Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Солнечная активность: NASA «s Solar Dynamics Observatory захватили этот образ класса X1.2 солнечной вспышки 14 мая 2013 года показывает изображение света с длиной волны 304 ангстрем .

Солнечные явления - это природные явления, происходящие в пределах внешней атмосферы Солнца, нагретой магнитным полем . Эти явления принимают разные формы, включая солнечный ветер , поток радиоволн, энергетические всплески, такие как солнечные вспышки , выброс корональной массы или солнечные извержения , [1] нагрев короны и солнечные пятна .

Эти явления, по-видимому, вызваны спиральным динамо около центра масс Солнца, которое генерирует сильные магнитные поля, и хаотическим динамо около поверхности, которое генерирует меньшие флуктуации магнитного поля. [2]

Общая сумма всех солнечных колебаний называется солнечной вариацией. Коллективный эффект всех солнечных вариаций в гравитационном поле Солнца называется космической погодой . Главный компонент погоды - солнечный ветер , поток плазмы, выделяющийся из верхних слоев атмосферы Солнца. Он отвечает за полярное сияние , естественное освещение неба в Арктике и Антарктике . Нарушения космической погоды могут вызывать солнечные бури на Земле, нарушая связь, а также геомагнитные бури в магнитосфере Земли и внезапные ионосферные возмущения вионосфера . Изменения интенсивности солнечного излучения также влияют на климат Земли. Эти вариации могут объяснить такие события, как ледниковые периоды и Великое событие оксигенации , в то время как будущее расширение Солнца до красного гиганта , вероятно, положит конец жизни на Земле.

Солнечная активность и связанные с ней события были зарегистрированы с 8 века до нашей эры. Вавилоняне вписали и, возможно, предсказали солнечные затмения , в то время как самое раннее из сохранившихся сообщений о солнечных пятнах восходит к Китайской Книге Перемен , ок.   800 BCE . [3] Первое дошедшее до нас описание солнечной короны датируется 968 годом, в то время как самое раннее изображение солнечных пятен было сделано в 1128 году, а солнечный протуберанец был описан в 1185 году в Русских новгородских хрониках . Изобретение телескопа позволило значительно продвинуться в понимании, что позволило сделать первые подробные наблюдения в 1600-х годах. Солнечная спектроскопияначалась в 1800-х годах, по которой можно было определить свойства солнечной атмосферы, а создание дагерротипии привело к первым фотографиям Солнца 2 апреля 1845 года. Фотография помогла в изучении солнечных протуберанцев, грануляции и спектроскопии. В начале 20 века в Америке резко возрос интерес к астрофизике . По всему миру был построен ряд новых обсерваторий с солнечными телескопами. Изобретение коронографа в 1931 году позволило изучать корону при дневном свете.

Вс [ править ]

Основная статья: Солнце
Изображение Солнца в ложных цветах, показывающее его турбулентную поверхность. (кредит: НАСА - SDO )

Солнце - звезда, расположенная в центре Солнечной системы . Он почти идеально сферический и состоит из горячей плазмы и магнитных полей . [4] [5] Его диаметр составляет около 1 392 684 км (865 374 миль), [6] примерно в 109 раз больше, чем у Земли , а его масса (1,989 × 10 30 кг, примерно в 330 000 раз больше Земли) составляет около 99,86 % от общей массы Солнечной системы. [7] Химически около трех четвертей массы Солнца состоит из водорода , а остальная часть в основном состоит из гелия.. Остальные 1,69% (что в 5600 раз больше массы Земли) состоят из более тяжелых элементов, включая кислород , углерод , неон и железо . [8]

Солнце образовалось около 4,567 миллиарда [a] [9] лет назад в результате гравитационного коллапса области внутри большого молекулярного облака . Большая часть материи собралась в центре, а остальная часть сплющилась в вращающийся диск, который стал балансом Солнечной системы . Центральная масса становилась все более горячей и плотной, что в конечном итоге инициировало термоядерный синтез в ее ядре.

Солнце является звездой главной последовательности G-типа (G2V), основанной на спектральном классе, и неофициально обозначается как желтый карлик, поскольку его видимое излучение наиболее интенсивно в желто-зеленой части спектра . На самом деле он белый, но с поверхности Земли он кажется желтым из-за атмосферного рассеяния синего света. [10] В метке спектрального класса G2 указывает температуру его поверхности примерно 5778 K (5505 ° C (9941 ° F)), а V указывает, что Солнце, как и большинство звезд, является главной последовательностьюзвезда, и таким образом генерирует свою энергию путем плавления водорода в гелий. В своей основе Солнце каждую секунду сплавляет около 620 миллионов метрических тонн водорода. [11] [12]

Среднее расстояние Земли от Солнца составляет примерно 1 астрономическую единицу (около 150 000 000 км; 93 000 000 миль), хотя расстояние меняется по мере того, как Земля движется от перигелия в январе к афелию в июле. [13] На этом среднем расстоянии свет проходит от Солнца до Земли примерно за 8 минут 19 секунд. Энергия этого солнечного света поддерживает практически всю жизнь [b] на Земле путем фотосинтеза , [14] и дисководы климат Земли и погода. [15]Еще в XIX веке ученые мало знали о физическом составе и источнике энергии Солнца. Это понимание все еще развивается; ряд современных аномалий в поведении Солнца остается невыясненным.

Солнечный цикл [ править ]

Основная статья: Солнечный цикл
Прогнозирование цикла солнечных пятен

Многие солнечные явления периодически меняются в среднем в течение 11 лет. Этот солнечный цикл влияет на солнечное излучение и влияет на космическую погоду, земную погоду и климат .

