stringtranslate.com

Солнечные явления

Солнечная активность: Обсерватория солнечной динамики НАСА сделала это изображение солнечной вспышки класса X1.2 14 мая 2013 года. На изображении виден свет с длиной волны 304 ангстрема .

Солнечные явления – это природные явления , происходящие в атмосфере Солнца . Они принимают множество форм, включая солнечный ветер , поток радиоволн , солнечные вспышки , корональные выбросы массы , [1] нагрев короны и солнечные пятна .

Считается, что эти явления порождаются спиральным динамо , расположенным вблизи центра массы Солнца, которое генерирует сильные магнитные поля, а также хаотическим динамо, расположенным вблизи поверхности, которое генерирует меньшие флуктуации магнитного поля. [2] Все солнечные колебания вместе называются солнечными вариациями, создавая космическую погоду в гравитационном поле Солнца.

Солнечная активность и связанные с ней события регистрируются с восьмого века до нашей эры. На протяжении всей истории технологии и методология наблюдений развивались, а в 20 веке интерес к астрофизике резко возрос, и было построено множество солнечных телескопов. Изобретение коронографа в 1931 году позволило изучать корону при дневном свете.

Солнце

Изображение Солнца в искусственных цветах , показывающее его турбулентную поверхность. (Фото: НАСА – SDO )

Солнце — звезда , расположенная в центре Солнечной системы . Оно имеет почти идеально сферическую форму и состоит из горячей плазмы и магнитных полей . [3] [4] Его диаметр составляет около 1 392 684 километров (865 374 миль), [5] примерно в 109 раз больше, чем у Земли , а его масса (1,989 × 1030 килограммов, что примерно в 330 000 раз больше массы Земли), составляет около 99,86% общей массы Солнечной системы. [6] С химической точки зрения около трёх четвертей массы Солнца состоит из водорода , а остальная часть — в основном из гелия . Остальные 1,69% (что в 5600 раз превышает массу Земли) состоят из более тяжелых элементов, включая кислород , углерод , неон и железо . [7]

Солнце образовалось около 4,567 миллиарда [а] [8] лет назад в результате гравитационного коллапса области внутри большого молекулярного облака . Большая часть материи собралась в центре, а остальная часть сплюснулась в орбитальный диск, который стал балансом Солнечной системы . Центральная масса становилась все более горячей и плотной, что в конечном итоге привело к термоядерному синтезу в ее ядре.

Солнце является звездой главной последовательности G-типа (G2V) по спектральному классу 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 кажется желтым из-за атмосферного рассеяния синего света. [9] В метке спектрального класса G2 указывает температуру его поверхности , примерно 5770 К [3] (UAI примет в 2014 году 5772 К), а V указывает на то, что Солнце, как и большинство звезд, является звездой главной последовательности , и таким образом генерирует свою энергию путем синтеза водорода в гелий. В своем ядре Солнце каждую секунду сжигает около 620 миллионов тонн водорода. [10] [11]

Среднее расстояние Земли от Солнца составляет примерно 1 астрономическую единицу (около 150 000 000 км; 93 000 000 миль), хотя расстояние меняется по мере движения Земли от перигелия в январе к афелию в июле. [12] На этом среднем расстоянии свет проходит от Солнца до Земли примерно за 8 минут 19 секунд. Энергия этого солнечного света поддерживает почти всю жизнь [ b] на Земле посредством фотосинтеза [ 13] и определяет климат и погоду Земли. [14] Еще в 19 веке ученые мало что знали о физическом составе Солнца и источнике энергии. Это понимание все еще развивается; ряд современных аномалий в поведении Солнца остается необъяснимым.

Солнечный цикл

Прогноз цикла солнечных пятен

Многие солнечные явления меняются периодически в течение среднего интервала около 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 солнечных эруптивных явлений.

Типы

Корональные выбросы массы

Видео серии корональных выбросов массы в августе 2010 г.

