Сонячні плями — це відносно холодні області на фотосфері Сонця, де потужні магнітні поля пригнічують конвекцію гарячої плазми та знижують температуру на 1500–2000 кельвінів порівняно з навколишнім середовищем. Вони виглядають темними саме через цей контраст, хоча за абсолютною яскравістю кожна велика пляма сяяла б, як повний Місяць, якби її можна було відокремити від зірки. Ці утворення слугують головним візуальним маркером 11-річного циклу сонячної активності та безпосередньо пов’язані з сонячними спалахами й викидами корональної маси, які формують космічну погоду та здатні впливати на технологічну інфраструктуру нашої планети.
У 2026 році Сонце перебуває у фазі спаду циклу 25 після максимуму, зафіксованого в 2024–2025 роках зі згладженим числом Вольфа близько 160–161. Кількість плям поступово зменшується, проте активні області продовжують виникати, а окремі події залишаються потужними. Для фахівців сонячні плями — це ключ до розуміння механізмів динамо в надрах зірки, а для широкої аудиторії — нагадування про те, наскільки тісно пов’язане життя на Землі з процесами на її центральній зірці.
Глибоке вивчення цих явищ поєднує спостереження з космічних апаратів, наземні телескопи та моделювання магнітних полів, даючи практичні інструменти прогнозування геомагнітних бур та захисту супутників і енергосистем.
Фотосфера Сонця має температуру приблизно 5772 кельвіни. У центральній частині плями — тіні, або умбрі, — температура падає до 3000–4500 кельвінів. Навколо неї розташована півтінь, або пенумбра, з променистою структурою та температурою ближчою до 5000 кельвінів. Саме різниця в температурі й щільності випромінювання створює візуальний контраст: пляма здається темною на яскравому фоні.
Якщо уявити пляму окремо, вона випромінювала б світло, порівнянне з повним Місяцем. Проте на тлі фотосфери, що сяє в чотири-п’ять разів яскравіше, вона виглядає чорною. Закон випромінювання чорного тіла пояснює цей ефект кількісно: при нижчій температурі потік енергії зменшується значно сильніше, ніж можна було б очікувати від простого зниження на 1500–2000 градусів.
Плями мають тарілкоподібну форму з «днищем» на глибині 700–1000 кілометрів. Великі групи можуть перевищувати діаметр Землі в кілька разів і зберігатися від кількох годин до кількох місяців. Їхній зовнішній вигляд змінюється щодня через обертання Сонця та власну еволюцію магнітних структур.
Як формуються сонячні плями: роль магнітних полів
Механізм виникнення плям пов’язаний із глобальним магнітним динамо Сонця. У зоні конвекції та особливо в тахокліні — тонкому шарі на межі з радіаційною зоною — диференціальне обертання (швидше на екваторі, повільніше на полюсах) закручує магнітні силові лінії в тороїдальні поля. Коли напруга досягає критичної межі, магнітні трубки спливають на поверхню у вигляді петель.
У місці виходу петлі магнітне поле перпендикулярне до поверхні в центрі та нахилене на краях. Сильне поле (тисячі гаусів) блокує підйом гарячої плазми з глибин, охолоджуючи ділянку. Так утворюється тінь. У півтіні лінії поля більш горизонтальні, тому конвекція частково відновлюється, створюючи характерну волокнисту структуру.
Закон Хейла стверджує, що в кожному циклі полярність провідних і наступних плям у групі протилежна в різних півкулях Сонця. Закон Джоя описує невеликий нахил осі групи відносно екватора. Ці закономірності підтверджуються десятиліттями спостережень і є основою для класифікації активних областей за потенціалом спалахів.
Одинадцятирічний цикл сонячної активності та сучасний стан
Кількість сонячних плям змінюється з періодом приблизно 11 років — цикл Швабе. Повний магнітний цикл становить 22 роки, бо полярність загального поля Сонця змінюється кожні 11 років. На графіку «метелика» (діаграма Шпьорера) видно, як нові плями з’являються на широтах 30–40 градусів і поступово дрейфують до екватора протягом циклу.
У мінімумі плям майже немає або вони поодинокі. У максимумі щоденне число Вольфа може перевищувати 150–200, а активні області стають складними та багатополярними. Цикл 25 розпочався в грудні 2019 року з мінімуму. Його максимум зафіксовано восени 2024 року зі згладженим числом Вольфа близько 161. У 2026 році Сонце перебуває у фазі спаду: середня кількість плям зменшується, трапляються дні без плям, проте окремі активні області все ще породжують спалахи класу M та X.
Прогнозування циклу базується на попередніх даних, полярному полі попереднього мінімуму та чисельних моделях. Точність покращується, але сильні події залишаються частково непередбачуваними за кілька днів.
| Компонент | Температура (К) | Структура | Магнітне поле |
| Фотосфера (навколо) | ~5770 | Грануляція, конвекція | Слабке, хаотичне |
| Тінь (умбра) | 3000–4500 | Темне ядро, однорідне | Сильне, вертикальне (тисячі Гс) |
| Півтінь (пенумбра) | ~5000 | Волокниста, промениста | Нахилене, горизонтальне на краях |
Дані узагальнено з спостережень космічних обсерваторій та наземних телескопів.
