Солнечные явления - Solar phenomena

Солнечная активность: НАСА с Обсерватория солнечной динамики сделал это изображение класса X1.2 Солнечная вспышка 14 мая 2013 г. На изображении виден свет с длиной волны 304 ангстремы.

Солнечные явления являются природный феномен происходящие в магнитно нагретой внешней атмосфере в солнце. Эти явления принимают разные формы, в том числе Солнечный ветер, поток радиоволн, всплески энергии, такие как солнечные вспышки, выброс корональной массы или же солнечные извержения,[1] корональный нагрев и солнечные пятна.

Эти явления, по-видимому, вызваны спиральной динамо вблизи центра масс Солнца, который генерирует сильные магнитные поля, и хаотическое динамо у поверхности, которое генерирует меньшие флуктуации магнитного поля.[2]

Общая сумма всех солнечных колебаний называется солнечной вариацией. Коллективный эффект всех солнечных вариаций в пределах гравитационного поля Солнца называется космическая погода. Основным погодным компонентом является Солнечный ветер, поток плазма выпущен из верхних слоев атмосферы Солнца. Он отвечает за Аврора, естественный свет отображается в небе в Арктический и Антарктика. Нарушения космической погоды могут вызывать солнечные бури на Земле, нарушая связь, а также геомагнитные бури в земных магнитосфера и внезапные ионосферные возмущения в ионосфера. Изменения интенсивности солнечного излучения также влияют на климат Земли. Эти вариации могут объяснить такие события, как ледниковые периоды и Большое событие оксигенации, а будущее расширение Солнца в красный гигант вероятно положит конец жизни на Земле.

Солнечная активность и связанные с ней события были зарегистрированы с 8 века до нашей эры. Вавилоняне вписанный и, возможно, предсказанный солнечные затмения, в то время как самые ранние дошедшие до нас сообщения о солнечных пятнах относятся к китайским Книга Перемен, c. 800 г. до н. Э..[3] Первое сохранившееся описание солнечной короны датируется 968 годом, в то время как самый ранний рисунок солнечного пятна был сделан в 1128 году, а солнечный протуберанец был описан в 1185 году в Русская летопись Новгорода. Изобретение телескоп позволил значительно продвинуться в понимании, позволив первые подробные наблюдения в 1600-х годах. Солнечная спектроскопия началось в 1800-х годах, из чего можно было определить свойства солнечной атмосферы, в то время как создание дагерротипия 2 апреля 1845 года были сделаны первые солнечные фотографии. Фотография способствовала изучению солнечных протуберанцев, грануляции и спектроскопии. В начале 20 века интерес к астрофизика взлетели в Америке. По всему миру был построен ряд новых обсерваторий с солнечными телескопами. Изобретение 1931 года коронограф позволили изучить корону при дневном свете.

солнце

Основная статья: солнце
Ложное изображение Солнца показывает его турбулентную поверхность. (кредит: НАСА -SDO )

Солнце - это звезда расположен в центре Солнечная система. Он почти идеально сферический и состоит из горячих плазма и магнитные поля.[4][5] Его диаметр составляет около 1392684 км (865374 миль).[6] примерно в 109 раз больше, чем земной шар, и его масса (1.989×1030 килограммов, что примерно в 330 000 раз больше, чем у Земли) составляет около 99,86% от общей массы Солнечной системы.[7] Химически около трех четвертей массы Солнца состоит из водород, а остальные в основном гелий. Остальные 1,69% (что в 5600 раз больше массы Земли) состоят из более тяжелых элементов, включая кислород, углерод, неон и утюг.[8]

Солнце сформировало около 4,567 миллиарда[а][9] лет назад из-за гравитационного коллапса региона внутри большого молекулярное облако. Большая часть вещества собралась в центре, а остальное сплющилось в вращающийся диск, который стал баланс Солнечной системы. Центральная масса становилась все более горячей и плотной, в конечном итоге инициируя термоядерный синтез в своей основе.