Корональный выброс массы (КВМ) — это мощный всплеск солнечного ветра и магнитных полей, поднимающийся над солнечной короной . [15] Вблизи солнечных максимумов Солнце производит около трех КВМ каждый день, тогда как в солнечных минимумах происходит примерно один раз в пять дней. [16] КВМ, наряду с солнечными вспышками другого происхождения, могут нарушить радиопередачу и повредить спутники и объекты линий электропередачи , что приведет к потенциально массовым и длительным отключениям электроэнергии . [17] [18]

Корональные выбросы массы часто появляются вместе с другими формами солнечной активности, особенно с солнечными вспышками , но причинно-следственная связь не установлена. Большинство слабых вспышек не имеют КВМ; самые могущественные так делают. Большинство выбросов происходят из активных областей на поверхности Солнца, таких как группы солнечных пятен, связанные с частыми вспышками. Другими формами солнечной активности, часто связанными с выбросами корональной массы, являются эруптивные протуберанцы, затемнение короны, корональные волны и волны Мортона , также называемые солнечными цунами.

Магнитное пересоединение ответственно за КВМ и солнечные вспышки . Магнитное пересоединение — это название перестановки силовых линий магнитного поля, когда два противоположно направленных магнитных поля собираются вместе. Эта перестройка сопровождается внезапным высвобождением энергии, запасенной в исходных противоположно направленных полях. [19] [20]

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

Вспышки

Солнечная вспышка — это внезапная яркая вспышка, наблюдаемая над поверхностью Солнца или лимбом Солнца , которая интерпретируется как выделение энергии до 6 × 10 25 джоулей (около шестой части общей выработки энергии Солнца каждую секунду или 160 миллиардов мегатонн). тротилового эквивалента, что более чем в 25 000 раз больше энергии, чем высвободилось при столкновении кометы Шумейкера-Леви-9 с Юпитером). За этим может последовать корональный выброс массы . [21] Вспышка выбрасывает облака электронов, ионов и атомов через корону в космос. Эти облака обычно достигают Земли через день или два после события. [22] Подобные явления у других звезд известны как звездные вспышки.

Солнечные вспышки сильно влияют на космическую погоду вблизи Земли. Они могут создавать потоки высокоэнергетических частиц в солнечном ветре, известном как солнечное протонное событие . Эти частицы могут воздействовать на магнитосферу Земли в виде геомагнитной бури и представлять радиационную опасность для космических кораблей и астронавтов.

Солнечные протонные события

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 КВМ. События могут включать в себя другие ядра, такие как ионы гелия и ионы HZE . Эти частицы вызывают множество эффектов. Они могут проникать через магнитное поле Земли и вызывать ионизацию в ионосфере . Эффект аналогичен полярным сияниям, за исключением того, что в нем участвуют протоны, а не электроны. Энергичные протоны представляют значительную радиационную опасность для космических кораблей и астронавтов. [23] Энергичные протоны могут достичь Земли в течение 30 минут после пика крупной вспышки.

Выдающиеся места

Видеоклип извержения солнечного протуберанца, CME.

Протуберанец — это большая яркая газообразная деталь, выступающая наружу от поверхности Солнца , часто имеющая форму петли . Протуберанцы прикреплены к поверхности Солнца в фотосфере и простираются наружу, в корону. В то время как корона состоит из высокотемпературной плазмы , которая не излучает много видимого света , протуберанцы содержат гораздо более холодную плазму, аналогичную по составу хромосфере .

Плазма протуберанцев обычно в сто раз холоднее и плотнее корональной плазмы. Выдающееся положение формируется в течение примерно одного земного дня и может сохраняться в течение недель или месяцев. Некоторые выступы распадаются и образуют КВМ.

Типичный выступ простирается на многие тысячи километров; длина самого большого из зарегистрированных объектов оценивалась в более чем 800 000 километров (500 000 миль) [24]  – примерно радиус Солнца.

