CC BY
36
УДК 523.9-7
ИСТОРИЧЕСКИЕ ЭТАПЫ В ИЗУЧЕНИИ МНОГОЛЕТНИХ ВАРИАЦИЙ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
В.М. Фёдоров1
Обобщены результаты изучения многолетних вариаций солнечной активности за четыре столетия и выделены два основных направления: история наблюдений солнечной активности (с начала XVII в. до настоящего времени) и история непосредственных измерений (с начала XX в. до настоящего времени). Первый этап связан с наблюдениями за солнечными пятнами, в результате чего был определён 11-летний цикл солнечной активности. Второй этап отражает различные физико-технические уровни исследования с применением аэростатов, самолётов и ракет. С 1978 г. получен непрерывный ряд измерений солнечной постоянной, выполненных специальными космическими аппаратами. Долгосрочное достоверное прогнозирование солнечной активности, имеющей большое значение для жизни и условий жизни на Земле, пока не представляется возможным.
Ключевые слова: солнечная активность, солнечная постоянная, солнечные пятна, солнечное излучение, цикличность в природе.
HISTORICAL STAGES IN THE STUDY OF LONG-TERM VARIATIONS
OF SOLAR ACTIVITY
V.M. Fedorov, PhD Lomonosov Moscow State University (Faculty of Geography)
The article summarizes the results of the study of long-term variations of solar activity over four centuries. According to the author, there are two main areas in the history of research. They are the history of observations of solar activity (from the beginning of the 17th century to the present time) and the history of direct measurements (from the beginning of the 20th century to the present time). The basis of the periodization of the history of measurements of perennial variations of solar activity (solar constant) consists of chronological stages, reflecting various physical and technical levels of measurements (from the Earth's surface, from the atmosphere, from space). The first stage in the history of the study of solar activity is associated with the discovery and observation of sunspots. These observations resulted in the definition of an 11-year cycle of solar activity. This cycle manifests itself in a quasi-periodic change in the number of sunspots and forms the basic theories about the Sun and numerous phenomena of solar-terrestrial physics. The second stage in the history of the study of solar activity reflects its direct measurements using balloons, airplanes and rockets and including measurements outside the atmosphere (satellite observations). Since 1978, there have been the continuous series of direct measurements of the solar constant made by several special spacecraft.
Keywords: history of study, solar activity, solar constant, sunspots, solar radiation, observations, measurements, cyclicity.
Введение. От Солнца поступает солнечная радиация, которая обеспечивает Землю теплом и светом. Солнечная энергия является основной для развития гидрометеорологических и многих других процессов, происходящих в атмосфере, гидросфере и на земной поверхности, для развития жизни на Земле. Поэтому изучение изменений активности источника энергии происходящих в географической оболочке Земли про-
1 Фёдоров Валерий Михайлович - к.г.н., в.н.с. географического факультета МГУ имени М.В. Ломоносова, fedorov.msu@mail.ru.
138 Жизнь Земли 41(2) 2019 138-147
цессов и обеспечивающего существование жизни на планете имеет важное значение в естественнонаучных исследованиях.
Солнце непрерывно излучает в мировое пространство энергию, мощность потока которой приблизительно составляет 3,94х1026 Вт. На диск Земли приходится часть этой энергии, равная произведению солнечной постоянной на площадь большого круга Земли. При среднем радиусе Земли 6371 км площадь большого круга составляет 1,275х1014 м2, а приходящая на неё лучистая энергия равна 1,743х1017 Вт. Годовой приход солнечной радиации на верхнюю границу атмосферы Земли составляет 5,49х1024 Дж. [10]. Этот приход не является постоянным, он подвержен многолетним вариациям, которые происходят на фоне вековых тенденций.
Многолетние вариации поступающей к Земле солнечной радиации в основном определяются двумя причинами, имеющими различную физическую природу. Одна из них -изменение активности в излучении Солнца, другая - небесно-механические процессы, вызывающие изменения элементов земной орбиты [10]. В статье излагается история изучения многолетних вариаций, связанных с изменением излучающей активности Солнца.
