stringtranslate.com

Солнечное пятно

  • Вверху: активная область 2192 в 2014 году, содержащая крупнейшее солнечное пятно 24-го солнечного цикла [1], и активная область 1302 в сентябре 2011 года.
  • В центре: крупный план солнечного пятна в видимом спектре (слева) и еще одно солнечное пятно в УФ-диапазоне , полученное обсерваторией TRACE .
  • Внизу: большая группа солнечных пятен, протянувшаяся примерно на 320 000 км (200 000 миль) в поперечнике.

Солнечные пятна — это временные пятна на поверхности Солнца , которые темнее окружающей области. Это области пониженной температуры поверхности, вызванные концентрацией магнитного потока , которая подавляет конвекцию . Солнечные пятна появляются в активных областях , обычно парами противоположной магнитной полярности . [2] Их количество меняется в зависимости от приблизительно 11-летнего солнечного цикла .

Отдельные солнечные пятна или группы солнечных пятен могут существовать от нескольких дней до нескольких месяцев, но в конечном итоге распадаются. Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере перемещения по поверхности Солнца, их диаметры варьируются от 16 км (10 миль) [3] до 160 000 км (100 000 миль). [4] Более крупные солнечные пятна можно увидеть с Земли без помощи телескопа . [ 5] Они могут перемещаться с относительной скоростью , или собственным движением , в несколько сотен метров в секунду, когда они впервые появляются.

Указывая на интенсивную магнитную активность, солнечные пятна сопровождают другие явления активных областей, такие как корональные петли , протуберанцы и события пересоединения . Большинство солнечных вспышек и корональных выбросов массы возникают в этих магнитно-активных областях вокруг видимых групп солнечных пятен. Подобные явления, косвенно наблюдаемые на звездах, отличных от Солнца, обычно называются звездными пятнами , и были измерены как светлые, так и темные пятна. [6]

История

Самая ранняя запись о солнечных пятнах найдена в китайской книге «И Цзин» , завершенной до 800 г. до н. э. В тексте описывается, что на солнце наблюдались доу и мэй , где оба слова относятся к небольшому затемнению. [7] Самая ранняя запись о преднамеренном наблюдении за солнечными пятнами также происходит из Китая и датируется 364 г. до н. э., основываясь на комментариях астронома Гань Де (甘德) в звездном каталоге . [8] К 28 г. до н. э. китайские астрономы регулярно записывали наблюдения за солнечными пятнами в официальных императорских записях. [9]

Первое ясное упоминание о солнечном пятне в западной литературе относится примерно к 300 г. до н. э. и принадлежит древнегреческому ученому Теофрасту , ученику Платона и Аристотеля и последователю последнего. [10]

Самые ранние известные рисунки солнечных пятен были сделаны английским монахом Джоном Вустерским в декабре 1128 года. [11] [12]

Солнечные пятна впервые были обнаружены телескопически в декабре 1610 года английским астрономом Томасом Харриотом . [13] Его наблюдения были записаны в его записных книжках, а в марте 1611 года за ними последовали наблюдения и отчеты фризских астрономов Иоганнеса и Дэвида Фабрициусов . [14] [15] После смерти Иоганна Фабрициуса в возрасте 29 лет его отчеты оставались неясными и были затмены независимыми открытиями и публикациями о солнечных пятнах Кристофа Шайнера и Галилео Галилея . [16] Галилей, вероятно, начал телескопические наблюдения солнечных пятен примерно в то же время, что и Харриот; однако записи Галилея начались только в 1612 году. [17]

В начале 19 века Уильям Гершель был одним из первых, кто приравнял солнечные пятна к нагреванию и охлаждению на Земле и считал, что определенные особенности солнечных пятен будут указывать на повышенный нагрев на Земле. [18] Во время своего изучения поведения Солнца и гипотезы о солнечной структуре он непреднамеренно обнаружил относительное отсутствие солнечных пятен с июля 1795 года по январь 1800 года и, возможно, был первым, кто построил прошлые записи наблюдаемых или отсутствующих солнечных пятен. Из этого он обнаружил, что отсутствие солнечных пятен совпало с высокими ценами на пшеницу в Англии. Президент Королевского общества прокомментировал, что тенденция к росту цен на пшеницу была вызвана денежной инфляцией . [19] Спустя годы такие ученые, как Ричард Каррингтон в 1865 году и Джон Генри Пойнтинг в 1884 году, пытались, но не смогли найти связь между ценами на пшеницу и солнечными пятнами, и современный анализ показывает, что статистически значимой корреляции между ценами на пшеницу и количеством солнечных пятен нет. [20]

Физика

Морфология

Распадающееся солнечное пятно, показанное в течение двух часов. Тень разделена на две части внутри полутени светлым мостом. [21] Солнечные поры также видны слева от полутени.