Когда протуберанец рассматривается на фоне Солнца, а не в космосе, он кажется темнее фона. Это образование называется солнечной нитью. [24] Проекция может быть одновременно нитью и выступом. Некоторые протуберанцы настолько мощны, что выбрасывают материю со скоростью от 600 до более 1000 км/с. Другие протуберанцы образуют огромные петли или дугообразные столбы светящихся газов над солнечными пятнами, высота которых может достигать сотен тысяч километров. [25]

Солнечные пятна

Солнечные пятна — это относительно темные области на излучающей «поверхности» Солнца ( фотосфере ), где интенсивная магнитная активность подавляет конвекцию и охлаждает фотосферу . Факелы — это немного более яркие области, которые образуются вокруг групп солнечных пятен, когда поток энергии в фотосферу восстанавливается, и как нормальный поток, так и энергия, заблокированная солнечными пятнами, повышают излучающую «поверхностную» температуру. Ученые начали размышлять о возможной связи между солнечными пятнами и солнечной светимостью в 17 веке. [26] [27] Уменьшение светимости, вызванное солнечными пятнами (обычно <-0,3%), коррелирует с увеличением (обычно <+0,05%), вызванным как факелами, связанными с активными областями, так и магнитоактивной «яркой сетью». [28]

Конечным эффектом в периоды повышенной солнечной магнитной активности является увеличение солнечной радиации, поскольку факелы крупнее и сохраняются дольше, чем солнечные пятна. И наоборот, периоды более низкой солнечной магнитной активности и меньшего количества солнечных пятен (например, минимум Маундера ) могут коррелировать со временем более низкой освещенности. [29]

Активность солнечных пятен измерялась с помощью числа Вольфа уже около 300 лет. Этот индекс (также известный как число Цюриха) использует как количество солнечных пятен, так и количество групп солнечных пятен, чтобы компенсировать различия в измерениях. Исследование 2003 года показало, что с 1940-х годов солнечные пятна появлялись чаще, чем за предыдущие 1150 лет. [30]

Солнечные пятна обычно появляются в виде пар с противоположной магнитной полярностью. [31] Детальные наблюдения выявляют закономерности в годовых минимумах и максимумах, а также в относительном местоположении. По мере продолжения каждого цикла широта пятен уменьшается с 30 до 45° и примерно до 7° после солнечного максимума . Это широтное изменение следует закону Шперера .

Чтобы солнечное пятно было видно человеческому глазу, оно должно иметь диаметр около 50 000 км и занимать 2 000 000 000 квадратных километров (770 000 000 квадратных миль), или 700 миллионных видимой площади. За последние циклы с Земли было видно около 100 солнечных пятен или компактных групп солнечных пятен. [с] [32]

Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере своего движения и могут двигаться со скоростью несколько сотен метров в секунду, когда они впервые появляются.

Ветер

Схема магнитосферы Земли . Солнечный ветер течет слева направо.
Моделирование магнитного поля Земли во взаимодействии с (солнечным) межпланетным магнитным полем, которое иллюстрирует динамические изменения глобального магнитного поля в ходе возмущения: временное сжатие магнитосферы усиленным потоком солнечного ветра сопровождается вытягиванием в сторону хвоста. линий поля.

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

Солнечный ветер делится на медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 километров в секунду (250 миль/с), температуру 2 × 105К  и состав, близкий к короне. Быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км/с, температуру 8 × 105  К и почти соответствует фотосфере. [33] [34] 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. [35] [36]

Как быстрый, так и медленный солнечный ветер может быть прерван большими, быстро движущимися вспышками плазмы, называемыми межпланетными КВМ или ICME. Они вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы , генерируя электромагнитные волны и ускоряя частицы (в основном протоны и электроны), образуя ливни ионизирующего излучения , которые предшествуют КВМ.

Последствия

Космическая погода

Пример космической погоды: Aurora australis в атмосфере Земли , наблюдаемая космическим кораблем Discovery , май 1991 г.

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 тропосферы и стратосферы . Этот термин не использовался до 1990-х годов. До этого такие явления считались частью физики или аэрономии .