История изучения солнечных пятен. В истории исследований излучательной способности Солнца (солнечной активности) можно выделить два основных этапа. Первый (с начала XVII века до настоящего времени) отражает научные наблюдения за состоянием солнечной активности, второй (с начала XX века до настоящего времени) включает ещё и непосредственные измерения солнечной радиации. Эти основные этапы подразделяются на отдельные исторические фрагменты, маркируемые во времени характерными физико-техническими реперами.
Относительно регулярные наблюдения Солнца ведутся на протяжении почти четырёх столетий. В результате этих наблюдений был определён 11-летний цикл солнечной активности, проявляющийся в квазипериодическом изменении числа солнечных пятен и составляющий основу представлений о Солнце и многих явлениях солнечно-земной физики (рис. 1). Эта цикличность в образовании пятен на Солнце является наиболее известным эффектом; она достаточно хорошо документирована и в астрономии представляет собой широко наблюдаемое явление. Однако следует отметить, что непрерывные и достаточно точные ряды наблюдений солнечных пятен имеются только для периода немногим более ста лет. Данные для эпохи ранее 1850 года оказываются в значительной степени неопределёнными. Для более отдалённых эпох имеется мало или вообще нет доказательств того, что современный 11-летний цикл - постоянное солнечное явление [8, 9]. Тем не менее, солнечные пятна - это наиболее легко наблюдаемый индикатор уровня солнечной активности и источник наиболее длительно регистрируемых непосредственных данных об истории Солнца [1, 3, 9].
Достоверно известно, что телескоп был изобретён в Голландии в 1608 г. Исследование небесных объектов с помощью телескопа начали почти одновременно английский математик Томас Гарриот, немецкий учёный Симон Мариус и Галилей. Свои первые телескопические наблюдения Галилей обнародовал в начале 1610 г. в книге Sidereus Nuntius (Звёздный вестник). Это были результаты наблюдений Луны, Венеры и Сатурна, открытие четырёх спутников Юпитера, а также тёмных пятен на Солнце. По собственному утверждению Галилея, он впервые заметил их в конце 1610 г. [2], но не обратил на них особенного внимания (в письме от 4 мая 1612 г. он пишет, что наблюдал их восемнадцатью месяцами ранее, а в «разговоре о двух системах» отмечает, что видел их ещё в то время, когда читал лекции в Падуе, т. е. не позже сентября 1610 г.). Однако формально об открытии пятен на Солнце Галилей объявил в мае
Рис. 1. 11-летняя цикличность солнечных пятен [16].
1612 г., когда такое открытие было сделано независимо от него Томасом Гарриотом в Англии, Иоаном Фабрицием в Голландии (обнародовано в июле 1611 г.) и иезуитом Христофором Шейнером в Германии. Именно Шейнеру принадлежит честь открытия факелов, кроме того он произвёл ряд наблюдений над движениями и появлением пятен [2]. Солнечные пятна наблюдались и ранее невооружённым глазом, но их происхождение объясняли прохождением Меркурия по диску Солнца.
О цикличности появления солнечных пятен не было известно до 1843 г., когда немецкий астроном-любитель Генрих Швабе указал на явную 10-летнюю периодичность, выявленную на основании его 17-летних наблюдений. Это открытие, тем не менее, оставалось незамеченным до тех пор, пока известный немецкий географ Александр Гумбольдт не опубликовал выводы Швабе (по 25-летним наблюдениям) в своём многотомном труде «Космос», изданном в 1851 г. [2, 4].