Історія спостережень сонячних плям
Перші письмові згадки про темні плями на Сонці датуються Китаєм понад дві тисячі років тому. У Європі систематичні спостереження почалися на початку XVII століття. Галілео Галілей та Христофор Шейнер independently виявили плями за допомогою телескопа та методу проекції на екран — єдино безпечного способу того часу.
У XIX столітті Самуель Генріх Швабе відкрив циклічність, а Рудольф Вольф запровадив стандартизоване число плям, яке використовують досі. Мінімум Маундера (1645–1715) — період майже повної відсутності плям — збігся з похолоданням клімату в Європі, хоча причинно-наслідковий зв’язок залишається предметом досліджень.
Сучасна ера почалася з космічних місій: SOHO, SDO, Hinode та Parker Solar Probe. Останній апарат занурюється в корону, вимірюючи магнітні поля та частинки безпосередньо біля Сонця, що дає нові дані про те, як плями та спалахи прискорюють вітер і космічні промені.
Сонячні плями та вплив на Землю
Плями самі по собі не становлять прямої загрози. Небезпеку створюють супутні явища: сонячні спалахи (раптове вивільнення енергії в рентгенівському та ультрафіолетовому діапазонах) та викиди корональної маси — хмари намагніченої плазми, що летять зі швидкістю 250–3000 км/с.
Коли CME досягає Землі за 1–3 доби, він стискає магнітосферу, індукує геоелектричні струми в земній корі та прискорює частинки в радіаційних поясах. Результат — геомагнітні бурі різної інтенсивності (індекс Kp від 5 до 9).
Найвідоміша подія — буря Керрінгтона 1–2 вересня 1859 року. Астроном Річард Керрінгтон спостерігав білий спалах у групі плям. Через 17 годин CME вдарив по Землі. Аврори сягали тропіків, телеграфні лінії іскрили, оператори отримували удари струмом, а в деяких випадках апарати працювали без батарей. Сучасний аналог такої бурі міг би вивести з ладу трансформатори високої напруги, порушити GPS та супутниковий зв’язок на тривалий час.
У 1989 році буря середньої сили вивела з ладу електромережу Квебеку на кілька годин. Сьогодні оператори супутників, авіакомпанії та енергокомпанії отримують попередження від центрів космічної погоди NOAA та SIDC за кілька годин або днів.
Полярні сяйва — найвидовищніший прояв. Під час сильних бур вони стають видимими на широтах України та навіть південніше. Для більшості людей вплив обмежується яскравими нічними небесами, хоча чутливі особи іноді відзначають погіршення самопочуття під час сильних бур.
Вплив на клімат опосередкований і невеликий порівняно з іншими факторами. Зміни сонячної постійної за цикл становлять частки відсотка, хоча ультрафіолетове випромінювання та космічні промені можуть впливати на атмосферну хімію та хмарність.
Як безпечно спостерігати за сонячними плямами
Спостереження за Сонцем вимагає суворих заходів безпеки. Прямий погляд у телескоп або бінокль без спеціального фільтра може за частки секунди спричинити необоротне пошкодження сітківки.
Найпростіший і найбезпечніший метод — проекція. Телескоп або навіть бінокль на штативі спрямовують на Сонце, а зображення проектують на білий екран або аркуш паперу на відстані 20–50 см від окуляра. Плями стають чітко видимими як темні області на диску.
Для візуальних спостережень використовують спеціальні сонячні фільтри (Baader AstroSolar, Thousand Oaks та аналоги), які кріплять перед об’єктивом. Фільтри для камер смартфонів або «сонячні окуляри» для цієї мети непридатні.
Онлайн-ресурси дозволяють стежити за активністю в реальному часі без ризику: сайти SpaceWeatherLive, SIDC, NOAA SWPC публікують щоденні зображення з космічних обсерваторій та прогнози спалахів. Мобільні застосунки сповіщають про значні події.
Любителі астрономії можуть приєднуватися до проєктів Citizen Science — надсилати власні спостереження або допомагати класифікувати активні області.
Цікаві факти та напрямки сучасних досліджень
Найбільші групи сонячних плям сягали площі, що в десятки разів перевищувала поверхню Землі. Деякі активні області переживали кілька обертів Сонця, повертаючись до Землі через 27–28 днів.
Плями демонструють чітку полярність: у кожному циклі провідна пляма в північній півкулі має протилежну полярність до провідної плями в південній. Після максимуму полярність загального магнітного поля Сонця змінюється.
Parker Solar Probe та Solar Orbiter дають змогу «торкнутися» корони та виміряти, як магнітні структури плям прискорюють сонячний вітер і генерують високоенергетичні частинки. Ці дані покращують моделі прогнозування.
Для просунутих читачів цікаво, що плями на інших зірках (зоряні плями) вивчають за допомогою спектроскопії та поляриметрії. На холодніших зірках вони можуть бути значно більшими відносно діаметра зірки.
Сонячні плями — це не загроза, а природне явище, яке нагадує про динамічну природу нашої зірки. Розуміння їхньої поведінки допомагає захищати технології та розширювати знання про зірки загалом. Спостереження тривають щодня, і кожна нова активна область приносить свіжі дані для науки та практичного прогнозування космічної погоди.