Солнечный цикл также модулирует поток коротковолнового солнечного излучения, от ультрафиолетового до рентгеновского, и влияет на частоту солнечных вспышек , корональных выбросов массы и других явлений солнечной эрупции.

Типы [ править ]

Гелиофизика
Явления
  • Корональная дыра
  • Выброс корональной массы
  • Геомагнитная буря
  • Солнечная вспышка
  • Событие солнечной частицы
  • Солнечная известность
  • Солнечное пятно
  • Космическая погода
  • v
  • т
  • е

Выброс корональной массы [ править ]

Основная статья: выброс корональной массы
Воспроизвести медиа
Видео серии корональных выбросов массы в августе 2010 г.

Выброс корональной массы (CME) - это массивная вспышка солнечного ветра и магнитных полей, поднимающаяся над солнечной короной . [16] Вблизи солнечных максимумов Солнце производит около трех CME каждый день, в то время как солнечные минимумы происходят примерно один раз в пять дней. [17] CME, наряду с солнечными вспышками другого происхождения, могут нарушить радиопередачу и повредить спутники и оборудование линий электропередачи , что приведет к потенциально массовым и длительным отключениям электроэнергии . [18] [19]

Корональные выбросы массы часто возникают с другими формами солнечной активности, в первую очередь с солнечными вспышками , но причинно-следственная связь не установлена. Большинство слабых вспышек не имеют CME; самые сильные делают. Большинство выбросов происходит из активных областей на поверхности Солнца, таких как группировки солнечных пятен, связанные с частыми вспышками. Другие формы солнечной активности, часто связанные с выбросами корональной массы, - это эруптивные протуберанцы, корональное затемнение, корональные волны и волны Мортона , также называемые солнечными цунами.

Магнитное пересоединение вызывает CME и солнечные вспышки . Магнитное пересоединение - это название, данное перегруппировке силовых линий магнитного поля, когда два противоположно направленных магнитных поля сводятся вместе. Эта перестройка сопровождается внезапным высвобождением энергии, накопленной в исходных противоположно направленных полях. [20] [21]

Когда КВМ воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует магнитное поле Земли , изменяя направление стрелок компаса и вызывая большие электрические токи заземления в самой Земле; это называется геомагнитной бурей, и это глобальное явление. Удары CME могут вызвать магнитное пересоединение в хвосте магнитосферы Земли (полуночная сторона магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они формируют полярное сияние .

Диаметр [ править ]

Данные, полученные в основном с помощью прибора Michelson Doppler Imager на SOHO , показывают, что изменения диаметра Солнца составляют около 0,001%, что намного меньше, чем влияние изменений магнитной активности. [22]

Вспышки [ править ]

Основная статья: Солнечная вспышка

Солнечная вспышка - это внезапная вспышка яркости, наблюдаемая над поверхностью Солнца или лимбом Солнца , которая интерпретируется как выделение энергии до 6 × 10 25 джоулей (примерно шестая часть всей энергии, выделяемой Солнцем каждую секунду, или 160 миллиардов мегатонн). на ТНТ эквивалент, более 25000 раз больше энергии , чем освобождается от влияния кометы Шумейкера-Леви 9 с Юпитером). За ним может последовать выброс корональной массы . [23] Вспышка выбрасывает облака электронов, ионов и атомов через корону в космос. Эти облака обычно достигают Земли через день или два после события. [24] Подобные явления у других звезд известны как звездные вспышки.

Солнечные вспышки сильно влияют на космическую погоду около Земли. Они могут производить потоки высокоэнергетических частиц в солнечном ветре, известные как солнечные протонные события . Эти частицы могут воздействовать на магнитосферу Земли в виде геомагнитной бури и представлять радиационную опасность для космических аппаратов и космонавтов.

  • Солнечная вспышка

  • 31 августа 2012 года длинная нить солнечного материала, которая парила в атмосфере Солнца, корона, вырвалась в космос в 16:36 EDT.

  • Схема структуры магнитного поля солнечной вспышки и ее происхождения, предположительно являющейся результатом деформации такой магнитной структуры, соединяющей внутренние части Солнца с солнечной атмосферой через корону .

  • Полное 2D-изображение, сделанное STEREO (высокое разрешение)

Освещенность [ править ]

Основная статья: Солнечное излучение

Освещенность - это мощность на единицу площади, производимая Солнцем в форме электромагнитного излучения. Энергия излучения может быть измерена в космосе или на поверхности Земли после атмосферного поглощения и рассеяния. Общее солнечное излучение (TSI) - это мера мощности солнечного излучения на единицу площади, перпендикулярной лучам, падающим на верхние слои атмосферы Земли. Солнечной постоянной представляет собой обычную меру среднего TSI на расстоянии одной астрономической единицы (АС).

Инсоляция - это функция расстояния от Солнца, солнечного цикла и изменений между циклами. [25] Облучение на Земле наиболее интенсивно в точках, прямо обращенных (перпендикулярно) Солнцу.

Протонное событие [ править ]

Основная статья: Солнечное протонное событие
Солнечные частицы взаимодействуют с магнитосферой Земли . Размеры не в масштабе.