Солнечные бури

Солнечные бури вызываются возмущениями на Солнце, чаще всего корональными облаками, связанными с солнечными вспышками КВМ, исходящими из активных областей солнечных пятен или реже из корональных дыр . Солнце может вызывать интенсивные геомагнитные и протонные бури, способные вызвать перебои в подаче электроэнергии , сбои в работе или отключения связи (включая системы GPS ), а также временное/постоянное отключение спутников и других космических технологий. Солнечные бури могут быть опасны для высокоширотной и высотной авиации, а также для полетов человека в космос . [37] Геомагнитные бури вызывают полярные сияния. [38]

Самая значительная известная солнечная буря произошла в сентябре 1859 года и известна как событие Кэррингтона . [39] [40]

Аврора

Полярное сияние — это естественное световое явление на небе, особенно в регионах высоких широт ( Арктика и Антарктика ), в виде большого круга вокруг полюса. Оно вызвано столкновением солнечного ветра и заряженных магнитосферных частиц с высотной атмосферой ( термосферой ).

Большинство полярных сияний происходит в полосе, известной как авроральная зона , [41] [42] которая обычно имеет ширину от 3° до 6° по широте и наблюдается на расстоянии от 10° до 20° от геомагнитных полюсов на всех долготах, но часто наиболее ярко проявляется около дни весеннего и осеннего равноденствия . Заряженные частицы и солнечный ветер направляются в атмосферу магнитосферой Земли. Геомагнитная буря расширяет авроральную зону до более низких широт.

Полярные сияния связаны с солнечным ветром. Магнитное поле Земли улавливает ее частицы, многие из которых движутся к полюсам, где они ускоряются по направлению к Земле. Столкновения этих ионов с атмосферой высвобождают энергию в виде полярных сияний, образующих большие круги вокруг полюсов. Полярные сияния встречаются чаще и ярче во время интенсивной фазы солнечного цикла, когда КВМ увеличивают интенсивность солнечного ветра. [43]

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, передавая повышенную энергию в магнитосферу. Оба взаимодействия увеличивают движение плазмы через магнитосферу (движимое увеличением электрических полей) и увеличивают электрический ток в магнитосфере и ионосфере. [44]

Возмущение в межпланетной среде, вызывающее бурю, может быть вызвано КВМ или высокоскоростным потоком (область совращающегося взаимодействия или CIR) [45] солнечного ветра, возникающим из области слабого магнитного поля на поверхности Солнца. Частота геомагнитных бурь увеличивается и уменьшается в зависимости от цикла солнечных пятен . Штормы, вызванные CME, чаще встречаются во время солнечного максимума солнечного цикла, тогда как штормы, вызванные CIR, чаще встречаются во время солнечного минимума.

Некоторые явления космической погоды связаны с геомагнитными бурями. К ним относятся явления солнечных энергетических частиц (SEP), геомагнитно-индуцированные токи (GIC), ионосферные возмущения, которые вызывают радио- и радиолокационные мерцания , нарушение навигации по компасу и полярные сияния на гораздо более низких широтах, чем обычно. Геомагнитная буря 1989 года вызвала наземные токи , которые нарушили распределение электроэнергии на большей части территории провинции Квебек [46] и вызвали полярные сияния даже на юге, вплоть до Техаса . [47]

Внезапное ионосферное возмущение

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 наиболее сильно проявляется в верхнем диапазоне средних частот (СЧ) и нижнем диапазоне высоких частот (ВЧ), и в результате часто прерывает работу телекоммуникационных систем или создает помехи. [48]

Геомагнитно-индуцированные токи

Геомагнитно-индуцированные токи являются проявлением наземной космической погоды, влияющей на нормальную работу систем длинных электрических проводников. Во время явлений космической погоды электрические токи в магнитосфере и ионосфере испытывают большие изменения, которые проявляются и в магнитном поле Земли. Эти изменения индуцируют токи (GIC) в заземляющих проводниках. Сети электропередачи и подземные трубопроводы являются типичными примерами таких проводящих систем. GIC может вызвать такие проблемы, как повышенная коррозия стали трубопровода и повреждение высоковольтных силовых трансформаторов.

Углерод-14

Рекорд солнечных пятен (синий) с температурой 14° C (перевернутый).