С учётом полученных Швабе результатов была разработана международная программа наблюдений Солнца (продолжающаяся в настоящее время). Основной целью этой программы стали исследования для подтверждения того, что найденная Швабе цикличность является реальным и непрерывным эффектом. Инициатором и организатором этих наблюдений был Рудольф Вольф из цюрихской обсерватории (его 140
показатель чисел солнечных пятен - индекс или числа Вольфа - используется и в настоящее время). Вольф провёл обширные исследования исторических данных о регистрации солнечных пятен для определения существования цикла в прошлом. После длительных и целенаправленных исследований им были собраны исторические доказательства, относящиеся к промежутку времени между наблюдениями Швабе и открытием пятен при помощи телескопа (в начале XVII в.). Вольф пришёл к заключению, что 11-летний цикл действительно существовал, начиная с 1700 г., а возможно и раньше. Восстановленные им числа солнечных пятен за этот ранний период признаны реальными во всех последующих работах, посвящённых истории Солнца. Более половины данных, приведённых на рис. 1, являются результатом этих исследований.
Относительное число солнечных пятен (индекс Вольфа - Ш) вычисляется, как сумма числа пятен (а) и удесятерённого числа всех групп пятен (Ь), т. е. Ш = а+10Ь [3]. Или Ш = к ^ + 10§), где f - число отдельных пятен, которые объединяются в § групп, к -эмпирический коэффициент [5, 9]. Важность этого индекса определяется, во-первых, его простотой, во-вторых, тем, что его значения, благодаря работам Вольфа, известны с 1700 г. - годичные данные, и с 1749 г. - месячные данные.
Около 160 лет назад было установлено, что 11-летний цикл солнечной активности проявляется не только в изменении числа солнечных пятен (факельных площадок и солнечных вспышек), но и в изменении во времени широты групп пятен (рис. 2). В 1852 г. три исследователя - Эдуард Сабин в Англии, Рудольф Вольф и Альфред Готье из Швейцарии - независимо друг от друга обратили внимание на определённое соответствие между периодическими изменениями солнечных пятен и земными магнитными явлениями. Кроме того, что их периоды одинаковы, неизменно случается так, что в эпохи с большим количеством солнечных пятен на Земле отмечаются сильнейшие магнитные бури. Также совпадают и периоды ослабления этих явлений [3, 9, 16].
Это распределение было изучено английским исследователем Солнца Ричардом Кэррингтоном (результаты опубликованы в 1863 г. в монографии «Наблюдение пятен
Площади солнечных пятен в равных по площадям широтных зонах
(в % от площади зоны) 1>0.0% и>0.1% сМ.О»/»
1870 1S80 1890 1900 1910 1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010
Годы
Средние ежедневные площади пятен (в % от видимой полусферы)
1 ll ll
J, , i 1 1 1 1 II1 ll' 1 J
Jéj_ L и _d ill . 1 Hi , 1 L ll I
шш ¡i in 1 ib I'wlH m В 14 И' In ■ГЖ uWl я Jill Я m
1870 1880 1890 1900 1910 1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010
Годы
Рис. 2. Характер изменения широты групп пятен в ходе 11-летнего цикла числа пятен [16].
на Солнце») из Королевской обсерватории Гринвича (Royal Greenwich Observatory). Он обнаружил, что в начале 11-летнего цикла пятна обычно появляются в высоких широтах (в среднем на расстоянии ± 25-30° от солнечного экватора), тогда как в конце цикла они концентрируются вблизи экватора (в среднем на широтах ±5-10°). Позже (1880 г.) этот эффект был детальнее исследован немецким учёным Густавом Шпёрером. Оказалось, что среднюю продолжительность 11-летнего цикла гораздо точнее можно определить по изменению широты групп солнечных пятен, чем по вариациям чисел Вольфа. Исследования Кэррингтона и Шперера, показывающие характер изменения широты групп пятен в ходе 11-летнего цикла числа пятен, наряду с открытием Швабе-Вольфа 11-летнего цикла образования пятен представляют основные, достоверно известные закономерности в многолетней изменчивости солнечной активности [2, 3, 11, 12].