Солнечное протонное событие (SPE), или «протонная буря», происходит, когда частицы (в основном протоны), испускаемые Солнцем, ускоряются либо вблизи Солнца во время вспышки, либо в межпланетном пространстве из-за ударных волн CME. События могут включать другие ядра, такие как ионы гелия и ионы HZE . Эти частицы вызывают множество эффектов. Они могут проникать в магнитное поле Земли и вызывать ионизацию в ионосфере . Эффект похож на авроральные явления, за исключением того, что в нем участвуют протоны, а не электроны. Энергичные протоны представляют значительную радиационную опасность для космических кораблей и космонавтов. [26] Энергичные протоны могут достигать Земли в течение 30 минут после пика большой вспышки.

Выступы и нити [ править ]

Основная статья: Солнечная известность
Воспроизвести медиа
Видеоклип о солнечной известности

Протуберанец - это большой яркий газообразный объект, выходящий наружу от поверхности Солнца , часто в форме петли . Выступы прикреплены к поверхности Солнца в фотосфере и простираются в сторону короны. В то время как корона состоит из высокотемпературной плазмы , которая не излучает много видимого света , протуберанцы содержат гораздо более холодную плазму, подобную по составу составу хромосферы .

Плазма протуберанца обычно в сто раз холоднее и плотнее корональной плазмы. Известность формируется в течение примерно земного дня и может сохраняться в течение недель или месяцев. Некоторые выступы распадаются и образуют CME.

Типичный протуберанец простирается на многие тысячи километров; самая большая из зарегистрированных была оценена в длину более 800 000 километров (500 000 миль) [27]  - примерно радиус Солнца.

Когда протуберанец рассматривается на фоне Солнца, а не космоса, он кажется темнее фона. Это образование называется солнечной нитью. [27] Проекция может быть одновременно нитью накала и протуберанцем. Некоторые выступы настолько мощны, что выбрасывают материю со скоростью от 600 км / с до более 1000 км / с. Другие выступы образуют огромные петли или изогнутые столбы светящихся газов над солнечными пятнами, которые могут достигать высоты в сотни тысяч километров. [28]

Солнечные пятна [ править ]

Основная статья: Солнечные пятна

Солнечные пятна - это относительно темные области на излучающей «поверхности» ( фотосфере ) Солнца, где интенсивная магнитная активность подавляет конвекцию и охлаждает фотосферу . Факулы - это немного более яркие области, которые образуются вокруг групп солнечных пятен, поскольку поток энергии к фотосфере восстанавливается, и как нормальный поток, так и энергия, заблокированная пятнами, повышают температуру излучающей «поверхности». Ученые начали размышлять о возможных отношениях между солнечными пятнами и солнечной светимостью еще в 17 веке. [29] [30]Снижение яркости, вызванное солнечными пятнами (обычно <- 0,3%), коррелирует с увеличением (обычно <+ 0,05%), вызванным как факелами, которые связаны с активными областями, так и магнитоактивной «яркой сетью». [31]

Чистый эффект в периоды повышенной солнечной магнитной активности заключается в увеличении солнечного излучения, поскольку факелы больше и сохраняются дольше, чем солнечные пятна. И наоборот, периоды более низкой магнитной активности Солнца и меньшего количества солнечных пятен (например, минимум Маундера ) могут коррелировать со временами более низкой освещенности. [32]

Активность солнечных пятен измерялась с помощью числа Вольфа около 300 лет. Этот индекс (также известный как число Цюриха) использует как количество солнечных пятен, так и число групп солнечных пятен, чтобы компенсировать вариации измерений. Исследование 2003 года показало, что с 1940-х годов солнечные пятна были более частыми, чем в предыдущие 1150 лет. [33]

Солнечные пятна обычно появляются в виде пар с противоположной магнитной полярностью. [34] Подробные наблюдения показывают закономерности в годовых минимумах и максимумах и в относительном местоположении. По мере прохождения каждого цикла широта пятен уменьшается с 30–45 ° до примерно 7 ° после солнечного максимума . Это изменение широты следует закону Шперера .

Чтобы пятно было видно человеческому глазу, оно должно иметь диаметр около 50 000 км, покрывая 2 000 000 000 квадратных километров (770 000 000 квадратных миль), или 700 миллионных частей видимой области. За последние циклы с Земли видно около 100 солнечных пятен или компактных групп пятен. [c] [35]

Солнечные пятна расширяются и сжимаются при движении и могут перемещаться со скоростью несколько сотен метров в секунду, когда появляются впервые.

  • Согласно закону Шперера , в начале 11-летнего цикла солнечных пятен пятна появляются сначала в более высоких широтах, а затем в постепенно более низких широтах.

  • В сообщении Daily Mail солнечное пятно 1302 было охарактеризовано как «бегемот», излучающий огромные солнечные вспышки.

  • Деталь поверхности Солнца, аналоговая фотография с 4-дюймовым рефрактором, желтым стеклянным фильтром и фольгированным фильтром ND 4, обсерватория Гросхадерн , Мюнхен

  • Детальный вид пятна, 13 декабря 2006 г.

Ветер [ править ]

Основная статья: Солнечный ветер
Схема Земли магнитосферы «s. Солнечный ветер течет слева направо.
Моделирование магнитного поля Земли во взаимодействии с (солнечным) межпланетным магнитным полем, которое иллюстрирует динамические изменения глобального магнитного поля в процессе возмущения: временное сжатие магнитосферы усиленным потоком солнечного ветра сменяется растяжением в хвост линий поля.

Солнечный ветер - это поток плазмы, выпущенный из верхних слоев атмосферы Солнца . Он состоит в основном из электронов и протонов с энергией обычно от 1,5 до 10 кэВ . Поток частиц изменяется по плотности, температуре и скорости со временем и по солнечной долготе. Эти частицы могут избежать гравитации Солнца из-за их высокой энергии.