Солнечные пятна имеют две основные структуры: центральную тень и окружающую полутень. Тень — самая темная область пятна, где магнитное поле наиболее сильное и приблизительно вертикальное или нормальное к поверхности Солнца, или фотосфере . Тень может быть окружена полностью или только частично более яркой областью, известной как полутень. [22] Полутень состоит из радиально вытянутых структур, известных как полутеневые волокна, и имеет более наклонное магнитное поле, чем тень. [23] Внутри групп солнечных пятен несколько теней могут быть окружены одной непрерывной полутенью.

Температура тени составляет примерно 3000–4500 К, в отличие от окружающего материала с температурой около 5780 К, что делает солнечные пятна отчетливо видимыми как темные пятна. Это происходит потому, что яркость нагретого черного тела (близко приближенного к фотосфере) при этих температурах сильно меняется в зависимости от температуры. Изолированное от окружающей фотосферы, одно солнечное пятно будет светить ярче полной луны , с малиново-оранжевым цветом. [24]

В некоторых формирующихся и распадающихся солнечных пятнах относительно узкие области яркого материала кажутся проникающими в или полностью разделяющими тень. Было обнаружено, что эти образования, называемые световыми мостами, имеют более слабое, более наклонное магнитное поле по сравнению с тенью на той же высоте в фотосфере. Выше в фотосфере магнитное поле светового моста сливается и становится сопоставимым с полем тени. Также было обнаружено, что давление газа в световых мостах доминирует над магнитным давлением , и были обнаружены конвективные движения. [21]

Эффект Вильсона подразумевает, что солнечные пятна представляют собой углубления на поверхности Солнца.

Жизненный цикл

Возникновение и эволюция группы солнечных пятен в течение двух недель

Появление отдельного солнечного пятна может длиться от нескольких дней до нескольких месяцев, хотя группы солнечных пятен и связанные с ними активные области, как правило, существуют недели или месяцы. Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере перемещения по поверхности Солнца, их диаметры варьируются от 16 км (10 миль) [3] до 160 000 км (100 000 миль). [4]

Формирование

Хотя детали формирования солнечных пятен все еще являются предметом продолжающихся исследований, широко известно, что они являются видимыми проявлениями магнитных потоковых трубок в конвективной зоне Солнца, проецирующихся через фотосферу в активных областях. [25] Их характерное потемнение происходит из-за этого сильного магнитного поля, подавляющего конвекцию в фотосфере. В результате поток энергии из недр Солнца уменьшается, а вместе с ним и температура поверхности, в результате чего область поверхности, через которую проходит магнитное поле, выглядит темной на ярком фоне фотосферных гранул .

Солнечные пятна изначально появляются в фотосфере как небольшие затемненные точки без полутени. Эти структуры известны как солнечные поры. [26] Со временем эти поры увеличиваются в размерах и движутся навстречу друг другу. Когда пора становится достаточно большой, обычно около 3500 км (2000 миль) в диаметре, начинает формироваться полутень. [25]

Разлагаться

Магнитное давление должно стремиться к удалению концентрации поля, заставляя солнечные пятна рассеиваться, но время жизни солнечных пятен измеряется днями или неделями. В 2001 году наблюдения из Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) с использованием звуковых волн, распространяющихся ниже фотосферы (локальная гелиосейсмология ), были использованы для разработки трехмерного изображения внутренней структуры под солнечными пятнами; эти наблюдения показывают, что мощный нисходящий поток лежит под каждым солнечным пятном, образуя вращающийся вихрь , который поддерживает концентрированное магнитное поле. [27]

Солнечный цикл

Точечная диаграмма, показывающая площадь солнечных пятен в процентах от общей площади на различных широтах, над ней сгруппированная столбчатая диаграмма, показывающая среднюю дневную площадь солнечных пятен в процентах от видимой полусферы.
Диаграмма бабочки, демонстрирующая парное поведение закона Шпёрера
Полный солнечный диск в течение 13 дней во время восхода солнечного цикла 24