В конце XIX в. Густав Шпёрер и Эдвард Маундер при изучении архивов наблюдения Солнца обратили внимание на приблизительно 70-летний период (с середины XVII в.), когда сообщений о солнечных пятнах практически не было. В опубликованных позже статьях Маундер сделал вывод о том, что в течение этого времени, примерно с 1645 по 1715 гг., нормальный солнечный пятнообразовательный цикл был полностью или почти полностью подавлен. Он указал, что это явление, если оно реально, заставляет сомневаться в отношении постоянного характера 11-летнего цикла солнечной активности.
Более поздние исследования этого вопроса подтвердили справедливость вывода Маундера и выявили некоторые дополнительные факты, неизвестные в то время (например, по изучению частоты полярных сияний, для которой характерна высокая корреляционная связь с уровнем солнечной активности, изотопного состава льда и т. д.). В течение всего периода (с 1645 по 1715 гг.) солнечная активность характеризовалась уровнями более низкими, чем минимумы современных циклов. Поскольку относительные значения чисел пятен в этот период изменялись в пределах от 0 до 5, не представляется возможным выделить их максимальное значение, и вопрос о существовании 11-летнего цикла для этого периода, таким образом, остаётся открытым.
Регулярные наблюдения магнитных полей солнечных пятен, отрытых в начале прошлого столетия (1913 г.) американским астрономом Дж. Хейлом, привели к признанию реальности 22-летнего цикла солнечной активности. Для 14-го (по цюрихской нумерации) цикла Хейл определил, что полярность магнитных полей ведущих (хвостовых) пятен северного (южного) полушария Солнца изменяется на противоположную при переходе от одного 11-летнего цикла к другому [3, 9]. Первоначальная полярность восстанавливается, следовательно, через 22 года. В дальнейшем такие изменения наблюдались в течение всех последующих 11-летних циклов. В соответствии с цюрихской нумерацией, в нечётных циклах полярность магнитного поля ведущих пятен групп северного полушария положительная (северная), а в чётных циклах - отрицательная (южная). В южном полушарии отмечается противоположная картина [16].
Таким образом, 11-летний и 22-летний циклы солнечной активности считаются надёжно установленными (для настоящего времени). Существование более длинных циклов солнечной активности является пока предположением. Например, рядом исследователей выделяется вековой (80-90-летний) цикл солнечных пятен - цикл Глейс-берга [1, 3, 13]. Наиболее чётко 80-90-летняя вариация выделяется по сумме среднегодовых чисел Вольфа в 11-летнем цикле или по максимальным их значениям. С 1749 г. по среднегодовым относительным числам пятен было выделено два минимума и три максимума вековых циклов. Согласно цюрихской нумерации 11-летних циклов, минимумы были в 6-м и 14-м циклах, а максимумы в 3-м, 9-м и, вероятно, в 19-м циклах. 142
При разложении чисел Вольфа на их основные составляющие - число групп пятен и среднюю продолжительность их существования - оказывается, что первая в основном показывает изменения со средним периодом 11 лет, а вторая - со средним периодом 80-90 лет. Из этого следует, что 11-летний цикл характерен для частоты явлений солнечной активности, а вековой - для их мощности (амплитуды). Однако окончательно вопрос о существовании вековой вариации солнечной активности (и солнечной постоянной) не решён. Отдельными исследователями отмечается существование вариаций солнечной активности и с более длительными периодами, например, 200-летний цикл Зюсса [1, 3, 11]. В настоящее время ряд организаций проводит сбор данных и регулярные наблюдения солнечного цикла, а также подсчёт числа пятен на Солнце. Например, Solar Influences Data Analysis Center (SIDC) в Бельгии [15]; в этом отделе физики Королевской обсерватории определяется так называемое международное число солнечных пятен - International Sunspot Number. Кроме того, подсчёт числа пятен ведётся в National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) в США (http://www. noaa.gov). Число пятен, определяемых в Национальном управлении океанических и атмосферных исследований, имеет название NOAA sunspot number.