Солнечный ветер делится на медленный солнечный ветер и быстрый солнечный. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 километров в секунду (250 миль / с), температуру 1,4–1,6 × 10 6  К и состав, близкий к короне. Быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км / с, температуру 8 × 10 5  К и почти совпадает с фотосферой. [36] Медленный солнечный ветер в два раза плотнее и более изменчив по интенсивности, чем быстрый солнечный ветер. Медленный ветер имеет более сложную структуру с турбулентными областями и крупномасштабной организацией. [37] [38]

И быстрый, и медленный солнечный ветер могут прерываться большими, быстро движущимися всплесками плазмы, называемыми межпланетными выбросами CME или ICME. Они вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы , генерируя электромагнитные волны и ускоряющие частицы (в основном протоны и электроны), формирующие потоки ионизирующего излучения, которые предшествуют CME.

Эффекты [ править ]

Космическая погода [ править ]

Основная статья: Космическая погода
Пример космической погоды: Aurora Australis в земном «s атмосферы , наблюдаемой космический челнок Discovery , май 1991 года

Космическая погода - это состояние окружающей среды в Солнечной системе, включая солнечный ветер . Он изучается, особенно вокруг Земли, включая условия от магнитосферы до ионосферы и термосферы . Космическая погода отличается от земной погоды в тропосфере и стратосфере . Этот термин не использовался до 1990-х годов. До этого такие явления считались частью физики или аэрономии .

Солнечные бури [ править ]

Дополнительная информация: Список солнечных бурь

Солнечные бури вызываются возмущениями на Солнце, чаще всего корональными облаками, связанными с солнечными вспышками CME, исходящими из областей активных солнечных пятен или, реже, из корональных дыр . Солнце может вызывать интенсивные геомагнитные и протонные бури, способные вызвать перебои в подаче электроэнергии , сбой или отключение связи (включая системы GPS ) и временное / постоянное отключение спутников и других космических технологий. Солнечные бури могут быть опасны для высокоширотной и высотной авиации и для пилотируемых космических полетов . [39] Геомагнитные бури вызывают полярные сияния. [40]

Наиболее значительная из известных солнечных бурь произошла в сентябре 1859 года и известна как событие Кэррингтона . [41] [42]

Аврора [ править ]

Основная статья: Аврора (феномен)

Полярное сияние - это изображение естественного света в небе, особенно в высокоширотных ( арктических и антарктических ) регионах, в виде большого круга вокруг полюса. Это вызвано столкновением солнечного ветра и заряженных частиц магнитосферы с высотной атмосферой ( термосферой ).

Большинство сияний происходят в группе , известной как зоны сияний , [43] [44] , который , как правило , от 3 ° до 6 ° в ширину по широте и наблюдается при 10 ° до 20 ° от геомагнитного полюса на всех долгот, но часто наиболее ярко вокруг весеннее и осеннее равноденствия . Заряженные частицы и солнечный ветер направляются в атмосферу магнитосферой Земли. Геомагнитная буря расширяет зону полярных сияний до более низких широт.

Полярные сияния связаны с солнечным ветром. Магнитное поле Земли захватывает ее частицы, многие из которых движутся к полюсам, где они ускоряются к Земле. Столкновения этих ионов с атмосферой высвобождают энергию в виде полярных сияний, появляющихся в больших кругах вокруг полюсов. Полярные сияния более часты и ярче во время интенсивной фазы солнечного цикла, когда КВМ увеличивают интенсивность солнечного ветра. [45]

Геомагнитная буря [ править ]

Основная статья: Геомагнитная буря

Геомагнитная буря - это временное возмущение магнитосферы Земли, вызванное ударной волной солнечного ветра и / или облаком магнитного поля, которое взаимодействует с магнитным полем Земли . Увеличение давления солнечного ветра сжимает магнитосферу, и магнитное поле солнечного ветра взаимодействует с магнитным полем Земли для передачи увеличенной энергии в магнитосферу. Оба взаимодействия увеличивают движение плазмы в магнитосфере (движимое увеличенными электрическими полями) и увеличивают электрический ток в магнитосфере и ионосфере. [46]

Возмущение в межпланетной среде, вызывающее бурю, может быть вызвано CME или высокоскоростным потоком (область совместного вращения или CIR) [47] солнечного ветра, возникающим из области слабого магнитного поля на поверхности Солнца. Частота геомагнитных бурь увеличивается и уменьшается с циклом солнечных пятен . Бури, вызванные CME, более распространены во время солнечного максимума солнечного цикла, а штормы, вызванные CIR, более распространены во время солнечного минимума.

Некоторые явления космической погоды связаны с геомагнитными бурями. К ним относятся явления частиц солнечной энергии (SEP), геомагнитно-индуцированные токи (GIC), ионосферные возмущения, вызывающие сцинтилляции радио и радаров , нарушение навигации по компасу и отображение полярных сияний на гораздо более низких широтах, чем обычно. 1989 геомагнитного шторм напряжение земли индуцированных токов , что нарушенные распределение электроэнергии на протяжении большей части провинции Квебека [48] и вызванных сияний , как далеко на юге, штат Техас . [49]

Внезапное возмущение ионосферы [ править ]

Основная статья: Внезапное возмущение ионосферы

Внезапное ионосферное возмущение (SID) - это аномально высокая плотность ионизации / плазмы в D-области ионосферы, вызванная солнечной вспышкой. SID приводит к внезапному увеличению поглощения радиоволн, которое является наиболее серьезным в диапазонах верхних средних частот (MF) и нижних высоких частот (HF), и в результате часто прерывает работу телекоммуникационных систем или создает помехи в их работе . [50]