Солнечные циклы обычно длятся около одиннадцати лет, варьируясь от чуть менее 10 до чуть более 12 лет. В течение солнечного цикла популяции солнечных пятен быстро увеличиваются, а затем уменьшаются медленнее. Точка наивысшей активности солнечных пятен в течение цикла известна как солнечный максимум, а точка наименьшей активности — как солнечный минимум. Этот период также наблюдается в большинстве других проявлений солнечной активности и связан с изменением солнечного магнитного поля, которое меняет полярность с этим периодом.

В начале цикла солнечные пятна появляются на более высоких широтах, а затем перемещаются к экватору по мере приближения цикла к максимуму, следуя закону Шпёрера . Пятна из двух последовательных циклов сосуществуют в течение нескольких лет в годы, близкие к солнечному минимуму. Пятна из последовательных циклов можно отличить по направлению их магнитного поля и широте.

Индекс солнечных пятен числа Вольфа подсчитывает среднее число солнечных пятен и групп солнечных пятен в течение определенных интервалов. 11-летние солнечные циклы нумеруются последовательно, начиная с наблюдений, сделанных в 1750-х годах. [28]

Джордж Эллери Хейл впервые связал магнитные поля и солнечные пятна в 1908 году. [29] Хейл предположил, что период цикла солнечных пятен составляет 22 года, охватывая два периода увеличения и уменьшения числа солнечных пятен, сопровождающихся полярными инверсиями солнечного магнитного дипольного поля. Гораций В. Бабкок позже предложил качественную модель динамики внешних слоев Солнца. Модель Бабкока объясняет, что магнитные поля вызывают поведение, описанное законом Шпёрера, а также другие эффекты, которые искажаются вращением Солнца.

Тенденции более длительного периода

Число солнечных пятен также меняется в течение длительных периодов. Например, в период, известный как современный максимум с 1900 по 1958 год, тенденция солнечного максимума количества солнечных пятен была восходящей; в течение следующих 60 лет тенденция была в основном нисходящей. [30] В целом, Солнце в последний раз было таким же активным, как современный максимум, более 8000 лет назад. [31]

Число солнечных пятен коррелирует с интенсивностью солнечного излучения за период с 1979 года, когда спутниковые измерения стали доступны. Изменение, вызванное циклом солнечных пятен, в солнечной энергии составляет порядка 0,1% от солнечной постоянной (диапазон от пика до минимума 1,3 Вт·м −2 по сравнению с 1366 Вт·м −2 для средней солнечной постоянной). [32] [33]

400-летняя история количества солнечных пятен , показывающая минимумы Маундера и Дальтона, а также современный максимум (слева) и 11 000-летнюю реконструкцию солнечных пятен, показывающую тенденцию к снижению в течение 2000 г. до н.э. - 1600 г. н.э., за которой последовал недавний 400-летний тренд к росту.
Ежедневное число солнечных пятен с 1945 по 2017 год и его спектр мощности . Есть два выраженных пика, соответствующих его 11-летнему циклу и его 27-дневному циклу из-за солнечного вращения. [34]

Современные наблюдения

Фотография шестиэтажного здания с огороженным балконом, на котором находится большой телескоп
Шведский 1-метровый солнечный телескоп в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос на острове Ла-Пальма на Канарских островах

Солнечные пятна наблюдаются с помощью наземных и околоземных солнечных телескопов . Эти телескопы используют методы фильтрации и проекции для прямого наблюдения, в дополнение к различным типам фильтрованных камер. Специализированные инструменты, такие как спектроскопы и спектрогелиоскопы, используются для изучения солнечных пятен и областей солнечных пятен. Искусственные затмения позволяют наблюдать за окружностью Солнца, когда солнечные пятна вращаются по горизонту.

Так как прямой взгляд на Солнце невооруженным глазом навсегда портит человеческое зрение , любительское наблюдение солнечных пятен обычно проводится с использованием проецируемых изображений или напрямую через защитные фильтры . Небольшие участки очень темного фильтрующего стекла , например, стекло сварщика № 14, эффективны. Окуляр телескопа может проецировать изображение без фильтрации на белый экран, где его можно просматривать косвенно и даже отслеживать, чтобы следить за эволюцией солнечных пятен. Специальные узкополосные водородно-альфа- фильтры и стеклянные фильтры ослабления с алюминиевым покрытием (которые имеют вид зеркал из-за их чрезвычайно высокой оптической плотности ) на передней части телескопа обеспечивают безопасное наблюдение через окуляр.