Солнце - это Звезда главной последовательности G-типа (G2V) на основе спектральный класс и неофициально обозначается как желтый карлик потому что это видно радиация наиболее интенсивен в желто-зеленой части спектр. На самом деле он белый, но с поверхности Земли кажется желтым из-за атмосферное рассеяние синего света.[10] В метке спектрального класса G2 указывает его температура поверхности, примерно 5778 К (5505 ° C (9941 ° F)) и V указывает на то, что Солнце, как и большинство звезд, является главная последовательность звезда, и, таким образом, вырабатывает свою энергию, превращая водород 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 астрономическая единица (около 150 000 000 км; 93 000 000 миль), хотя расстояние меняется по мере движения Земли от перигелий в январе до афелий в июле.[13] На этом среднем расстоянии свет путешествует от Солнца до Земли примерно за 8 минут 19 секунд. В энергия этого Солнечный свет поддерживает почти всю жизнь[b] на Земле фотосинтез,[14] и влияет на климат и погоду Земли.[15] Еще в XIX веке ученые мало знали о физическом составе и источнике энергии Солнца. Это понимание все еще развивается; номер современные аномалии в поведении Солнца остаются невыясненными.

Солнечный цикл

Основная статья: Солнечный цикл
Прогнозирование цикла солнечных пятен

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

Солнечный цикл также модулирует поток коротковолновой солнечной радиации от ультрафиолетовый к рентгеновский снимок и влияет на частоту солнечные вспышки, выбросы корональной массы и другие солнечные эруптивные явления.

Типы

Гелиофизика
Явления

Выброс корональной массы

Основная статья: Выброс корональной массы
Видео из серии выбросы корональной массы в Август 2010 г.

Выброс корональной массы (CME) - это массивный выброс Солнечный ветер и магнитные поля, поднимающиеся над солнечная корона.[16] Возле солнечные максимумы, Солнце производит около трех CME каждый день, тогда как солнечные минимумы показывать примерно один раз в пять дней.[17] КВМ, наряду с солнечными вспышками другого происхождения, могут нарушать радиопередачи и повреждение спутники и линия электропередачи объектов, что приводит к потенциально массовым и долгосрочным Отключения питания.[18][19]

Выбросы корональной массы часто возникают вместе с другими формами солнечной активности, в первую очередь солнечные вспышки, 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 называемое солнечным цунами.

Магнитное пересоединение отвечает за 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 CME воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует ее магнитное поле, изменяя направление стрелок компаса и вызывая большие электрические токи заземления в самой Земле; это называется геомагнитная буря и это глобальное явление. Воздействие CME может вызвать магнитное пересоединение в земных магнитосферный хвост (полуночная сторона магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они образуют Аврора.

Диаметр

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

Вспышки

Основная статья: Солнечная вспышка

Солнечная вспышка - это внезапная яркая вспышка, наблюдаемая над поверхностью Солнца или солнечный край, что интерпретируется как энергия выпуск до 6 × 1025 джоули (около шестой части общая энергия Солнца, выделяемая каждую секунду или 160 миллиардов мегатонн TNT эквивалент, более чем в 25000 раз больше энергии, чем выделяется от удара Комета Шумейкера – Леви 9 с Юпитером). За ним может следовать выброс корональной массы.[23] Вспышка выбрасывает облака электронов, ионов и атомов через корону в космос. Эти облака обычно достигают земной шар день-два после мероприятия.[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 солнечное протонное событие. Эти частицы могут воздействовать на магнитосферу Земли в виде геомагнитная буря и представить радиация опасность для космических кораблей и космонавтов.

  • Солнечная вспышка

  • 31 августа 2012 г. длинная нить солнечного вещества, которая парила в атмосфере Солнца, корона, изверглась в космос в 16:36. EDT.

  • Схема структуры магнитного поля солнечной вспышки и ее происхождения, предположительно возникающей в результате деформации такой магнитной структуры, соединяющей внутреннее пространство Солнца с солнечной атмосферой вверх через корона.

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

Освещенность

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. В солнечная постоянная стандартная мера среднего TSI на расстоянии одного Астрономический блок (Австралия).

Инсоляция является функцией расстояния от Солнца, солнечного цикла и перекрестных изменений цикла.[25] Освещенность на Земле наиболее интенсивна в точках, прямо обращенных (перпендикулярно) Солнцу.

Протонное событие

Основная статья: Солнечное протонное событие
Солнечные частицы взаимодействуют с земными магнитосфера. 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 ионизация в ионосфера. 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] Энергичный протоны может достигнуть Земли в течение 30 минут после пика большой вспышки.

Выступы и нити

Основная статья: Солнечная известность
Видеоклип о солнечной известности

Выступ - это большой яркий газообразный объект, выходящий наружу от солнце поверхность, часто в форме петля. Выступы прикреплены к поверхности Солнца в фотосфере и простираются в сторону короны. В то время как корона состоит из высокой температуры плазма, который не сильно излучает видимый свет, протуберанцы содержат гораздо более холодную плазму, аналогичную по составу плазме хромосфера.