Измерения солнечной постоянной. История измерений солнечной постоянной включает измерения с земной поверхности, из атмосферы (с самолётов и аэростатов) и внеатмосферные измерения (со спутников и ракет) [6, 8, 9]. В метеорологии радиометрические измерения начались в конце XIX столетия. Для решения проблемы точности и обеспечения возможности сравнения результатов измерений на различных приборах и станциях были введены специальные радиометрические шкалы. В течение многих лет эти стандарты или шкалы подвергались ряду ревизий, отражающих усовершенствования в радиометрии. До середины прошлого столетия обычно использовались две шкалы: Онгстрёма (1905 г.) и Смитсонианская (1913 г.). Накануне Международного геофизического года была введена новая Международная пиргелиоме-трическая шкала (МПШ, 1956), основанная на них [5-7].
В начале прошлого столетия в Смитсонианской астрофизической обсерватории начали проводить серию высокогорных измерений солнечной постоянной. Согласно полученным (более чем за полвека) данным вариации солнечной постоянной составили от 0,1 до 1 %. Проведёнными измерениями также обнаружено долговременное увеличение среднего значения солнечной постоянной примерно на 0,25 % за 50 лет. Анализ полученных результатов за четыре солнечных цикла (с 1908 по 1952 гг.) показал, что пределы возможных вариаций солнечной постоянной находятся в диапазоне ±1 % (от средней величины солнечной постоянной). Это было подтверждено и повторным анализом полученных в Смитсонианской обсерватории результатов, согласно которым средняя многолетняя величина солнечной постоянной составила 1,94 кал/см2хмин. или 1352 Вт/м2 [6, 7].
Исторически первые прямые измерения солнечной постоянной вне тропосферы были выполнены в Ленинградском университете в 1961 г. группой под руководством К.Я. Кондратьева. Комплекс приборов поднимался аэростатом на высоту до 32 км. Всего до 1967 г. было проведено 28 подъёмов аэростата. В результате этих измерений была обнаружена весьма заметная вариация солнечной постоянной (2,5 %). Значение солнечной постоянной по результатам всего комплекса измерений составило 1356 ± 14 Вт/м2 [7, 8].
В 1966 г. Лабораторией реактивного движения (Калифорнийский технологический институт) и лабораторией Эппли была предложена программа измерений солнечной постоянной, в рамках выполнения которой Драммондом (Drammond) было получено среднее значение солнечной постоянной по результатам шести полётов на реактивном
исследовательском самолёте NASA, равное 1359 ± 13 Вт/м2. В 1968 г. Кендалл (Kendall) провёл измерения с радиометром PACRAD c борта самолёта NASA. Окончательное значение, полученное в результате этих измерений, оказалось равным 1373 ± 14 Вт/м2. Среднее значение по всем измерениям с самолётов составило 1378 ± 26 Вт/м2.
В период 1968-69 гг. Р. Уилсоном (Willson) также были проведены аэростатные измерения солнечной постоянной. Среднее значение солнечной постоянной (по трём аэростатным измерениям) составило 1373 ± 14 Вт/м2. В 1969 г. им же было выполнено определение солнечной постоянной вблизи максимума цикла № 20 и получено значение, равное 1369 Вт/м2. Точность аэростатных измерений оценивается величиной 0,2-0,5 % [7, 8, 14].
Измерения вариаций солнечной постоянной с использованием космических аппаратов обладают большей достоверностью, прежде всего в связи с тем, что они проводятся за пределами земной атмосферы. Эти измерения, во-первых, исключают атмосферную экстинкцию (поглощение и рассеяние) и, во-вторых, осуществляются в течение многих суток. Первое длительное измерение солнечной постоянной за пределами земной атмосферы выполнено в эксперименте, поставленном Лабораторией реактивного движения на искусственных спутниках Земли «Маринер-6» и «Мари-нер-7» в 1969 г. Измерения показали, что величина солнечной постоянной не изменялась больше, чем в пределах точности измерений (около ± 0,25%) вблизи максимума солнечного цикла, причём в течение этого времени суточное число солнечных пятен принимало как экстремально большие, так и экстремально малые значения [7, 8, 18].