Производство углерода-14 (радиоуглерод: 14 C) связано с солнечной активностью. Углерод-14 образуется в верхних слоях атмосферы, когда бомбардировка атмосферного азота ( 14 N) космическими лучами заставляет азот подвергаться β+-распаду , превращаясь таким образом в необычный изотоп углерода с атомным весом 14, а не более распространенным 12. Поскольку галактические космические лучи частично исключаются из Солнечной системы из-за размаха магнитных полей солнечного ветра, повышенная солнечная активность снижает производство 14 C. [49]

Концентрация 14 C в атмосфере ниже во время максимума солнечной активности и выше во время минимума солнечной активности. Измеряя захваченный 14 C в древесине и подсчитывая годичные кольца, можно измерить и датировать производство радиоуглерода по отношению к свежей древесине. Реконструкция последних 10 000 лет показывает, что производство 14 C было намного выше в середине голоцена 7 000 лет назад и снизилось до 1 000 лет назад. Помимо изменений солнечной активности, на долгосрочные тенденции производства углерода-14 влияют изменения геомагнитного поля Земли и изменения в круговороте углерода в биосфере ( особенно те, которые связаны с изменениями в площади растительности между ледниковыми периодами ). . [ нужна цитата ]

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. [50]

История наблюдений

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

Иллюстрация солнечных пятен, нарисованная немецким ученым-иезуитом 17 века Афанасием 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. [51]

Солнечная спектрометрия началась в 1817 году. [52] Рудольф Вольф собирал данные наблюдений солнечных пятен еще в цикле 1755–1766 годов. Он разработал формулировку относительного числа солнечных пятен ( число солнечных пятен Вольфа или Цюриха ), которая стала стандартной мерой. Около 1852 года Сабина, Вольф, Готье и фон Ламонт независимо друг от друга обнаружили связь между солнечным циклом и геомагнитной активностью. [52]

2 апреля 1845 года Физо и Фуко впервые сфотографировали Солнце. Фотография помогла в изучении солнечных протуберанцев, грануляции , спектроскопии и солнечных затмений. [52]

1 сентября 1859 года Ричард К. Кэррингтон и отдельно Р. Ходжсон впервые наблюдали солнечную вспышку. [52] Кэррингтон и Густав Шперер обнаружили, что Солнце демонстрирует дифференциальное вращение и что внешний слой должен быть жидким. [52]

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. [52]

Изобретение Бернаром Лио в 1931 году коронографа позволило  изучать корону при полном дневном свете. [52]

До 1990-х годов Солнце было единственной звездой, поверхность которой была определена. [53] Другие важные достижения включали понимание: [54]

В конце двадцатого века спутники начали наблюдать за Солнцем, что дало много информации. Например, модуляция солнечной светимости магнитно-активными областями была подтверждена спутниковыми измерениями общего солнечного излучения (TSI) в ходе эксперимента ACRIM1 в рамках миссии Solar Maximum Mission (запущенной в 1980 году). [28]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Все цифры в этой статье указаны в кратком масштабе. Один миллиард равен 10 9 или 1 000 000 000.
  2. ^ Сообщества гидротермальных жерл живут так глубоко под водой, что у них нет доступа к солнечному свету. Вместо этого бактерии 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 миллиметра (0,059 дюйма) при относительно ярком свете. [32]