Геомагнитно индуцированные токи [ править ]

Основная статья: Геомагнитно индуцированные токи

Геомагнитно индуцированные токи - это проявление космической погоды на уровне земли, которое влияет на нормальную работу систем с длинными электрическими проводниками. Во время космической погоды электрические токи в магнитосфере и ионосфере испытывают большие колебания, которые проявляются также в магнитном поле Земли. Эти изменения вызывают токи (GIC) в заземленных проводниках. Сети электропередачи и подземные трубопроводы являются типичными примерами таких систем проводников. GIC может вызвать такие проблемы, как повышенная коррозия стали трубопроводов и повреждение высоковольтных силовых трансформаторов.

Углерод-14 [ править ]

Запись солнечных пятен (синий) при 14 ° C (перевернутая).

Производство углерода-14 (радиоуглерода: 14 C) связано с солнечной активностью. Углерод-14 образуется в верхних слоях атмосферы, когда бомбардировка атмосферным азотом ( 14 N) космическими лучами вызывает β + -распад азота , превращаясь, таким образом, в необычный изотоп углерода с атомной массой 14, а не более распространенный 12. Поскольку галактические космические лучи частично исключены из Солнечной системы за счет движения магнитных полей в солнечном ветре наружу, повышенная солнечная активность снижает производство 14 C. [51]

Концентрация 14 C в атмосфере ниже во время солнечных максимумов и выше во время солнечных минимумов. Путем измерения уловленного 14 C в древесине и подсчета годичных колец можно измерить и датировать производство радиоуглерода по сравнению с недавней древесиной. Реконструкция последних 10 000 лет показывает, что производство 14 C было намного выше в середине голоцена 7 000 лет назад и уменьшалось до 1 000 лет назад. Помимо изменений солнечной активности, на долгосрочные тенденции в производстве углерода-14 влияют изменения в геомагнитном поле Земли и изменения в круговороте углерода в биосфере (особенно те, которые связаны с изменениями в степени растительности междуледниковые периоды ). [ необходима цитата ]

Климат [ править ]

Основная статья: Солнечная активность и климат

Хотя солнечная активность была основной движущей силой изменения климата на протяжении геологического времени, ее роль в потеплении, начавшемся в двадцатом веке, по-видимому, не была значительной. [52]

История наблюдений [ править ]

Основная статья: Солнечные наблюдения

Солнечная активность и связанные с ней события регулярно регистрировались со времен вавилонян . Ранние записи описывали солнечные затмения, короны и солнечные пятна.

Иллюстрация солнечных пятен, сделанная немецким ученым-иезуитом XVII века Афанасиусом Кирхером

Вскоре после изобретения телескопов, в начале 1600-х годов, астрономы начали наблюдать Солнце. Томас Харриот был первым, кто наблюдал солнечные пятна в 1610 году. Наблюдатели подтвердили менее частые солнечные пятна и полярные сияния во время минимума Маундера. [53]

Солнечная спектрометрия началась в 1817 году. [54] Рудольф Вольф собрал наблюдения солнечных пятен еще в цикле 1755–1766 годов. Он установил формулировку относительного числа солнечных пятен (число солнечных пятен Вольфа или Цюриха ), которое стало стандартной мерой. Примерно в 1852 году Сабина, Вольф, Готье и фон Ламонт независимо друг от друга обнаружили связь между солнечным циклом и геомагнитной активностью. [54]

2 апреля 1845 года Физо и Фуко впервые сфотографировали Солнце. Фотография помогла в исследовании солнечных протуберанцев, грануляции , спектроскопии и солнечных затмений. [54]

1 сентября 1859 г. Ричард К. Кэррингтон и отдельно Р. Ходжсон впервые наблюдали солнечную вспышку. [54] Каррингтон и Густав Шперер обнаружили, что Солнце вращается с разной скоростью на разных широтах и ​​что внешний слой должен быть жидким. [54]

В 1907–08 годах Джордж Эллери Хейл открыл магнитный цикл Солнца и магнитную природу солнечных пятен. Позже Хейл и его коллеги вывели законы полярности Хейла, описывающие его магнитное поле. [54]

Изобретение коронографа Бернаром Лио в 1931 году  позволило изучать корону при дневном свете. [54]

До 1990-х годов Солнце было единственной звездой, поверхность которой была разрешена. [55] Другие важные достижения включают понимание: [56]

  • Рентгеновские петли ( например , Yohkoh )
  • Корона и солнечный ветер ( например , SoHO )
  • Дисперсия солнечной яркости с уровнем активности и подтверждение этого эффекта у других звезд солнечного типа ( например , ACRIM )
  • Интенсивное фибриллярное состояние магнитных полей на видимой поверхности звезды, подобной Солнцу ( например , Хиноде )
  • Присутствие магнитных полей от 0,5 × 10 5 до 1 × 10 5 гаусс в основании проводящей зоны, предположительно в какой-то фибриллярной форме, было выведено из динамики восходящих пучков азимутального потока.
  • Низкоуровневое излучение электронных нейтрино из ядра Солнца. [56]

В конце двадцатого века спутники начали наблюдать за Солнцем, что дало много открытий. Например, модуляция яркости Солнца магнитно-активными областями была подтверждена спутниковыми измерениями полной солнечной освещенности (TSI) в эксперименте ACRIM1 в программе Solar Maximum Mission (запущенной в 1980 году). [31]