В соответствии с реализацией программы эксперимента «Радиационный баланс Земли» (ERB), проведённого с борта космического аппарата «Нимбус-6», запущенного в 1975 г., были получены значения солнечной постоянной в диапазоне от 1388 до 1392 Вт/м2. В 1976 г. проводились одновременные измерения солнечной постоянной с зондирующей ракеты (высота около 100 км) и космического аппарата «Ним-бус-6». Среднее значение по ракетным данным составило 1376 ± 7 Вт/м2, по данным космического аппарата - 1376 ± 14 Вт/м2. С учётом поправок, абсолютное значение определяется в 1367 Вт/м2. Эта величина сравнима со значением 1369 Вт/м2, полученным Уилсоном в 1969 г. Поскольку эти два измерения, совершённые в минимуме и максимуме солнечной активности, согласуются в пределах ошибок абсолютного радиометра, очевидно, что солнечная постоянная оставалась неизменной в пределах 0,75 % в течение второй половины цикла № 20 [8, 14, 18]. Среднее значение скорректированных величин солнечной постоянной, полученных при измерениях с помощью самолётов, ИСЗ «Маринер-6», «Маринер-7», «Нимбус-6» и ракет («Аэроби»), составило для периода 1962-80 гг. 1369 ± 6 Вт/м2. Данные ракетных наблюдений солнечной постоянной, проведённых в 1976 г. с помощью четырёх абсолютных радиометров различной конструкции, приводятся в работе Кондратьева и Никольского [5]. Значение, осреднённое по записям трёх согласованных радиометров, оказалось равным 1367 ± 6 Вт/м2 [5, 7, 8].
По оценкам Фрёлиха (Fröhlich), основанным на обзоре всех измерений, выполненных с помощью самолётов, аэростатов и космических аппаратов, наиболее вероятное значение солнечной постоянной равно 1373 ± 20 Вт/м2 [8]. Это среднее сравнимо со средневзвешенным значением 1370 ± 1 Вт/м2, которое было получено по всем измерениям, включая данные ракетного эксперимента в 1976 г. и исправленные данные эксперимента ERB («Нимбус-6»). При учёте всех данных за 1976 г. величина солнечной постоянной была заключена в диапазоне 1368-1379 Вт/м2. При этом отмечается, что данные измерений с аэростата и самолёта заметно отличаются от данных космических измерений (табл. 1). 144
Таблица 1. Сравнение результатов определения солнечной постоянной, полученных различными экспериментальными методами [8]
Метод наблюдений Солнечная постоянная, Вт/м2
Аэростат 1379 (± 3)
Самолёт 1379 (± 3)
Космический аппарат 1368 (± 2)
Средневзвешенное значение 1370 (± 1)
Числа в скобках соответствуют стандартным отклонениям от средневзвешенных значений. Измерения при помощи самолёта производятся на высотах 10-12 км, на аэростатах - 20-36 км.
Начиная с запуска американских спутников «Нимбус-7» (1978 г.), а затем и 8ММ (1980 г.), оснащённых полостными радиометрами (радиометр И-Б из серии ЕРБ и активный полостной радиометр АКРИМ соответственно), начался новый этап в измерении солнечной постоянной (рис. 3).
Впервые за всю историю определения солнечной постоянной её измерения достигли точности в сотые доли процента. Совершенствование измерений солнечной постоянной в это время определяется в основном тремя факторами: усовершенствованием измерительных приборов (пиргелиометрами) и увеличением точности каждого измерения; выносом приборов за пределы атмосферы (чем полностью устранён важнейший источник ошибок наземных наблюдений - атмосферная экстинкция); автоматизацией наблюдений и широким применением компьютерной техники. В результате достигнута высокая внутренняя точность наблюдений на одном и том же спутниковом приборе в ± 0,3-0,7 Вт/м2, что составляет 0,02-0,05% значения солнечной постоянной [7]. Необходимость такой точности определяется полученными результатами, подтверждающими весьма малые изменения потока солнечного излучения.