Рекомендации

  1. ^ Сиско, Джордж Л .; Шрийвер, Кэрол Дж., ред. (2010). Гелиофизика: развитие солнечной активности и климата космоса и земли (1-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 9780521112949. Проверено 28 августа 2014 г.
  2. ^ Джампапа, Марк С; Хилл, Фрэнк; Нортон, Эйми А; Певцов Алексей А. «Причины солнечной активности» (PDF) . Научный доклад для Десятилетнего обзора гелиофизики 2010 : 1 . Проверено 26 августа 2014 г.
  3. ^ «Насколько круглое Солнце?». НАСА. 2 октября 2008 г. Архивировано из оригинала 17 сентября 2018 г. . Проверено 7 марта 2011 г.
  4. ^ «Первые в истории СТЕРЕОизображения всего Солнца» . НАСА. 6 февраля 2011 года. Архивировано из оригинала 8 марта 2011 года . Проверено 7 марта 2011 г.
  5. ^ Эмилио, М.; Кун, младший; Буш, Род-Айленд; Шолль, ИФ (2012). «Измерение радиуса Солнца из космоса во время транзитов Меркурия в 2003 и 2006 годах». Астрофизический журнал . 750 (2): 135. arXiv : 1203.4898 . Бибкод : 2012ApJ...750..135E. дои : 10.1088/0004-637X/750/2/135. S2CID  119255559.
  6. ^ Вульфсон, М. (2000). «Происхождение и эволюция Солнечной системы». Астрономия и геофизика . 41 (1): 1.12–1.19. Бибкод : 2000A&G....41a..12W. CiteSeerX 10.1.1.475.5365 . дои : 10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. 
  7. ^ Басу, С.; Антия, Ее Величество (2008). «Гелиосейсмология и солнечное изобилие». Отчеты по физике . 457 (5–6): 217–283. arXiv : 0711.4590 . Бибкод : 2008PhR...457..217B. doi :10.1016/j.physrep.2007.12.002. S2CID  119302796.
  8. ^ Коннелли, Джеймс Н.; Биззарро, Мартин; Крот, Александр Н.; Нордлунд, Оке; Виландт, Дэниел; Иванова Марина А. (2 ноября 2012 г.). «Абсолютная хронология и термическая обработка твердых тел в солнечном протопланетном диске». Наука . 338 (6107): 651–655. Бибкод : 2012Sci...338..651C. дои : 10.1126/science.1226919. PMID  23118187. S2CID  21965292.
  9. ^ Уилк, SR (2009). «Парадокс желтого солнца». Новости оптики и фотоники : 12–13. Архивировано из оригинала 18 июня 2012 г.
  10. ^ Филлипс, KJH (1995). Путеводитель по Солнцу . Издательство Кембриджского университета . стр. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  11. ↑ Крузельницкий, Карл С. (17 апреля 2012 г.). «Великие моменты доктора Карла в науке: Ленивое солнце менее энергично, чем компост». Австралийская радиовещательная корпорация . Проверено 25 февраля 2014 г. Каждую секунду Солнце сжигает 620 миллионов тонн водорода...
  12. ^ «Равноденствия, солнцестояния, перигелий и афелий, 2000–2020 гг.». Военно-морская обсерватория США . 31 января 2008 г. Архивировано из оригинала 13 октября 2007 г. Проверено 17 июля 2009 г.
  13. ^ Саймон, А. (2001). Настоящая наука, стоящая за «Секретными материалами»: микробы, метеориты и мутанты. Саймон и Шустер . стр. 25–27. ISBN 978-0-684-85618-6.
  14. ^ Портман, ди-джей (1 марта 1952 г.). «Обзор циклов погоды и солнечной активности. Максвелл О. Джонсон». Ежеквартальный обзор биологии . 27 (1): 136–137. дои : 10.1086/398866. JSTOR  2812845.
  15. ↑ Кристиан, Эрик Р. (5 марта 2012 г.). «Корональные выбросы массы». НАСА.gov . Архивировано из оригинала 10 апреля 2000 года . Проверено 9 июля 2013 г.
  16. ^ Ники Фокс. «Корональные выбросы массы». Центр космических полетов Годдарда НАСА . Проверено 6 апреля 2011 г.
  17. ^ Бейкер, Дэниел Н.; и другие. (2008). Суровые явления космической погоды – понимание социальных и экономических последствий: отчет семинара. Пресса национальных академий . п. 77. ИСБН 978-0-309-12769-1.