Приложение

Благодаря своей корреляции с другими видами солнечной активности , солнечные пятна могут быть использованы для прогнозирования космической погоды , состояния ионосферы и условий, имеющих отношение к распространению коротковолновых радиоволн или спутниковой связи . Высокая активность солнечных пятен отмечается членами сообщества радиолюбителей как предвестник отличных условий распространения ионосферы, которые значительно увеличивают дальность радиосвязи в диапазонах HF . Во время пиков активности солнечных пятен всемирная радиосвязь может быть достигнута на частотах вплоть до 6-метрового диапазона VHF . [35]

Солнечная активность (и солнечный цикл) были вовлечены в качестве фактора глобального потепления . Первым возможным примером этого является период минимума Маундера с низкой активностью солнечных пятен, который произошел во время Малого ледникового периода в Европе. [36] Однако подробные исследования с использованием нескольких палеоклиматических индикаторов показывают, что более низкие температуры северного полушария в Малый ледниковый период начались, когда число солнечных пятен было все еще высоким до начала минимума Маундера, и сохранялись до тех пор, пока минимум Маундера не закончился. Численное моделирование климата показывает, что вулканическая активность была основным фактором Малого ледникового периода . [37]

Сами солнечные пятна, с точки зрения величины дефицита их лучистой энергии, оказывают слабое влияние на солнечный поток. [38] Общий эффект солнечных пятен и других магнитных процессов в солнечной фотосфере заключается в увеличении яркости Солнца примерно на 0,1% по сравнению с его яркостью на уровне солнечного минимума. Это разница в общей солнечной радиации на Земле за цикл солнечных пятен, близкая к . Другие магнитные явления, которые коррелируют с активностью солнечных пятен, включают факелы и хромосферную сеть. [39] Сочетание этих магнитных факторов означает, что связь числа солнечных пятен с общей солнечной радиацией (TSI) за десятилетний солнечный цикл и их связь в масштабах столетий не обязательно должны быть одинаковыми. Основная проблема с количественной оценкой долгосрочных тенденций в TSI заключается в стабильности абсолютных радиометрических измерений, сделанных из космоса, которая улучшилась в последние десятилетия, но остается проблемой. [40] [41] Анализ показывает, что вполне возможно, что TSI был на самом деле выше в минимуме Маундера по сравнению с современными уровнями, но неопределенности высоки, с наилучшими оценками в диапазоне с диапазоном неопределенности . [42]

Солнечные пятна, с их интенсивной концентрацией магнитного поля, способствуют сложной передаче энергии и импульса в верхнюю солнечную атмосферу. Эта передача происходит посредством различных механизмов, включая генерируемые волны в нижней солнечной атмосфере [43] и события магнитного пересоединения. [44]

