучої й замикаючої плям мають різну полярність (N і S), причому структура активної області над ними показує, що силові лінії поля як би виходять із однієї плями й входять в іншу.

         Протягом одного циклу всі ведучі плями в Північній півкулі мають одну полярність, а в Південній - іншу. У наступному циклі всі полярності міняються на зворотні. Полярні магнітні поля Сонця досягають максимальної, напруженості (1 Е) біля мінімуму циклу й зникають, міняючи знак у полюсів в епохи максимумів 11-літніх циклів. Повернення до однієї й тієї ж магнітної ситуації - певної полярності ведучих плям в обраній півкулі, певного знаку поля біля обраного полюса відбувається тільки через 22 роки, причому першим із вхідних у пару 11-літніх циклів являеться цикл із парним номером (нульовий номер присвоєний циклу, максимум якого був близько 1750 року). Існує відставання по фазі явищ у полярних областях Сонця й на низьких широтах. Це приводить до відставання приблизно на 5 років від максимуму циклу ряду сонячних і геофізичних явищ, пов'язаних з високоширотним магнітним полем Сонця. Величина періоду циклу 11,2 роки (проміжок часу між сусідніми мінімумами або максимумами) носить статистичний характер; плями циклу з'являються протягом 12-15 років, період росту активності дорівнює 4,2 роки, спаду - 7 рокам. Відносна інтенсивність 11-річних циклів, очевидно, міняється з періодом 80 років.

РОЗДІЛ III

Вплив сонячної активності на нашу планету

3.1. Вплив сонячної активності на погоду та клімат Землі

   Встановлено, що крім екваторіального кільцевого струму, в районах геомагнітних полюсів на віддалі 20 вночі та 10° удень на висоті близько 100 км приблизно вздовж магнітних паралелей також тече електричний струм. Після надходження від Сонця посиленого потоку заряджених частинок деяка їхня кількість затримується у високих широтах і підсилює цю течію. Збільшення струму призводить до додаткового розігріву атмосфери. Від місця розігріву вниз до тропосфери проникає хвилеподібний імпульс, який далі вздовж поверхні Землі поширюється впродовж кількох годин до низьких широт [6]. Ці хвилі є тим енергетичним мостом між іоносферою і тропосферою, який передає енергію корпускулярних сонячних потоків погодному шару повітря. Вони підсилюють меридіональну циркуляцію повітря і зменшують зональну. Там, де тиск був низьким, він стає ще нижчим, а де був високим - ще вищим. За таких умов у тропічній зоні народжуються тайфуни, а у місцях з різко вираженим континентальним кліматом - засухи.

У ритмі з циклами сонячної активності настають певні коливання клімату Землі. У тисячолітньому циклі істотно коливається рівень води в озерах і морях, що видно на наступному прикладі [5,7]. У V ст. н. е. на березі Каспійського моря були збудовані порт Дербент і фортеця. Тепер залишки її стін перебувають на глибині близько 5 м, а в ХІ-ХІУ ст. ця глибина сягала 8 м.

3.2.Сонячна активність і біосфера Землі

  Впливаючи на погоду і клімат, сонячна активність не може не впливати на рослинний світ. Було зібрано багато зрізів дерев з чітко вираженими річними кільцями. Серед них були зрізи секвойї віком 3 200 років і дев'ятнадцяти 500-річних дерев. У всіх дерев визначали товщину річних кілець з точністю до 0,01 мм. Виявилося, що в роки максимумів сонячної активності приріст дерев був більшим, ніж у роки мінімумів [9]. А те, що врожайність сільськогосподарських культур і відповідно ціни на них співвідносяться з кількістю сонячних плям, стало вже класичним прикладом.

Рис.3.1.Вплив сонячної активності на нашу планету

3.3. Сонячна активність і тваринний світ

   Тісно пов'язані з 11-річним циклом періоди підвищеного розмноження каракуртів, бліх, пустельної саранчі тощо. Останні в періоди між піками сонячної активності взагалі не можна виявити [8]. До тваринного світу належать бактерії та віруси, що спричиняють різноманітні захворювання у людей і тварин. Через зміну їхньої чисельності та поведінки сонячна активність впливає на поширення епідемій і пандемій (розповсюдження хвороби на цілі країни та материки), а також на поширення епізоотій (масових захворювань тварин). Як показав О. Чижевський, у роки високої сонячної активності виникають пандемії холери, грипу, дизентерії, дифтерії тощо.

3.4. Вплив сонячної активності на людину

Численні дослідження показали, що найчутливішими до змін напруженості геомагнітного поля, обумовлених сонячною активністю, є нервова і серцево-судинна системи людини [4]. Вплив виявляється по-різному: через зміну електричних властивостей тканин людського організму; через вільні радикали у клітинах; через індукційні струми, що виникають в організмі під впливом геомагнітних полів; через зміну проникності клітинних мембран тощо. Як наслідок, у людей з хворобами серцево-судинної системи під час геомагнітних бур погіршується стан, збільшується число інфарктів та інсультів. У здорових людей змінюється сприйняття часу, сповільнюється рухова реакція, різко знижується короткочасна пам'ять, об'єм та інтенсивність уваги. Навіть у спеціально тренованих людей - спортсменів вищого класу та льотчиків — зафіксовано підвищену кількість помилок при виконанні контрольних завдань. Різкі й часті збільшення збуреності геомагнітного поля, впливаючи на візерунок біопотенціалів мозку, погіршують сон.
    Все це відбивається на виконанні робіт, які вимагають точності та уваги, спричиняє збільшення травматизму на виробництві та кількості автотранспортних пригод. А люди з порушеннями функцій головного мозку в такі дні часто потрапляють на лікарняне ліжко.

