Темні ділянки на поверхні Сонця, які видно навіть у невеликий телескоп, уже кілька століть привертають увагу астрономів. Ці утворення, відомі як сонячні плями, є не просто «плямами» — це зони потужних магнітних полів, де температура падає на тисячу п’ятсот кельвінів порівняно з навколишньою фотосферою. Саме вони слугують головним індикатором сонячної активності й безпосередньо пов’язані з явищами, які впливають на Землю.
Сонячні плями виникають там, де магнітні силові лінії прориваються крізь видиму поверхню світила. Через сильне поле конвекція плазми сповільнюється, енергія гірше надходить з глибини, і ділянка охолоджується. Температура в тіні плями становить близько 3700–4500 К, тоді як навколо — приблизно 5800 К. Тому пляма виглядає темною, хоча насправді залишається надзвичайно гарячою.
Кількість і розмір цих структур змінюються за чітким циклом. На піку активності на диску можна нарахувати понад сотню плям, а в мінімумі їх майже немає. Станом на середину 2026 року ми перебуваємо у фазі спаду 25-го сонячного циклу, коли активність поступово зменшується після максимуму 2024 року.
Як формуються сонячні плями
Механізм утворення пов’язаний із сонячним динамо. Всередині Сонця плазма обертається з різною швидкістю на різних широтах — екватор швидше, полюси повільніше. Це диференціальне обертання розтягує і закручує магнітні силові лінії. Коли поле стає достатньо сильним, магнітні трубки піднімаються завдяки плавучості й прориваються крізь фотосферу.
На поверхні з’являються пари плям із протилежною магнітною полярністю. Провідна пляма (та, що рухається вперед за напрямком обертання Сонця) має одну полярність, а наступна — протилежну. У наступному циклі полярності змінюються на зворотні. Повне відновлення початкової конфігурації магнітного поля займає близько 22 років — це цикл Гейла.
Типовий час життя окремої плями — від кількох годин до кількох місяців. Найбільші групи можуть існувати понад пів року і досягати розмірів у кількасот тисяч кілометрів — у багато разів більше за діаметр Землі.
Будова та класифікація
Кожна добре розвинена пляма складається з двох зон. Центральна, найтемніша частина називається тінню (умбра). Її оточує світліша півтінь (пенумбра) з характерною радіальною структурою, схожою на волокна. У тіні магнітне поле може сягати кількох тисяч гаусів — у тисячі разів сильніше за середнє поле фотосфери.
Плями рідко з’являються поодинці. Зазвичай вони утворюють групи, які астрономи класифікують за магнітною складністю. Найпростіші — біполярні групи. Найскладніші мають змішану полярність і здатні породжувати потужні спалахи. Для кількісної оцінки активності використовують число Вольфа: W = 10g + f, де g — кількість груп, а f — загальна кількість окремих плям.
Сонячний цикл і сучасний стан
Середня тривалість циклу становить приблизно 11 років, хоча реальні значення коливаються від 9 до 14 років. На початку циклу плями з’являються на широтах близько 30° і поступово мігрують ближче до екватора — це закон Шпёрера. Максимум активності супроводжується найбільшою кількістю плям, спалахів і корональних викидів маси.
25-й сонячний цикл розпочався в грудні 2019 року. Згладжене максимальне значення числа плям досягло приблизно 161 у жовтні 2024 року. Це значно вище за попередні прогнози, які очікували пік на рівні 115. У 2026 році активність уже знижується: середньомісячні значення числа плям улітку перебувають у діапазоні 75–95, а щоденні показники часто коливаються близько 80–100.
Прогнози на наступний, 26-й цикл поки що попередні. За оцінками, що базуються на поведінці магнітного поля наприкінці поточного циклу, пік може скласти 100–120. Остаточні уточнення стануть можливими ближче до 2028 року, коли завершиться фаза спаду.
| Фаза циклу | Типова кількість плям | Основні явища |
|---|---|---|
| Мінімум | 0–10 | Майже відсутність спалахів |
| Зростання | 30–80 | Поява груп, помірні спалахи |
| Максимум | 100–160+ | Часті X- і M-спалахи, КВМ |
| Спад (2026) | 70–100 | Зменшення активності, окремі сильні події |
Дані узагальнено на основі спостережень SIDC та NOAA.
Вплив на Землю та космічну погоду
Сонячні плями самі по собі не «стріляють» у Землю. Небезпеку становлять процеси, які відбуваються в активних областях навколо них. Коли магнітна конфігурація стає нестійкою, відбувається перез’єднання силових ліній. Результат — сонячний спалах (раптове виділення енергії у вигляді рентгенівського та ультрафіолетового випромінювання) або корональний викид маси (КВМ) — хмара плазми, що летить у міжпланетний простір зі швидкістю сотень і тисяч кілометрів на секунду.
Коли КВМ досягає Землі, він стискає магнітосферу. Це спричиняє геомагнітні бурі. Сильні бурі можуть викликати збої в роботі супутників, порушення радіозв’язку, помилки GPS і навіть аварії в енергосистемах на високих широтах. Водночас саме під час таких подій полярні сяйва опускаються значно південніше звичайного.
Під час максимуму 25-го циклу Земля вже відчула кілька потужних геомагнітних бур, зокрема подію травня 2024 року, коли полярні сяйва спостерігали навіть у середніх широтах.
Спостереження та історичний контекст
Перші систематичні записи про плями зробив Галілей на початку XVII століття. У середині XIX століття німецький аматор Генріх Швабе відкрив 11-річний цикл. Рудольф Вольф запровадив індекс, який використовують досі. Сучасні спостереження ведуть космічні апарати — Solar Dynamics Observatory, Solar Orbiter, а також наземні мережі, зокрема бельгійський SIDC.
Історично відомі періоди надзвичайно низької активності. Найвідоміший — мінімум Маундера (1645–1715), коли плям майже не було протягом десятиліть. Такі епізоди досліджують у контексті можливого впливу на клімат, хоча зміна загального сонячного випромінювання протягом циклу становить лише близько 0,1 %.
Сьогодні спостереження сонячних плям мають практичне значення. Оператори супутників, енергосистем і авіації використовують прогнози космічної погоди, щоб мінімізувати ризики. Аматори можуть спостерігати великі групи навіть у невеликі телескопи з належними сонячними фільтрами — але ніколи не можна дивитися на Сонце без захисту.
Сонячні плями залишаються одним із найнаочніших проявів магнітної активності нашої зірки. Їхня кількість і поведінка дають можливість заглянути всередину сонячного динамо й водночас попередити про можливі збурення в навколоземному просторі. У міру того як 25-й цикл продовжує спадати, астрономи вже готуються до наступного підйому, щоб краще розуміти механізми, які керують нашим світилом.
