Чтобы были понятны принципы, на которых основывается прогнозирование распространения KB, необходимо кратко ознакомиться с физическими свойствами Солнца, с потоком энергии, постоянно излучаемым им на нашу планету, и с изменением этого потока во времени.
Солнце — это желтая звезда небольшого размера с медленным вращением и относительно небольшой температурой поверхностных слоев Солнце представляет собой водородную звезду. По современным представлениям около 90% по числу атомов составляет водород, 10% — гелий и менее 0,1% — другие элементы. Радиус Солнца в 100 с небольшим раз больше радиуса Земли. Солнце вращается вокруг своей оси в том же направлении, что и Земля. Период вращения изменяется от 27 земных суток на экваторе и до 32 суток у полюсов. Линейна скорость точки, находящейся на экваторе, равна примерно 2 км/ч, однако ближе к полюсам вращения эта скорость уменьшается. Это так называемое дифференциальное вращение, обычно присущее жидким и газовым средам.
От ближайшей после Солнца звезды свет к Земле идет 4,3 года, а на весь путь от Солнца к Земле свету требуется чуть больше 8 мин. Солнце является плазменным шаром, от которого во все стороны расходятся потоки плазмы (встречаются разные названия — потоки частиц, корпускулярные потоки). Совокупность их называется солнечным ветром, и поэтому вся Земля как бы находится в объятиях Солнца. Скорость невозмущенного (спокойного) солнечного ветра 300...600 км/с, так что путь частиц до Земли занимает трое-четверо суток.
Воздействие Солнца на физические процессы, происходящие вблизи Земли и на ее поверхности, осуществляется различными видами электромагнитного излучения и потоком корпускул, несущих с собой и магнитное поле.
Основное излучение спокойного Солнца — белый свет. Он несет на Землю 1,36 киловатта энергии в минуту на квадратный метр поверхности (вне атмосферы Земли перпендикулярно лучам Солнца). Излучаемая им энергия в радиодиапазоне мала и сильно зависит от солнечной активности. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения тоже несут с собой мало энергии Они в сотни тысяч раз слабее, чем видимое излучение Солнца, однако очень важны для образования ионосферы, даже в случае спокойного Солнца. При усилении солнечной активности энергия, излучаемая в рентгеновской и ультрафиолетовой областях спектра, резко возрастает.
Солнечной активностью называется совокупность характерных образований на Солнце— таких, как появление пятен, вспышек, факелов, флоккулов и протуберанцев в короне.
До недавнего времени активность Солнца определялась только по количеству пятен на его видимой стороне (рис. 1.2). Подсчет активности в приведенных числах солнечных пятен производился по формуле
$$R(W)=K(10\cdot{g}-f)$$
где g — число отдельных групп пятен (одиночное пятно также считается группой); f — суммарное число всех пятен на диске; К — множитель, подбираемый для каждого телескопа, каждой обсерватории так, чтобы число R в среднем было одинаковым у всех обсерваторий.
Впервые стали регулярно регистрировать солнечную активность в 1849 г. Цюрихской обсерватории в Швейцарии. Там же астрономом Р. Вольфом была предложена и формула для подсчета активности Солнца в приведенных числах солнечных пятен, получивших название чисел Вольфа. Однако в настоящее время более перспективным способом определения солнечной активности является измерение мощности потока радиоизлучения Солнца на длине волны 10,7 см (2800 МГц) Мощность потока хорошо согласуется с числами Вольфа вплоть до самых малых значений.
В 20...40% групп пятен в определенной фазе их развития происходят солнечные вспышки. При вспышках, которые обычно продолжаются несколько минут (вспышки с большей продолжительностью регистрируются редко), увеличиваются ультрафиолетовое и рентгеновское излучения, происходят всплески радиоизлучения и выбросы плазмы. Особенно сильные солнечные вспышки со значительным влиянием на магнитосферу Земли называются протонными, так как они являются источником протонов с высокой энергией. Достигая Земли через 20...40 ч после вспышки протоны вызывают сильные магнитные бури.
Числа Вольфа на солнечных обсерваториях определяются каждый день. Среднемесячные значения чисел Вольфа представляют собой усредненные значения почти за один оборот Солнца, т. е. дают характеристику состояния поверхности всего диска, что физически более оправданно. При исследованиях изменений солнечной активности за длительное время используют среднегодовые значения чисел Вольфа. Но даже и эти значения имеют неожиданные скачки, так что кривую солнечной активности строят по методу скользящего среднего. Такую кривую среднегодичных относительных чисел солнечных пятен впервые по строили в середине прошлого века в Цюрихской обсерватории. Оказалось, что изменения солнечной активности происходят периодически, причем длина периода (или цикла) в среднем составляет 11,1 года. Продолжительность самого короткого цикла была семь лет, а самого длинного — 16. Все циклы, начиная с 1750 г., пронумерованы (рис. 1.3). Так, наиболее сильный цикл, максимум которого пришелся иа 1958 г., имел порядковый номер 19. Осенью 1986 г., начался новый цикл № 22. По оценкам специалистов, следующий максимум солнечной активности придется на 1990—1992 гг. и его величина ожидается средней (число Вольфа не превысит 140...150).