На этом рисунке показаны две разные модели солнечной активности за последние несколько сотен лет. Красным цветом показано число солнечных пятен в группе ( R g ), восстановленное на основе исторических наблюдений Хойта и Шаттена (1998a, 1998b) [1] . Синим цветом показана концентрация бериллия- 10 (10 4 атомов / (грамм льда)), измеренная в ежегодно слоистом ледяном керне из Dye-3, Гренландия (Beer et al. 1994).
Оба этих показателя связаны с солнечной магнитной активностью. Солнечные пятна - это более темные и более холодные области поверхности Солнца, связанные с высоким магнитным потоком. Большее количество солнечных пятен указывает на более активное Солнце с более сильными и сложными магнитными полями. Преобладающее изменение солнечных пятен отражает квази-11-летний магнитный цикл Солнца . Спокойный период, наблюдаемый с 1645 по 1710 год, известен как минимум Маундера и связан с почти нулевым количеством солнечных пятен.
Бериллий-10 - космогенный изотоп, созданный в атмосфере галактическими космическими лучами . Поскольку на поток таких космических лучей влияет интенсивность межпланетного магнитного поля, переносимого солнечным ветром , скорость, с которой создается бериллий-10, отражает изменения в солнечной активности. Более активное солнце приводит к более низким концентрациям бериллия ( обратите внимание на перевернутую шкалу на графике ). Поскольку время пребывания бериллия в атмосфере не превышает нескольких лет, также возможно разрешить солнечный магнитный цикл по концентрациям бериллия. Подобные измерения бериллия - лучшее доказательство того, что солнечный магнитный цикл не прекращался даже в период отсутствия видимых солнечных пятен.
Темные кривые - усредненные данные за 30 лет.
Авторские права
Это изображение было создано Робертом А. Роде на основе ранее опубликованных данных и включено в проект «Искусство глобального потепления».
Изображение из искусства глобального потепления
Это изображение является оригинальной работой, созданной для журнала Global Warming Art . Пожалуйста, обратитесь к странице описания изображения для получения дополнительной информации.
Разрешается копировать, распространять и / или изменять этот документ в соответствии с условиями лицензии GNU Free Documentation License версии 1.2 или любой более поздней версии, опубликованной Free Software Foundation ; без неизменяемых разделов, без текстов на лицевой обложке и без текстов на задней обложке. Копия лицензии включена в раздел под названием GNU Free Documentation License .http://www.gnu.org/copyleft/fdl.htmlGFDLЛицензия свободной документации GNUправдаправда
делиться - копировать, распространять и передавать произведение
ремикс - адаптировать произведение
При следующих условиях:
Атрибуция - вы должны указать соответствующий источник, предоставить ссылку на лицензию и указать, были ли внесены изменения. Вы можете сделать это любым разумным способом, но не любым способом, который предполагает, что лицензиар одобряет вас или ваше использование.
делиться одинаково - если вы ремикшируете, трансформируете или опираетесь на материал, вы должны распространять свои материалы по той же или совместимой лицензии, что и оригинал.
Этот тег лицензирования был добавлен в этот файл как часть обновления лицензирования GFDL .http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/CC-BY-SA-3.0Лицензия Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0правдаправда
Рекомендации
Хойт, Д.В., и К.Х. Шаттен (1998a) Число солнечных пятен в группах: новая реконструкция солнечной активности. Часть 1. Солнечная физика , 179, 189-219.
Хойт, Д.В., и К.Х. Шаттен (1998b) Числа солнечных пятен в группах: новая реконструкция солнечной активности. Часть 2. Физика Солнца , 181, 491-512.
J.Beer, St.Baumgartner, B.Dittrich-Hannen, J.Hauenstein, P.Kubik, Ch.Lukasczyk, W.Mende, R.Stellmacher and M.Suter (1994) Солнечная изменчивость, отслеживаемая космогенными изотопами на Солнце как Переменная звезда: вариации солнечной и звездной освещенности (ред. Дж. М. Пап, К. Фрёлих, Х. С. Хадсон и С. К. Соланки), Cambridge University Press, 291-300.
Субтитры
Добавьте однострочное объяснение того, что представляет собой этот файл