Плазма протуберанца обычно в сто раз холоднее и плотнее, чем корональная плазма. Протуберанец формируется в течение земных суток и может сохраняться в течение недель или месяцев. Некоторые выступы распадаются и образуют CME.

Типичный протуберанец простирается на многие тысячи километров; самая большая в истории была оценена в длину более 800000 километров (500000 миль).[27] - примерно радиус Солнца.

Когда протуберанец рассматривается на фоне Солнца, а не космоса, он кажется темнее фона. Это образование называется солнечной нитью.[27] Выступ 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

Основная статья: Солнечные пятна

Солнечные пятна относительно темные области на излучающей "поверхности" Солнца (фотосфера ), где интенсивная магнитная активность подавляет конвекцию и охлаждает Фотографиисфера. Faculae - это немного более яркие области, которые образуются вокруг групп солнечных пятен, поскольку поток энергии к фотосфере восстанавливается, и как нормальный поток, так и энергия, блокированная 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 солнечных пятен. И наоборот, периоды более низкой магнитной активности Солнца и меньшего количества солнечных пятен (например, Минимум Маундера ) может коррелировать со временем более низкой освещенности.[32]

Активность солнечных пятен измерялась с помощью Число волка 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 солнечный максимум. Это изменение широты следует за Закон 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 примерно 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.

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

  • Отчет в Ежедневная почта охарактеризовал пятно 1302 как «бегемота», испускающего огромные солнечные вспышки.

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

  • Детальный вид пятна, 13 декабря 2006 г.

Ветер

Основная статья: Солнечный ветер
Схема земной шар магнитосфера. Солнечный ветер течет слева направо.
Моделирование магнитного поля Земли во взаимодействии с (солнечным) межпланетным магнитным полем, которое иллюстрирует динамические изменения глобального магнитного поля во время возмущения: временное сжатие магнитосферы усиленным потоком Солнечный ветер следует растяжение силовых линий в хвост.

Солнечный ветер - это поток плазмы, исходящий из солнечного верхняя атмосфера. Он состоит в основном из электроны и протоны 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 1,4–1,6×106 K и состав, близкий к короне. Быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км / с, температуру 8×105 K 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 гелиосфера, генерирующих электромагнитные волны и ускоряющих частицы (в основном протоны и электроны), образуя ливни ионизирующего излучения предшествующие CME.

Последствия

Космическая погода

Основная статья: Космическая погода
Пример космической погоды: Аврора австралис в земной шар с атмосфера наблюдается Космический шатл Открытие, 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 термосфера. Космическая погода отличается от земной Погода из тропосфера и стратосфера. Термин не использовался до 1990-х годов. До этого такие явления считались частью физики или физики. аэрономия.

Солнечные бури

Дальнейшая информация: Список солнечных бурь

Солнечные бури вызываются возмущениями на Солнце, чаще всего корональные облака связана с Солнечная вспышка КВМ, исходящие из областей активных солнечных пятен или, реже, из корональные дыры. Солнце может производить интенсивные геомагнитный и протонные бури, способные вызвать Отключения питания, нарушение или отключение связи (включая GPS систем) и временное / постоянное отключение спутников и других космических технологий. Солнечные бури могут быть опасны для высокоширотной, высотной авиации и для полет человека в космос.[39] Геомагнитные бури вызывают полярные сияния.[40]

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

Аврора

Основная статья: Аврора (явление)

Полярное сияние - это отображение естественного света в небе, особенно на высоких широтах (Арктический и Антарктика ) области в виде большого круга вокруг полюса. Это вызвано столкновением Солнечный ветер и заряженные частицы магнитосферы с высотной атмосферой (термосфера ).

Большинство полярных сияний происходит в полосе, известной как авроральная зона,[43][44] который обычно имеет ширину от 3 ° до 6 ° по широте и наблюдается под углом от 10 ° до 20 ° от геомагнитные полюса на всех долготах, но часто наиболее ярко около весны и осени 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

Основная статья: Геомагнитная буря

Геомагнитная буря - это временное нарушение земного магнитосфера вызвано Солнечный ветер ударная волна и / или облако магнитного поля, которое взаимодействует с Магнитное поле 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 шторм, может быть вызвано CME или высокоскоростным потоком (область взаимодействия с одновременным вращением или CIR).[47] солнечного ветра, возникающего из области слабого магнитного поля на поверхности Солнца. Частота геомагнитных бурь увеличивается и уменьшается с увеличением солнечное пятно цикл. Бури, вызванные CME, более обычны во время солнечного максимума солнечного цикла, в то время как штормы, вызванные CIR, более распространены во время солнечного минимума.