  18. ^ 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 связан с трансформаторами, которые поддерживают правильное напряжение для эффективной передачи. электроэнергии через сеть».
  19. ^ «Корональные выбросы массы: ученые раскрывают секреты взрывающихся плазменных облаков на Солнце». Наука Дейли.
  20. ^ [1] Архивировано 24 февраля 2021 г. в Wayback Machine NASA Science.
  21. ^ Копп, Г.; Лоуренс, Дж; Роттман, Г. (2005). «Монитор общего облучения (TIM): научные результаты». Солнечная физика . 20 (1–2): 129–139. Бибкод : 2005SoPh..230..129K. дои : 10.1007/s11207-005-7433-9. S2CID  44013218.
  22. ^ Мензель, Уиппл и де Вокулёр, «Обзор Вселенной», 1970 г.
  23. ^ Вклад ионов с высоким зарядом и энергией (HZE) во время события солнечных частиц 29 сентября 1989 г. Ким, Мён Хи Ю.; Уилсон, Джон В.; Кучинотта, Фрэнсис А.; Симонсен, Лиза К.; Этвелл, Уильям; Бадави, Фрэнсис Ф.; Миллер, Джек, Космический центр имени Джонсона НАСА; Исследовательский центр Лэнгли, май 1999 г.
  24. ^ Аб Аткинсон, Нэнси (6 августа 2012 г.). «Огромная солнечная нить тянется через Солнце». Вселенная сегодня . Проверено 11 августа 2012 г.
  25. ^ «О нитях и выступах» . Проверено 2 января 2010 г.
  26. ^ Эдди, JA (1990). «Сэмюэл П. Лэнгли (1834–1906)». Журнал истории астрономии . 21 : 111–20. Бибкод : 1990JHA....21..111E. дои : 10.1177/002182869002100113. S2CID  118962423. Архивировано из оригинала 10 мая 2009 г.
  27. ^ Фукал, П.В.; Мак, ЧП; Вернацца, JE (1977). «Влияние солнечных пятен и факелов на солнечную постоянную». Астрофизический журнал . 215 : 952. Бибкод : 1977ApJ...215..952F. дои : 10.1086/155431.
  28. ^ аб Уилсон Р.К., Гулкис С., Янссен М., Хадсон Х.С., Чепмен Г.А. (февраль 1981 г.). «Наблюдения за изменчивостью солнечного излучения». Наука . 211 (4483): 700–2. Бибкод : 1981Sci...211..700W. дои : 10.1126/science.211.4483.700. ПМИД  17776650.
  29. ^ Родни Вирек, Центр космической среды NOAA. Связь Солнца и климата
  30. ^ Усоскин, Илья Г.; Соланки, Сами К .; Шюсслер, Манфред; Мурсула, Калеви; Аланко, Катя (2003). «Реконструкция числа солнечных пятен в масштабе тысячелетия: свидетельства необычайно активного Солнца с 1940-х годов». Письма о физических отзывах . 91 (21): 211101. arXiv : astro-ph/0310823 . Бибкод : 2003PhRvL..91u1101U. doi : 10.1103/PhysRevLett.91.211101. PMID  14683287. S2CID  20754479.
  31. ^ «Солнечные пятна». НОАА . Проверено 22 февраля 2013 г.
  32. ^ аб Кеннуэлл, Джон (2014). «Солнечные пятна невооруженным глазом». Бюро метеорологии . Содружество Австралии. Архивировано из оригинала 3 сентября 2014 года . Проверено 29 августа 2014 г.
  33. ^ Бруно, Роберто; Карбоне, Винченцо (2016). Турбулентность солнечного ветра . Швейцария: Международное издательство Springer. п. 4. ISBN 978-3-319-43440-7.
  34. ^ Фельдман, Ю.; Ланди, Э.; Швадрон, Н.А. (2005). «Об источниках быстрого и медленного солнечного ветра». Журнал геофизических исследований . 110 (А7): А07109.1–А07109.12. Бибкод : 2005JGRA..110.7109F. дои : 10.1029/2004JA010918 .
  35. ^ Калленроде, Мэй-Бритт (2004). Космическая физика: введение в плазму и. Спрингер. ISBN 978-3-540-20617-0.
  36. ↑ Зюсс, Стив (3 июня 1999 г.). «Обзор и современные знания о солнечном ветре и короне». Солнечный Зонд . НАСА/Центр космических полетов Маршалла. Архивировано из оригинала 10 июня 2008 года . Проверено 7 мая 2008 г.