Рис. 3. Сопоставление полных потоков солнечного излучения, измеренных в 1980 г. на спутниках 8ММ (а) и «Нимбус-7» (б) [7].
При достигнутой внутренней точности и обязательном применении контроля чувствительности оказалось возможным определить точное значение солнечной постоянной и наблюдать её вариации - суточные, недельные и более долговременные (например, спутниковые наблюдения в экспериментах по измерению солнечной постоянной для программы NASA по исследованию активного Солнца и для космической программы «Шатл») [14]. При этом наиболее информативный материал был получен с «Нимбуса-7» (запущен в ноябре 1978 г.) и SMM - Solar Maximum Mission (запущен в феврале 1980 г.). Абсолютное значение солнечной постоянной в рассматриваемый период было заключено в пределах 1367-1373 Вт/м2, а среднее значение - 1370,59 Вт/м2 (табл. 2) - в шкале прибора ЕРБ на «Нимбусе-7» и 1370,62 Вт/м2 - на SMM. Определено уменьшение солнечной постоянной от максимума 21-го цикла (1980 г.) к его минимуму (1986 г.) примерно на 0,15 %, или 2 Вт/м2. Годовой ход в среднем составил 0,02 % [7].
К настоящему времени получен непрерывный ряд непосредственных измерений солнечной постоянной, выполненных несколькими специальными космическими аппаратами с 1978 г. [14]. Эти измерения выполнены для трёх полных циклов солнечной активности (21-23) и продолжаются в текущем 24 цикле (рис. 4).
Амплитуда 11-летних сглаженных циклических вариаций солнечной постоянной по данным этих измерений составляет около 1,0 Вт/м2, или приблизительно 0,07 % среднего значения солнечной постоянной (рис. 4). Среднее для минимумов (21-23 циклы) значение составляет 1365,458 ± 0,016 Вт/м2, среднее значение солнечной постоянной для 22-го цикла равно 1365,99 Вт/м2, для 23-го цикла - 1365,82 Вт/м2.
Заключение. История изучения многолетних вариаций солнечной активности насчитывает четыре столетия. Эта история включает две составляющие в исследовании вариаций: наблюдения (с начала XVII в. до настоящего времени) и измерения (с начала XX в. до настоящего времени). При этом история измерений многолетних вариаций солнечной активности (солнечной постоянной) подразделяется хронологически на этапы, отражающие различные физико-технические уровни измерений (с земной поверхности, из атмосферы, из космоса). В результате более 400 лет изучения в проявлении солнечной активности достоверно определены три цикла: числа пятен, изменения широты групп пятен и изменение магнитных полюсов пятен. Получены периодические и амплитудные характеристики (наиболее точные в период спутниковых наблюдений) циклов солнеч-
Рис. 4. Результаты спутниковых измерений солнечной постоянной. Данные сайта мирового радиационного центра World Radiation Center - Швейцария [17].
ной активности, но только для периода наблюдений. Однако долгосрочное достоверное прогнозирование солнечной активности, имеющей большое значение для жизни и условий жизни на Земле, пока не представляется возможным.
Работа выполнена в соответствии с госбюджетной темой «Геоэкологический анализ и прогноз динамики криолитозоны Российской Арктики» (№ АААА-А16-116032810055-0).
ЛИТЕРАТУРА
1. Абдусаматов Х.И. Солнце диктует климат Земли. СПб.: Логос, 2009. 197 с.
2. Берри А. Краткая история астрономии. М.: Типография И.Д. Сытина, 1904. 606 с.
3. Витинский Ю.И. Солнечная активность. М.: Наука, 1983. 192 с.
