Однако известно, что на больших промежутках времени активность Солнца претерпевает существенные изменения. Так, в так называемом минимуме Маундера (1645–1715 гг.) на Солнце практически не было пятен, а изучение косвенных данных позволяет установить, что подобные затяжные периоды слабой активности Солнца наблюдались и ранее. Существовали и периоды, когда активность Солнца в среднем была повышена.

Солнечная активность существенно изменяется на длительных временных масштабах.

Вблизи максимума активности возрастает частота появления солнечных вспышек, протуберанцев, корональных выбросов и др. Также возрастает светимость в гамма-, рентгеновском, ультрафиолетовом и радиодиапазонах. Однако полное энерговыделение Солнца при этом изменяется крайне незначительно – менее чем на 0,1 %. Тем не менее повышенная солнечная активность может весьма значительно сказываться на параметрах земной магнитосферы и даже на климате. Кроме того, высокая солнечная активность, сопровождаемая мощными вспышками и корональными выбросами, отрицательно воздействует на космические аппараты, космические и наземные сегменты систем навигации, связи и сигнализации, нарушая их работу (вплоть до полного выхода из строя).

В годы минимумов солнечной активности поток галактических космических лучей во внутренней части Солнечной системы возрастает, поскольку в годы максимумов последствия выбросов вещества Солнца препятствуют их проникновению в эту область. Космические лучи, взаимодействуя с атмосферой Земли, приводят к появлению изотопов ¹⁴C и ¹⁰Be. Анализ содержания этих изотопов в древних остатках растений и в ледовых отложениях позволяет судить о солнечной активности в далеком прошлом.

Плохое понимание причин существования 11-летнего цикла не позволяет надежно предсказывать солнечную активность более чем на несколько лет вперед.

На протяжении десятков лет продолжаются попытки научиться предсказывать солнечную активность. К сожалению, из-за плохого понимания физических механизмов солнечных процессов пока это делается только с использованием феноменологических методов. В настоящее время поведение цикла можно предсказать с достаточной точностью лишь спустя 2–3 года после его начала. При этом важным оказывается поведение Солнца во время предыдущего цикла.

Существует множество образований, связанных с солнечной активностью: пятна, протуберанцы, спикулы, факелы. Важную роль в структуре поверхности Солнца играют гранулы и супергранулы. Вспышки и корональные выбросы также связаны с различными активными процессами.

Поверхность (фотосфера) Солнца состоит из гранул – образований размером около 1000 км, живущих в среднем несколько минут. Своим существованием гранулы обязаны конвективным потокам, приносящим тепло из недр звезды. Центральная (светлая) часть гранулы соответствует восходящему потоку и имеет более высокую температуру. Относительно темные прожилки между гранулами соответствуют нисходящим потокам уже несколько остывшего вещества.

В середине XX в. на Солнце были обнаружены более крупные структуры – супергранулы. Как и гранулы, они связаны с конвективным переносом энергии во внешних частях Солнца.

Супергранулы имеют размеры в десятки тысяч километров и живут около суток. Их изучают, наблюдая скорости движения вещества в хромосфере Солнца.

Солнечная грануляция и сверхгрануляция возникают из-за конвективного перемешивания и переноса тепла во внешних слоях Солнца.

С конвективным переносом тепла связаны и самые известные детали на солнечном диске – пятна. Они наблюдаются как темные области размером от десятков до десятков тысяч километров. В пятнах сильные магнитные поля (достигающие в области тени – самой темной части пятна – нескольких тысяч гаусс) подавляют конвекцию, препятствуя переносу тепла снизу. В результате в области пятна поверхность Солнца имеет температуру около 3000–4000 K. Поскольку поток излучения с единичной площади пропорционален четвертой степени температуры излучающего тела, пятна выглядят намного темнее поверхности.

Крупные пятна иногда могут быть замечены даже невооруженным глазом, особенно если Солнце наблюдается сквозь дымку. Поэтому существуют десятки письменных свидетельств наблюдения пятен в дотелескопическую эпоху. Кроме того, даже после изобретения телескопа пятна успешно наблюдали с помощью камеры-обскуры. Однако именно создание оптических приборов позволило приступить к систематическому изучению этого явления. Количество пятен на протяжении сотен лет служит мерилом уровня активности Солнца.

Пятна на диске Солнца темнее окружающей поверхности, поскольку имеют более низкую температуру. Это объясняется наличием сильных магнитных полей, препятствующих конвекции.

Процесс рождения пятна связан с крупномасштабной конвекцией и занимает несколько дней, а процесс разрушения пятна связан с мелкомасштабной конвекцией и занимает несколько недель. Поэтому можно наблюдать, как группа пятен исчезает за краем Солнца, а через пол-оборота появляется из-за противоположного края. Именно такие наблюдения позволили Галилею и его современникам открыть и измерить период вращения Солнца вокруг своей оси.

Яркие факельные поля компенсируют падение светимости Солнца из-за присутствия пятен.

Активные явления на Солнце в основном возникают благодаря сильным магнитным полям, и многие образования появляются именно в области пятен, где величина полей особенно велика. Поэтому солнечные пятна – и в пространстве, и во времени – являются хорошими индикаторами солнечной активности: их количество отражает общий уровень активности, а местоположение позволяет локализовать активные области на солнечном диске. В максимуме активности наблюдается намного больше пятен, и может показаться, что полная светимость Солнца в этот момент немного падает, поскольку на нем много темных областей. Однако на самом деле это не так: наоборот, в максимуме Солнце излучает на несколько сотых долей процента больше энергии, чем в минимуме. Этот эффект связан с наличием ярких горячих областей – факельных полей.

Факельные поля состоят из небольших магнитных элементов – магнитных трубок диаметром менее 300 км и с индукцией магнитного поля около 1000 Гс (это в несколько тысяч раз сильнее магнитного поля Земли). Магнитное поле подавляет конвекцию, однако более важно, что при этом формируется узкое углубление в фотосфере. Дно его более холодное, но стенки горячие, так как к ним подводится тепло из горячих соседних областей. В результате возникает область с повышенной яркостью. Факельные поля лучше видны, если на них смотреть сбоку, и поэтому на солнечном диске они ярче видны вблизи лимба (на краю). Факельные поля часто связаны с областями солнечных пятен. Яркие факельные поля с лихвой компенсируют уменьшение светимости Солнца за счет большого количества темных пятен.

Протуберанцы могут подниматься над солнечным диском на сотни тысяч километров.

С активными областями связано и образование самых впечатляющих структур в атмосфере Солнца – протуберанцев. Существуют данные о том, что протуберанцы наблюдали во время солнечного затмения еще в XII–XIII вв. С появлением телескопов стали возможны более детальные наблюдения, однако первые несколько веков протуберанцы все равно в основном наблюдали во время затмений на краю солнечного диска. По этой причине часть астрономов связывала их не с Солнцем, а с Луной, и лишь с середины XIX в. окончательно сформировалось правильное понимание о природе протуберанцев как феномена в атмосфере Солнца. С появлением спектральных наблюдений в 1860-е гг. стало возможным наблюдать протуберанцы и вне затмений.

Протуберанцы – это аркоподобные структуры над солнечным диском, хорошо заметные на его краю. Это относительно холодные (5000–10 000 K) и плотные образования из хромосферного вещества, оказавшегося в разреженной горячей (около миллиона градусов) короне. Форма в виде арок объясняется поддерживающим действием магнитного поля. Если протуберанец проецируется на солнечный диск, то его обычно можно заметить как темное волокно при наблюдении в спектральной линии водорода Hα. Гигантские протуберанцы могут иметь размеры сотни тысяч километров.