Звездное пятно

В 1947 году GE Kron предположил, что звездные пятна являются причиной периодических изменений яркости красных карликов . [6] С середины 1990-х годов наблюдения звездных пятен проводились с использованием все более мощных методов, дающих все больше и больше деталей: фотометрия показала рост и распад звездных пятен и показала циклическое поведение, подобное солнечному; спектроскопия исследовала структуру областей звездных пятен, анализируя изменения в расщеплении спектральных линий из-за эффекта Зеемана; доплеровская визуализация показала дифференциальное вращение пятен для нескольких звезд и распределения, отличные от солнечных; анализ спектральных линий измерил температурный диапазон пятен и звездных поверхностей. Например, в 1999 году Штрассмайер сообщил о самом большом холодном звездном пятне, когда-либо наблюдавшемся, вращающем гигантскую  звезду K0 XX Треугольника (HD 12545) с температурой 3500 К (3230 °C), вместе с теплым пятном 4800 К (4530 °C). [6] [45]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ "Мягкий гигантский регион солнечных пятен 2192".
  2. ^ "Sunspots". NOAA . Получено 22 февраля 2013 г.
  3. ^ ab "Как магнитные поля связаны с солнечными пятнами?". NASA . Получено 22 февраля 2013 г.
  4. ^ ab "Sun". HowStuffWorks. 22 апреля 2009 г. Получено 22 февраля 2013 г.
  5. ^ Mossman, JE (1989). "1989QJRAS..30...59M Страница 60". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society . 30 : 59. Bibcode : 1989QJRAS..30...59M . Получено 27 июня 2021 г.
  6. ^ abc Strassmeier, KG (10 июня 1999 г.). "Smallest KPNO Telescope Discovers Biggest Starspots (пресс-релиз 990610)". Венский университет . Архивировано из оригинала 24 июня 2010 г. Получено 20 февраля 2008 г. . звездные пятна изменяются в тех же (коротких) временных масштабах, что и солнечные пятна... HD 12545 имела теплое пятно (на 350 К выше фотосферной температуры; белая область на снимке)
  7. ^ Сюй Чжэнь-Тао (1980). «Гексаграмма «Фэн» в «книге перемен» как самая ранняя письменная запись о солнечных пятнах». Китайская астрономия . 4 (4): 406. Bibcode : 1980ChA.....4..406X. doi : 10.1016/0146-6364(80)90034-1.
  8. ^ "Ранняя астрономия и зачатки математической науки". NRICH (Кембриджский университет) . 2007. Получено 14 июля 2010 .
  9. ^ "Наблюдение солнечных пятен". Курьер ЮНЕСКО . 1988. Архивировано из оригинала 2 июля 2011 года . Получено 14 июля 2010 года .
  10. ^ «Письмо в редакцию: Возобновление наблюдений Теофраста за солнечными пятнами» и см. Фрагмент VI Теофраста, De Signis Tempestatum , 11.4–5.
  11. ^ Стивенсон, Ф. Р.; Уиллис, Д. М. (1999). «Самый ранний рисунок солнечных пятен». Астрономия и геофизика . 40 (6): 6.21–6.22. Bibcode : 1999A&G....40f..21S. doi : 10.1093/astrog/40.6.6.21 . ISSN  1366-8781.
  12. ^ Стефан Хьюз, Ловцы света: забытые жизни мужчин и женщин, которые первыми сфотографировали небеса , ArtDeCiel Publishing, 2012 г., стр. 317
  13. ^ Вохмянин, М.; VArlt, Р.; Золотова, Н. (10 марта 2020 г.). "Положения и площади солнечных пятен по наблюдениям Томаса Харриота". Solar Physics . 295 (3): 39.1–39.11. Bibcode :2020SoPh..295...39V. doi :10.1007/s11207-020-01604-4. S2CID  216259048.
  14. ^ "Great Moments in the History of Solar Physics 1". Great Moments in the History of Solar Physics . Архивировано из оригинала 1 марта 2006 года . Получено 19 марта 2006 года .
  15. ^ Vaquero, JM; Vázquez, M (2009). Солнце, записанное через историю: научные данные, извлеченные из исторических документов, том 361 серии Библиотека астрофизики и космической науки . Том 361. Springer, Нью-Йорк. doi :10.1007/978-0-387-92790-9. ISBN 978-0-387-92789-3.