См. Также [ править ]

  • Атрибуция недавнего изменения климата (раздел Солнечная активность )
  • Изменение климата (раздел Солнечная энергия )
  • Глобальное потепление (раздел Солнечная активность )
  • Список статей, связанных с Солнцем
  • Очерк астрономии
  • Солнечная вариация

Примечания [ править ]

  1. ^ Все числа в этой статье даны в уменьшенном масштабе. Один миллиард равен 10 9 , или 1 000 000 000.
  2. ^ Сообщества гидротермальных источников живут так глубоко под водой, что у них нет доступа к солнечному свету. Бактерии вместо этого используют соединения серы в качестве источника энергии посредством хемосинтеза .
  3. ^ Это основано на гипотезе о том, что средний человеческий глаз может иметь разрешение 3,3 × 10 -4 радиан или 70 угловых секунд с максимальным расширением зрачка 1,5 мм (0,059 дюйма) при относительно ярком свете. [35]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Сискоу, Джордж Л .; Schrijver, Carolus J., eds. (2010). Гелиофизика: эволюция солнечной активности и климат космоса и Земли (1-е изд. Изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 9780521112949. Проверено 28 августа 2014 .
  2. ^ Джампапа, Марк S; Хилл, Фрэнк; Нортон, Эйми А; Певцов, Алексей А. «Причины солнечной активности» (PDF) . Научная Белая книга для декадного обзора гелиофизики 2010 г . : 1 . Проверено 26 августа 2014 .
  3. ^ "История солнечной физики: хронология великих моментов: 1223 г. до н.э. – 250 г. до н.э." . Высотная обсерватория . Университетская корпорация атмосферных исследований. Архивировано из оригинального 18 августа 2014 года . Проверено 15 августа 2014 .
  4. ^ "Насколько Круглое Солнце?" . НАСА. 2 октября 2008 . Проверено 7 марта 2011 года .
  5. ^ "Первые в истории СТЕРЕО изображения всего Солнца" . НАСА. 6 февраля 2011 . Проверено 7 марта 2011 года .
  6. ^ Эмилио, М .; Kuhn, JR; Буш, Род-Айленд; Шолль, ИФ (2012). «Измерение радиуса Солнца из космоса во время прохождения Меркурия в 2003 и 2006 годах». Астрофизический журнал . 750 (2): 135. arXiv : 1203.4898 . Bibcode : 2012ApJ ... 750..135E . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 750/2/135 .
  7. ^ Woolfson, М. (2000). «Происхождение и эволюция Солнечной системы». Астрономия и геофизика . 41 (1): 1.12–1.19. Bibcode : 2000A & G .... 41a..12W . CiteSeerX 10.1.1.475.5365 . DOI : 10,1046 / j.1468-4004.2000.00012.x . 
  8. ^ Басу, S .; Антиа, HM (2008). «Гелиосейсмология и солнечное изобилие». Отчеты по физике . 457 (5–6): 217–283. arXiv : 0711.4590 . Bibcode : 2008PhR ... 457..217B . DOI : 10.1016 / j.physrep.2007.12.002 .
  9. ^ Коннелли, Джеймс Н .; Биццарро, Мартин; Крот, Александр Н .; Нордлунд, Оке; Виландт, Даниэль; Иванова, Марина А. (2 ноября 2012 г.). «Абсолютная хронология и термическая обработка твердых тел в солнечном протопланетном диске». Наука . 338 (6107): 651–655. Bibcode : 2012Sci ... 338..651C . DOI : 10.1126 / science.1226919 . PMID 23118187 . 
  10. Перейти ↑ Wilk, SR (2009). «Парадокс желтого солнца» . Новости оптики и фотоники : 12–13. Архивировано из оригинала на 2012-06-18.
  11. ^ Phillips, KJH (1995). Путеводитель по Солнцу . Издательство Кембриджского университета . С. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  12. ^ Kruszelnicki, Карл С. (17 апреля 2012). «Великие моменты доктора Карла в науке: ленивое солнце менее энергично, чем компост» . Австралийская радиовещательная корпорация . Проверено 25 февраля 2014 года . Каждую секунду Солнце сжигает 620 миллионов тонн водорода ...
  13. ^ «Равноденствия, солнцестояния, перигелий и афелий, 2000–2020» . Военно-морская обсерватория США . 31 января 2008 . Проверено 17 июля 2009 года .
  14. Перейти ↑ Simon, A. (2001). Настоящая наука за секретными материалами: микробы, метеориты и мутанты . Саймон и Шустер . С. 25–27. ISBN 978-0-684-85618-6.
  15. ^ Портман, DJ (1952-03-01). "Обзор циклов погоды и солнечной активности. Максвелл О. Джонсон". Ежеквартальный обзор биологии . 27 (1): 136–137. DOI : 10.1086 / 398866 . JSTOR 2812845 . 
  16. ^ Кристиан, Эрик Р. (5 марта 2012 г.). "Выбросы корональной массы" . NASA.gov . Проверено 9 июля 2013 года .
  17. ↑ Ники Фокс. "Выбросы корональной массы" . Центр космических полетов Годдарда @ НАСА . Проверено 6 апреля 2011 .
  18. ^ Бейкер, Дэниел Н .; и другие. (2008). Экстремальные явления космической погоды - понимание социальных и экономических последствий: отчет семинара . Национальная академия прессы . п. 77. ISBN 978-0-309-12769-1.
  19. ↑ Проводной мир становится все более уязвимым для корональных выбросов Солнца , Aviation Week & Space Technology , выпуск от 14 января 2013 г., стр. 49–50: «Но наиболее серьезный потенциал повреждения лежит в трансформаторах, которые поддерживают надлежащее напряжение для эффективной передачи. электроэнергии через сеть ".
  20. ^ «Корональные выбросы массы: ученые раскрывают секреты взрыва плазменных облаков на Солнце» . Science Daily.
  21. ^ [1] Наука НАСА
  22. ^ Дзембовский, Вашингтон; Gough, DO; Houdek, G .; Сенкевич, Р. (2001-12-01). «Колебания альфы UMa и других красных гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 328 (2): 601–610. arXiv : astro-ph / 0108337 . Bibcode : 2001MNRAS.328..601D . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04894.x . ISSN 0035-8711 . 
  23. ^ Копп, G .; Лоуренс, G; Роттман, Г. (2005). "Монитор общей освещенности (TIM): научные результаты". Солнечная физика . 20 (1–2): 129–139. Bibcode : 2005SoPh..230..129K . DOI : 10.1007 / s11207-005-7433-9 .
  24. ↑ Menzel, Whipple, and de Vaucouleurs, "Обзор Вселенной", 1970
  25. ^ Боксвелл, Майкл (январь 2012). Справочник по солнечной энергии: простое практическое руководство по солнечной энергии: как проектировать и устанавливать фотоэлектрические солнечные электрические системы . Издательство Greenstream Publishing. С. 41–42. ISBN 978-1-907670-18-3.