Некоторые явления космической погоды связаны с геомагнитными бурями. К ним относятся события солнечной энергии частиц (SEP), геомагнитно индуцированные токи (GIC), ионосферные возмущения, вызывающие радио- и радиолокационные мерцание, нарушение навигации по компасу и полярных сияний на гораздо более низких широтах, чем обычно. А 1989 геомагнитная буря возбужденный токи заземления это нарушило распределение электроэнергии на большей части провинции Квебек[48] и вызвал полярные сияния на юге Техас.[49]

Внезапное возмущение ионосферы

Основная статья: Внезапное возмущение ионосферы

Внезапное ионосферное возмущение (SID) - это аномально высокая плотность ионизации / плазмы в Регион D ионосферы, вызванной солнечной вспышкой. SID приводит к внезапному увеличению поглощения радиоволн, которое наиболее сильно проявляется в верхней части тела. средняя частота (MF) и ниже высокая частота (HF) диапазоны, и в результате часто прерывают или мешают телекоммуникации системы.[50]

Геомагнитно индуцированные токи

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 вариации побудить токи (GIC) в земных проводниках. Сети электропередачи и похоронен трубопроводы являются типичными примерами таких проводниковых систем. GIC может вызвать такие проблемы, как увеличение коррозия трубопроводной стали и поврежденных высоковольтных силовых трансформаторов.

Углерод-14

Запись солнечных пятен (синий) с 14C (перевернутый).

Производство углерод-14 (радиоуглерод: 14C) связано с солнечной активностью. Углерод-14 образуется в верхних слоях атмосферы при бомбардировке атмосферным азотом космическими лучами (14N) заставляет азот претерпевать β + распад, превращаясь, таким образом, в необычный изотоп углерода с атомным весом 14, а не в более распространенный 12. Поскольку галактические космические лучи частично исключены из Солнечной системы из-за движения магнитных полей в солнечном ветре наружу, повышенная солнечная активность снижает 14C. производство.[51]

Атмосферный 14Концентрация углерода ниже во время солнечных максимумов и выше во время солнечных минимумов. Измеряя захваченные 14C в древесине и подсчете годичных колец можно измерить и датировать производство радиоуглерода по сравнению с современной древесиной. Реконструкция последних 10 000 лет показывает, что 14Производство C было намного выше в серединеГолоцен 7000 лет назад и уменьшилось до 1000 лет назад. Помимо изменений солнечной активности, на долгосрочные тенденции в производстве углерода-14 влияют изменения в земных геомагнитное поле и изменениями в круговороте углерода в биосфера (особенно те, которые связаны с изменениями в степени растительности между ледниковые периоды ).[нужна цитата ]

Климат

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

Основная статья: Солнечное наблюдение

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

Иллюстрация солнечных пятен, сделанная немецким ученым-иезуитом XVII века Афанасий Кирхер

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 гг. Он установил формулировку относительного числа солнечных пятен ( Число солнечных пятен Вольфа или Цюриха ), что 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 г. Физо и Фуко впервые сфотографировал Солнце. Фотография помогла в изучении солнечных протуберанцев, грануляция, спектроскопия и солнечные затмения.[54]

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

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

Изобретение Бернаром Лио в 1931 году коронограф позволили изучить 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, к Йохко )
  • Корона и солнечный ветер (например, к SoHO )
  • Дисперсия яркости Солнца с уровнем активности и подтверждение этого эффекта у других звезд солнечного типа (например, к АКРИМ )
  • Интенсивный фибрилла состояние магнитных полей на видимой поверхности звезды, подобной Солнцу (например, к Hinode )
  • Наличие магнитных полей 0,5 × 105 до 1 × 105 гаусс в основании проводящей зоны, предположительно в какой-то фибриллярной форме, выведенной из динамики восходящих пучков азимутального потока.
  • Низкий уровень электронное нейтрино излучение ядра Солнца.[56]

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

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Все числа в этой статье являются сокращенными. Один миллиард - это 109, 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. хемосинтез.
  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]