  16. ^ Карлович, Майкл Дж.; Лопес, Рамон (2002). Штормы от Солнца: зарождающаяся наука космической погоды. Joseph Henry Press. С. 1–382. ISBN 978-0309076425. Получено 19 июня 2020 г. .
  17. ^ Вохмянин, М.; Золотова, Н. (5 февраля 2018 г.). "Положения и площади солнечных пятен по наблюдениям Галилео Галилея". Физика Солнца . 293 (2): 31.1–31.21. Bibcode :2018SoPh..293...31V. doi :10.1007/s11207-018-1245-1. S2CID  126329839.
  18. ↑ Гершель, Уильям (31 декабря 1801 г.). «XIII. Наблюдения, направленные на исследование природы солнца с целью обнаружения причин или симптомов его переменного излучения света и тепла; с замечаниями о пользе, которую можно извлечь из солнечных наблюдений». Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 91 : 265–318. doi : 10.1098/rstl.1801.0015 . S2CID  122986696.
  19. ^ Сун, У. и Яскелл, С.Х., Минимум Маундера и переменная связь Солнца и Земли (World Scientific Press: 2003) стр. 87–88
  20. ↑ Лав, Джеффри Дж. (27 августа 2013 г.). «О незначительности корреляции солнечных пятен Гершеля». Geophysical Research Letters . 40 (16): 4171–4176. Bibcode : 2013GeoRL..40.4171L. doi : 10.1002/grl.50846. S2CID  1654166.
  21. ^ аб Фелипе, Т.; Колладос, М.; Хоменко Е.; Кукейн, К.; Асенсио Рамос, А.; Бальтазар, Х.; Беркефельд, Т.; Денкер, К.; Феллер, А.; Франц, М.; Хофманн, А.; Джоши, Дж.; Кисс, К.; Лагг, А.; Никлас, Х.; Ороско Суарес, Д.; Пастор Ябар А.; Резаи, Р.; Шлихенмайер, Р.; Шмидт, Д.; Шмидт, В.; Сигварт, М.; Соботка, М.; Соланки, СК; Зольтау, Д.; Стауде, Дж.; Штрасмайер, КГ; Волкмер, Р.; фон дер Люэ, О.; Вальдманн, Т. (декабрь 2016 г.). "Трехмерная структура светового моста солнечного пятна" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 596 : A59. arXiv : 1611.04803 . Bibcode :2016A&A...596A..59F. doi :10.1051/0004-6361/201629586. S2CID  119419693 . Получено 5 января 2022 г. .
  22. ^ Шлихенмайер, Р.; Резаи, Р.; Белло Гонсалес, Н.; Вальдманн, ТА (март 2010 г.). «Формирование полутени солнечного пятна». Астрономия и астрофизика . 512 : L1. Bibcode : 2010A&A...512L...1S. doi : 10.1051/0004-6361/201014112 .
  23. ^ Mathew, SK; Lagg, A.; Solanki, SK; Collados, M.; Borrero, JM; Berdyugina, S.; Krupp, N.; Woch, J.; Frutiger, C. (ноябрь 2003 г.). "Трехмерная структура регулярного солнечного пятна по инверсии ИК-профилей Стокса". Astronomy & Astrophysics . 410 (2): 695–710. Bibcode :2003A&A...410..695M. doi : 10.1051/0004-6361:20031282 .
  24. ^ "Sunspots". NASA. 1 апреля 1998 г. Архивировано из оригинала 3 апреля 2013 г. Получено 22 февраля 2013 г.
  25. ^ ab Solanki, Sami K. (1 апреля 2003 г.). «Sunspots: An Overview» (Солнечные пятна: обзор). Astronomy and Astrophysics Review . 11 (2–3): 153–286. Bibcode : 2003A&ARv..11..153S. doi : 10.1007/s00159-003-0018-4. S2CID  120721248.
  26. ^ Соботка, Михал; Васкес, Мануэль; Бонет, Хосе Антонио; Ханслмейер, Арнольд; Хирцбергер, Иоганн (20 января 1999 г.). «Временная эволюция тонких структур в порах Солнца и вокруг них» (PDF) . The Astrophysical Journal . 511 (1): 436–450. Bibcode :1999ApJ...511..436S. doi :10.1086/306671. S2CID  121691780 . Получено 5 января 2022 г. .
  27. ↑ NASA News Release (6 ноября 2001 г.). «SOHO показывает, как солнечные пятна захватывают Солнце». SpaceFlight Now . Архивировано из оригинала 17 января 2015 г. Получено 9 марта 2013 г.
  28. ^ Триббл, А. (2003). Космическая среда, последствия для проектирования космических аппаратов . Princeton University Press. С. 15–18.
  29. ^ Хейл, GE (1908). «О вероятном существовании магнитного поля в солнечных пятнах». The Astrophysical Journal . 28 : 315. Bibcode : 1908ApJ....28..315H. doi : 10.1086/141602 .
  30. ^ "Графики индекса солнечных пятен". Центр анализа данных о влиянии солнечной активности . Получено 27 сентября 2007 г.