3.5. Сонячна активність впливає на систему крові людини

  Під час геомагнітних бур швидкість згортання крові зменшується на 8%. А кількість білих кров'яних тілець - лейкоцитів, від яких, як відомо, залежить опірність організму різним інфекційним захворюванням, у роки активного Сонця знижується в 1,5-1,7 раза. Так що поширеність епідемій у цей час може залежати не лише від посилення діяльності патогенних мікроорганізмів. Отже, можна з упевненістю сказати, що ізоляція біосфери від дії космічних чинників відносна [3]. Біосфера дуже чуйно реагує на зміну параметрів зовнішнього середовища. У зв'язку з цим дуже важливо вести регулярні спостереження за Сонцем і вміти аналізувати різні явища на ньому. Саме цим і займаються багато обсерваторій світу

     Загальне число плям та утворених ними груп повільно змінюється протягом деякого періоду часу (циклу) від 8 до 15 років (у середньому 10-11 років). Важливо, що наявність плям на Сонці впливає на магнітне поле Землі. Це було відмічено Горребовим ще в 18 ст., а зараз вже відомо, що сонячна активність пов'язана з дуже багатьма земними явищами, так що вивчення сонячно-земних зв'язків дуже важливе для практичного життя. Тому необхідні безперервні та постійні спостереження Сонця.

РОЗДІЛ IV

 Власні спостереження за сонячними плямами за період

     Для виконання даної науково-дослідної роботи мною був відведений період для спостережень за сонячними плямами на Сонці за весь 2016 рік. Весь цей період щоденно  вівся  журнал чисел Вольфа. База даних журналу представлена в Додатку 1. В кінці спостережень були побудовані графіки зміни числа сонячних плям за 2016 рік.

   Дані чисел Вольфа були взяті з ресурсу Королівської  обсерваторії  в Бельгії (SIDC ROB) http://www.sidc.be.

Рис. 4.1 Число Вольфа в 2016р

Рис. 4.3 Число Вольфа в  березні 2016р

Рис. 4.3 Число Вольфа в 2016р

З графіків видно, що максимум сонячної активності припадає березень, серпень та вересень 2016р. Максимальне число Вольфа W за весь 2016 рік склало 90 та спостерігалось 9 березня 2016 року. 3 29 березня по 3 квітня число Вольфа становило 0, тобто максимум змінив мінімум.

Висновки

  Можливість спостережень  за сонячною активністю відкриває нам нові можливості в теперішньому і майбутньому. Адже нам відомо, що безперервний моніторинг за постійними процесами дає можливість передбачити динаміку цих самих процесів.

    Єдиний спосіб захистити себе від небажаних проявів сонячної активності, це мати інформацію про прогнозовані значення сонячної активності. Для отримання прогнозних значень потрібні безперервні спостереження.

Отже, спостереження за сонячною активністю є надзвичайно важливими для людства. Саме тому для написання роботи була обрана саме ця тема. Під час виконання роботи вівся безперервний моніторинг за сонячною активністю.  Для цього був відведений термін для спостережень з лютого по грудень 2016р.  Весь цей період щоденно  вівся  журнал чисел Вольфа. База даних журналу представлена в таблиці 1.1. В кінці спостережень були побудовані відповідні графіки зміни числа Вольфа. Всі отримані результати є представлені в даній роботі. Дані чисел Вольфа були взяті з ресурсу Королівської  обсерваторії  в Бельгії (SIDC ROB) http://www.sidc.be. Побудовані графіки були проінтерпретовані, встановлені дні максимумів і мінімумів сонячної активності. З графіків ми побачили, що активність Сонця є мінливою і досить сильно.  Сонячна активність Сонця в 2016р в даній роботі розглянута особливо розгорнуто.

  Отримані дані мають наукову цінність, та можуть бути використані науковцями різних сфер діяльності для знаходження взаємозв’язку (впливу) сонячної активності з іншими явищами або подіями .

СПИСОК ВИКОРИСТАНИХ ДЖЕРЕЛ

1. Ресурс Королівської  обсерваторії  в Бельгії (SIDC ROB) http://www.sidc.be
2. http://uk.wikipedia.org/wiki/Сонце
3. Бреус Т.К., Конрадов А.А. Эффекты ритмов солнечной активности. Атлас «Временные вариации природных антропогенных и социальных процессов»,  под ред.Н.П.Лаверова. 2003. Т. 3. С.516
4. Климишин І.А., Крячко І.П. Астрономія. Підручник для 11 класу  –  Київ, "Знання України", 2002
5. Мирошниченко Л.И. Солнечная активность и Земля. – М.: Наука,    1981. – 144 с.
6. Соболев Г.А., Шестопалов И.П., Харин Е.П. Геоэффективные солнечные вспышки и сейсмическая активность Земли // Физика Земли. 1998. № 7. С. 85-89.
7. Сонячні плями // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003
8. Сытинский   А.Д.   О    влиянии       солнечной     активности      на   сейсмичность   Земли. ДАН  СССР, т.208, 1973, № 5.
9. Чижевский А.Л. Земное ухо солнечных бурь. 2-е изд. – М.: Мысль, 1976. –367 с.
10. Чурюмов К.И., Пономарев Д.Н. "Атлас звездного неба "/ Чурюмов К.И., Пономарев Д.Н. –Москва, изд. Просвещение. –1990.-230c.
11.  Э.Гибсон «Спокойное Солнце». – М.: МИР, 1977. – 405 с.

ДОДАТКИ