4. Гумбольдт А. Космос (опыт физического мироописания). М.: Братья Салаевы, 1866. 408 с.
5. Кондратьев К.Я. Лучистая энергия Солнца. Л.: Гидрометеоиздат, 1954. 600 с.
6. Кондратьев К.Я. Актинометрия. Л.: Гидрометеоиздат, 1965. 692 с.
7. Макарова Е.А., Харитонов А.В., Казачевская Т.В. Поток солнечного излучения. М.: Наука, 1991. 400 с.
8. Поток энергии Солнца и его изменения / Под ред. О.Р. Уайта. М.: Мир, 1980. 560 с.
9. Силкин Б.И. Земля и Солнце. М.: Просвещение, 1967. 102 с.
10. Фёдоров В.М. Солнечная радиация и климат Земли. М.: Физматлит, 2018. 232 с.
11. Эйгенсон М.С. Солнце, погода и климат. Л.: Гидрометеоиздат, 1963. 276 с.
12. Эйгенсон М.С., Гневышев М.Н., Оль А.И., Рубашев Б.М. Солнечная активность и её земные проявления. М.-Л.: Гостехиздат, 1948. 286 с.
13. Gleissberg W. The eighty-year sunspot cycle // J. Brit. Astron. Assoc. 1958. V. 68. P. 148-152.
14. http://science.nasa.gov.
15. http://www.sidc.be.
16. http://www.tesis.lebedev.ru.
17. http://www.pmodwrc.ch.
18. Willson R.C., Gulkis S., Janssen M., Hudson H.S., Chapman G.A. Observations of solar irradiance variability // Science. 1981. V. 211. P. 700.
REFERENCES
1. Abdusamatov Kh.I. Sun dictates Earth's climate. 197 p. (SPb: Logos, 2009) (in Russian).
2. Berri A. A brief history of astronomy. 606 p. (Moscow: Tipografiya I.D. Sytina, 1904) (in Russian).
3. Vitinskiy Yu.I. Solar Activity. 192 p. (Moscow: Nauka, 1983) (in Russian).
4. Gumboldt A. Cosmos (the experience of the physical worldview). 408 p. (Moscow: Bratia Salayevy, 1866) (in Russian).
5. Kondratyev K.Ya. Radiant Sun Energy. 600 p. (Leningrad: Gidrometeoizdat, 1954) (in Russian).
6. Kondratyev K.Ya. Actinometry. 692 p. (Leningrad: Gidrometeoizdat, 1965) (in Russian).
7. Makarova E.A., Kharitonov A.V., Kazachevskaya T.V. Solar flux. 400 p. (Moscow: Nauka, 1991) (in Russian).
8. Uayt O.P. (ed.). The energy flow of the sun and its changes. 560 p. (Moscow: Mir, 1980) (in Russian).
9. Silkin B.I. Earth and the Sun. 102 p. (Moscow: Prosveshcheniye, 1967) (in Russian).
10. Fedorov V.M. Solar radiation and Earth's climate. 232 p. (Moscow: Fizmatlit, 2018) (in Russian).
11. Eygenson M.S. Sun, weather and climate. 276 p. (Leningrad: Gidrometeoizdat, 1963) (in Russian).
12. Eygenson M.S., Gnevyshev M.N., Ol A.I., Rubashev B.M. Solar activity and its terrestrial manifestations. 286 p. (Moscow- Leningrad: Gostekhizdat, 1948) (in Russian).
13. Gleissberg W. The eighty-year sunspot cycle. J. Brit. Astron. Assoc. 68, 148-152 (1958).
14. http://science.nasa.gov.
15. http://www.sidc.be.
16. http://www.tesis.lebedev.ru.
17. http://www.pmodwrc.ch.
18. Willson R.C., Gulkis S., Janssen M., Hudson H.S., Chapman G.A. Observations of solar irradiance variability // Science. 211, 700 (1981).