  31. ^ Соланки SK; Усоскин IG; Кромер B; Шюсслер M; и др. (октябрь 2004 г.). «Необычная активность Солнца в последние десятилетия по сравнению с предыдущими 11 000 годами». Nature . 431 (7012): 1084–1087. Bibcode :2004Natur.431.1084S. doi :10.1038/nature02995. PMID  15510145. S2CID  4373732.
  32. ^ "Solar Forcing of Climate". Climate Change 2001: Working Group I: The Scientific Basis . Архивировано из оригинала 15 марта 2005 года . Получено 10 марта 2005 года .
  33. ^ Уэрт, Спенсер (2006). Уэрт, Спенсер (ред.). «Открытие глобального потепления – изменение Солнца, изменение климата?». Американский институт физики . Архивировано из оригинала 17 июня 2006 года . Получено 14 апреля 2007 года .
  34. ^ Le Mouël, Jean-Louis; Shnirman, Michael G.; Blanter, Elena M. (1 декабря 2007 г.). «27-дневный сигнал в рядах солнечных пятен и солнечное динамо». Solar Physics . 246 (2): 295–307. Bibcode : 2007SoPh..246..295L. doi : 10.1007/s11207-007-9065-8. ISSN  1573-093X.
  35. ^ Стю Тернер. «Солнечные пятна и распространение». Ham Radio School.com. Архивировано из оригинала 26 июня 2017 года . Получено 5 января 2020 года .
  36. ^ Eddy JA (июнь 1976). «Минимум Маундера». Science . 192 (4245): 1189–1202. Bibcode :1976Sci...192.1189E. doi :10.1126/science.192.4245.1189. PMID  17771739. S2CID  33896851.PDF-копия Архивировано 16 февраля 2010 г. на Wayback Machine
  37. ^ Оуэнс, М. Дж. и др. (октябрь 2017 г.). «Маундеровский минимум и малый ледниковый период: обновление на основе последних реконструкций и климатических симуляций». J. Space Weather and Space Climate . 7 : A25. arXiv : 1708.04904 . doi : 10.1051/swsc/2017019 . ISSN  2115-7251. S2CID  37433045.
  38. ^ Hudson H (2008). "Солнечная активность". Scholarpedia . 3 (3): 3967. Bibcode : 2008SchpJ...3.3967H. doi : 10.4249/scholarpedia.3967 .
  39. ^ Уилсон, RC; Гулкис, S.; Янссен, M.; Хадсон, HS; Чапман, GA (1981). «Наблюдения за изменчивостью солнечного излучения». Science . 211 (4483): 700–702. Bibcode :1981Sci...211..700W. doi :10.1126/science.211.4483.700. PMID  17776650.
  40. ^ Копп, Г. (апрель 2014 г.). «Оценка записи солнечного излучения для изучения климата». J. Space Weather and Space Climate . 4 : A14. Bibcode :2014JSWSC...4A..14K. doi : 10.1051/swsc/2014012 .
  41. ^ Копп, Г. (июль 2016 г.). «Масштабы и временные шкалы изменчивости общей солнечной радиации». J. Space Weather and Space Climate . 6 : A30. arXiv : 1606.05258 . Bibcode : 2016JSWSC...6A..30K. doi : 10.1051/swsc/2016025. S2CID  55902879.
  42. ^ Локвуд, М.; Болл, У. (май 2020 г.). «Установление пределов долгосрочных изменений в радиации спокойного Солнца и их вклад в общую солнечную радиацию и солнечное радиационное воздействие на климат». Труды Королевского общества A . 476 (2238): 20200077. Bibcode :2020RSPSA.47600077L. doi :10.1098/rspa.2020.0077. ISSN  1364-5021. PMC 7428030 . PMID  32831591. 
  43. ^ Джесс, ДБ, Джафарзаде, С., Кейс, ПХ, Стангалини, М., Верт, Г., Грант, СДТ (19 января 2023 г.). «Волны в нижней солнечной атмосфере: рассвет солнечных телескопов следующего поколения». Living Reviews in Solar Physics . 20 (1). Springer Nature. arXiv : 2212.09788 . Bibcode :2023LRSP...20....1J. doi :10.1007/s41116-022-00035-6.
  44. ^ Шибата, К., Магара, Т. (15 декабря 2011 г.). «Солнечные вспышки: магнитогидродинамические процессы». Living Reviews in Solar Physics . 8 (1). Springer International Publishing: 6. Bibcode : 2011LRSP....8....6S. doi : 10.12942/lrsp-2011-6 . hdl : 2433/153022 .
  45. ^ "Производные изображения, показывающие вращение холодных и теплых звездных пятен". Институт астрофизики имени Лейбница. Архивировано из оригинала 29 мая 2010 года . Получено 14 января 2013 года .

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Солнечные пятна» .

Данные о солнечных пятнах