  26. ^ Вклад ионов с высоким зарядом и энергией (HZE) во время события с солнечными частицами 29 сентября 1989 г. Kim, Myung-Hee Y .; Уилсон, Джон В .; Cucinotta, Francis A .; Simonsen, Lisa C .; Этвелл, Уильям; Бадави, Фрэнсис Ф .; Миллер, Джек, Космический центр имени Джонсона НАСА; Исследовательский центр Лэнгли, май 1999 г.
  27. ^ a b Аткинсон, Нэнси (6 августа 2012 г.). «Огромная солнечная нить накала тянется через Солнце» . Вселенная сегодня . Проверено 11 августа 2012 года .
  28. ^ "О нитях и выступах" . Проверено 2 января 2010 .
  29. ^ Эдди, JA (1990). «Сэмюэл П. Лэнгли (1834–1906)» . Журнал истории астрономии . 21 : 111–20. Bibcode : 1990JHA .... 21..111E . DOI : 10.1177 / 002182869002100113 . Архивировано из оригинального 10 мая 2009 года.
  30. ^ Foukal, PV; Мак, ЧП; Вернацца, Дж. Э. (1977). «Влияние солнечных пятен и факелов на солнечную постоянную». Астрофизический журнал . 215 : 952. Bibcode : 1977ApJ ... 215..952F . DOI : 10.1086 / 155431 .
  31. ^ a b Willson RC, Gulkis S, Janssen M, Hudson HS, Chapman GA (февраль 1981 г.). «Наблюдения за изменчивостью солнечной освещенности». Наука . 211 (4483): 700–2. Bibcode : 1981Sci ... 211..700W . DOI : 10.1126 / science.211.4483.700 . PMID 17776650 . 
  32. ^ Родни Вирек, Центр космической среды NOAA. Связь солнца и климата
  33. ^ Усоскин, Илья Г .; Соланки, Сами К .; Шюсслер, Манфред; Мурсула, Калеви; Аланко, Катя (2003). «Реконструкция числа солнечных пятен в масштабе тысячелетия: свидетельство необычно активного Солнца с 1940-х годов» . Письма с физическим обзором . 91 (21): 211101. arXiv : astro-ph / 0310823 . Bibcode : 2003PhRvL..91u1101U . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.91.211101 . PMID 14683287 . 
  34. ^ "Солнечные пятна" . NOAA . Проверено 22 февраля 2013 года .
  35. ^ a b Кеннуэлл, Джон (2014). "Солнечные пятна невооруженным глазом" . Бюро метеорологии . Содружество Австралии . Проверено 29 августа 2014 года .
  36. ^ Feldman, U .; Landi, E .; Швадрон, Н. А. (2005). «Об источниках быстрого и медленного солнечного ветра» . Журнал геофизических исследований . 110 (A7): A07109.1 – A07109.12. Bibcode : 2005JGRA..110.7109F . DOI : 10.1029 / 2004JA010918 .
  37. ^ Kallenrode, май-Бритт (2004). Космическая физика: введение в плазму и . Springer. ISBN 978-3-540-20617-0.
  38. Перейти ↑ Suess, Steve (3 июня 1999 г.). «Обзор и современные знания о солнечном ветре и короне» . Солнечный зонд . НАСА / Центр космических полетов им. Маршалла. Архивировано из оригинала на 10 июня 2008 года . Проверено 7 мая 2008 .
  39. ↑ Филлипс, Тони (21 января 2009 г.). «Суровая космическая погода - социальные и экономические последствия» . Новости науки НАСА . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства . Проверено 7 мая 2014 .
  40. ^ "Весы космической погоды NOAA" . Центр прогнозов космической погоды NOAA. 1 марта 2005 Архивировано из оригинала на 7 мая 2014 года . Проверено 7 мая 2014 .
  41. ^ Белл, Trudy E .; Т. Филлипс (6 мая 2008 г.). «Супер солнечная вспышка» . Новости науки НАСА . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства . Проверено 7 мая 2014 .
  42. ^ Каппенман, Джон (2010). Геомагнитные бури и их влияние на энергосистему США (PDF) . МЕТА-Р. 319 . Голета, Калифорния: Корпорация Metatech для Национальной лаборатории Окриджа. OCLC 811858155 . Архивировано из оригинального (PDF) 10 марта 2013 года.  
  43. Перейти ↑ Feldstein, YI (1963). «Некоторые проблемы морфологии полярных сияний и магнитных возмущений на высоких широтах». Геомагнетизм и аэрономия . 3 : 183–192. Bibcode : 1963Ge & Ae ... 3..183F .
  44. Перейти ↑ Feldstein, YI (1986). «Четверть века с авроральным овалом». EOS . 67 (40): 761. Bibcode : 1986EOSTr..67..761F . DOI : 10,1029 / EO067i040p00761-02 .
  45. ^ Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства , управление Наука Миссия (2009). «Космическая погода 101» . Миссия: Наука . Проверено 30 августа 2014 .
  46. ^ Коротация областей взаимодействия, Коротация областей взаимодействия на семинаре ISSI, 6–13 июня 1998 г., Берн, Швейцария, Springer (2000), твердый переплет, ISBN 978-0-7923-6080-3 , мягкийпереплет, ISBN 978-90-481 -5367-1  
  47. ^ Коротация областей взаимодействия , Коротация областей взаимодействия на семинаре ISSI, 6–13 июня 1998 г., Берн, Швейцария, Springer (2000), твердый переплет, ISBN 978-0-7923-6080-3 , мягкийпереплет, ISBN 978-90-481 -5367-1  
  48. ^ "Ученые исследуют северное сияние со всех сторон" . CBC . 22 октября 2005 г.
  49. ^ "Земля уклоняется от магнитной бури" . Новый ученый . 24 июня 1989 г.
  50. ^ Федеральный стандарт 1037C [2] Глоссарий терминов электросвязи ], извлекаемых 2011 15 декабря
  51. ^ "Астрономия: Цикл солнечных пятен" . Архивировано из оригинального 13 февраля 2008 года . Проверено 27 февраля 2008 .
  52. ^ Hegerl, et al. , Глава 9: Понимание и объяснение изменения климата , Краткое изложение , в IPCC AR4 WG1 2007 .
  53. ^ «История солнечной физики: хронология великих моментов: 0–1599» . Высотная обсерватория . Университетская корпорация атмосферных исследований . Проверено 15 августа 2014 .
  54. ^ a b c d e f g "История солнечной физики: хронология великих моментов: 1800–1999" . Высотная обсерватория . Университетская корпорация атмосферных исследований . Проверено 15 августа 2014 .
  55. ^ Бернс, D .; Болдуин, Дж. Э .; Boysen, RC; Ханифф, Калифорния; и другие. (Сентябрь 1997 г.). "Структура поверхности и профиль затемнения к краю Бетельгейзе" (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 290 (1): L11 – L16. Биб-код : 1997MNRAS.290L..11B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 290.1.l11 .
  56. ^ a b Национальный исследовательский совет (США). Целевая группа по наземным солнечным исследованиям (1998 г.). Наземные солнечные исследования: оценка и стратегия на будущее . Вашингтон, округ Колумбия: Национальная академия прессы. п. 10.