  37. ↑ 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 г.
  38. ^ "Шкалы космической погоды NOAA" . Центр прогнозирования космической погоды NOAA. 1 марта 2005 г. Архивировано из оригинала 7 мая 2014 г. Проверено 7 мая 2014 г.
  39. ^ Белл, Труди Э.; Т. Филлипс (6 мая 2008 г.). «Суперсолнечная вспышка». Новости науки НАСА . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства . Проверено 7 мая 2014 г.
  40. ^ Каппенман, Джон (2010). Геомагнитные бури и их влияние на энергосистему США (PDF) . МЕТА-Р. Том. 319. Голета, Калифорния: Корпорация Metatech для Национальной лаборатории Ок-Ридж. OCLC  811858155. Архивировано из оригинала (PDF) 10 марта 2013 г.
  41. ^ Фельдштейн, Ю.И. (1963). «Некоторые проблемы морфологии полярных сияний и магнитных возмущений в высоких широтах». Геомагнетизм и аэрономия . 3 : 183–192. Бибкод : 1963Ge&Ae...3..183F.
  42. ^ Фельдштейн, Ю.И. (1986). «Четверть века с авроральным овалом». ЭОС . 67 (40): 761. Бибкод : 1986EOSTr..67..761F. дои : 10.1029/EO067i040p00761-02.
  43. ^ Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства , Управление научных миссий (2009). «Космическая погода 101». Миссия: Наука . Архивировано из оригинала 7 февраля 2010 г. Проверено 30 августа 2014 г.
  44. ^ Коротирующие области взаимодействия, Коротирующие области взаимодействия, Материалы семинара ISSI, 6–13 июня 1998 г., Берн, Швейцария, Springer (2000), твердый переплет, ISBN 978-0-7923-6080-3 , мягкий переплет, ISBN 978-90-481 -5367-1  
  45. ^ Коротирующие области взаимодействия , Коротирующие области взаимодействия, Материалы семинара ISSI, 6–13 июня 1998 г., Берн, Швейцария, Springer (2000), твердый переплет, ISBN 978-0-7923-6080-3 , мягкая обложка, ISBN 978-90-481 -5367-1  
  46. ^ «Ученые исследуют северное сияние со всех сторон» . ЦБК . 22 октября 2005 г.
  47. ^ «Земля уклоняется от магнитной бури» . Новый учёный . 24 июня 1989 года.
  48. ^ Федеральный стандарт 1037C [2] Глоссарий телекоммуникационных терминов ], получено 15 декабря 2011 г.
  49. ^ «Астрономия: о цикле солнечных пятен». Архивировано из оригинала 13 февраля 2008 года . Проверено 27 февраля 2008 г.
  50. ^ Хегерл и др. , Глава 9: Понимание и объяснение изменения климата. Архивировано 28 ноября 2011 г. в Wayback Machine . Резюме. Архивировано 18 ноября 2018 г. в Wayback Machine , в IPCC AR4 WG1, 2007 .
  51. ^ «История солнечной физики: хронология великих моментов: 0–1599». Высотная обсерватория . Университетская корпорация атмосферных исследований. Архивировано из оригинала 18 августа 2014 года . Проверено 15 августа 2014 г.
  52. ^ abcdefg «История солнечной физики: хронология великих моментов: 1800–1999». Высотная обсерватория . Университетская корпорация атмосферных исследований. Архивировано из оригинала 18 августа 2014 года . Проверено 15 августа 2014 г.
  53. ^ Бернс, Д.; Болдуин, Дж. Э.; Бойсен, Р.К.; Ханифф, Калифорния; и другие. (сентябрь 1997 г.). «Структура поверхности и профиль затемнения конечностей Бетельгейзе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 290 (1): Л11–Л16. Бибкод : 1997MNRAS.290L..11B. дои : 10.1093/mnras/290.1.l11 .
  54. ^ ab Национальный исследовательский совет (США). Целевая группа по наземным исследованиям Солнца (1998). Наземные солнечные исследования: оценка и стратегия на будущее. Вашингтон, округ Колумбия: Издательство Национальной академии. п. 10.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с солнечными явлениями .