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Karl, Thomas R .; Мелилло, Джерри М .; Петерсон, Томас С. (2009). «Воздействие глобального изменения климата в США». Издательство Кембриджского университета. Отсутствует или пусто |url=( справка )
  • Уилсон, Ричард С .; HS Хадсон (1991). «Светимость Солнца за полный солнечный цикл». Природа . 351 (6321): 42–4. Bibcode : 1991Natur.351 ... 42W . DOI : 10.1038 / 351042a0 .
  • Фукал, Питер; и другие. (1977). «Влияние солнечных пятен и факелов на солнечную постоянную». Астрофизический журнал . 215 : 952. Bibcode : 1977ApJ ... 215..952F . DOI : 10.1086 / 155431 .
  • Джимбовски, Вашингтон; PR Goode; Дж. Скоу (2001). «Солнце сжимается с увеличением магнитной активности?». Астрофизический журнал . 553 (2): 897–904. arXiv : astro-ph / 0101473 . Bibcode : 2001ApJ ... 553..897D . DOI : 10.1086 / 320976 .
  • Стетсон, HT (1937). Пятна и их последствия . Нью-Йорк: Макгроу Хилл.
  • Яскелл, Стивен Хейвуд (31 декабря 2012 г.). Великие фазы Солнца: случай механизма, ответственного за протяженные солнечные минимумы и максимумы . Издательство Trafford Publishing. ISBN 978-1-4669-6300-9.
  • Солнечная активность Hugh Hudson Scholarpedia , 3 (3): 3967. DOI: 10.4249 / scholarpedia.3967

Внешние ссылки [ править ]

  • NOAA / NESDIS / NGDC (2002) Солнечная изменчивость, влияющая на Землю NOAA CD-ROM NGDC-05/01. Этот компакт-диск содержит более 100 солнечно-земных и связанных с ними глобальных баз данных за период до апреля 1990 года.
  • Последние данные об общей солнечной радиации обновляются каждый понедельник.
  • Последние данные о космической погоде  - из Центра анализа данных о солнечном влиянии (Бельгия)
  • Последние изображения из солнечной обсерватории Big Bear (Калифорния)
  • Самые последние изображения SOHO  - из солнечной и гелиосферной обсерватории ESA / NASA
  • Карта солнечных активных областей - с Кисловодской горной астрономической станции