Рекомендации

  1. ^ Сискоу, Джордж Л.; Schrijver, Carolus J., eds. (2010). Гелиофизика: эволюция солнечной активности и климат космоса и земли (1-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  9780521112949. Получено 28 августа 2014.
  2. ^ Джампапа, Марк S; Хилл, Фрэнк; Нортон, Эйми А; Певцов, Алексей А. «Причины солнечной активности» (PDF). Белая книга по науке для декадного обзора гелиофизики 2010 г.: 1. Получено 26 августа 2014.
  3. ^ "История солнечной физики: хронология великих моментов: 1223–250 гг. До н. Э.". Высотная обсерватория. Университетская корпорация атмосферных исследований. Архивировано из оригинал 18 августа 2014 г.. Получено 15 августа 2014.
  4. ^ "Насколько круглое Солнце?". НАСА. 2 октября 2008 г.. Получено 7 марта 2011.
  5. ^ «Первые в истории СТЕРЕО изображения всего Солнца». НАСА. 6 февраля 2011 г.. Получено 7 марта 2011.
  6. ^ Эмилио, М .; Kuhn, J. R .; Bush, R.I .; Шолль, И. Ф. (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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 750/2/135.
  7. ^ Вулфсон, М. (2000). «Происхождение и эволюция Солнечной системы». Астрономия и геофизика. 41 (1): 1.12–1.19. Bibcode:2000A & G .... 41a..12Вт. CiteSeerX  10.1.1.475.5365. Дои:10.1046 / j.1468-4004.2000.00012.x.CS1 maint: ref = harv (связь)
  8. ^ Basu, S .; Антиа, Х. М. (2008). «Гелиосейсмология и солнечное изобилие». Отчеты по физике. 457 (5–6): 217–283. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008ФР ... 457..217Б. Дои:10.1016 / j.physrep.2007.12.002.CS1 maint: ref = harv (связь)
  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:2012Наука ... 338..651C. Дои:10.1126 / science.1226919. PMID  23118187.
  10. ^ Вилк, С. Р. (2009). "Парадокс желтого солнца". Новости оптики и фотоники: 12–13. Архивировано из оригинал на 18.06.2012.CS1 maint: ref = harv (связь)
  11. ^ Филлипс, К. Дж. Х. (1995). Путеводитель по Солнцу. Издательство Кембриджского университета. С. 47–53. ISBN  978-0-521-39788-9.
  12. ^ Крушельницкий, Карл С. (17 апреля 2012 г.). «Великие моменты в науке доктора Карла: ленивое солнце менее энергично, чем компост». Австралийская радиовещательная корпорация. Получено 25 февраля 2014. Каждую секунду Солнце сжигает 620 миллионов тонн водорода ...
  13. ^ "Равноденствия, солнцестояния, перигелий и афелий, 2000–2020 гг.". Военно-морская обсерватория США. 31 января 2008 г.. Получено 17 июля 2009.
  14. ^ Саймон, А. (2001). Настоящая наука за секретными материалами: микробы, метеориты и мутанты. Саймон и Шустер. С. 25–27. ISBN  978-0-684-85618-6.
  15. ^ Портман, Д. Дж. (1952-03-01). "Обзор циклов погоды и солнечной активности. Максвелл О. Джонсон". Ежеквартальный обзор биологии. 27 (1): 136–137. Дои:10.1086/398866. JSTOR  2812845.
  16. ^ Кристиан, Эрик Р. (5 марта 2012 г.). "Выбросы корональной массы". NASA.gov. Получено 9 июля 2013.
  17. ^ Ники Фокс. "Выбросы корональной массы". Центр космических полетов Годдарда @ НАСА. Получено 2011-04-06.
  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, Авиационная неделя и космические технологии, Выпуск от 14 января 2013 г., стр. 49–50: «Но наиболее серьезная опасность повреждения связана с трансформаторами, которые поддерживают надлежащее напряжение для эффективной передачи электроэнергии по сети».
  20. ^ "Выбросы корональной массы: ученые раскрывают секреты взрыва плазменных облаков на Солнце". Science Daily.
  21. ^ [1] НАСА Наука
  22. ^ Dziembowski, W.A .; Gough, D. O .; 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:2001МНРАС.328..601Д. Дои: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:2005Соф..230..129К. Дои:10.1007 / s11207-005-7433-9.
  24. ^ Мензель, Уиппл и де Вокулёр, «Обзор Вселенной», 1970 г.
  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 высоких зарядов и энергии (HZE) во время солнечного события 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. ^ а б Аткинсон, Нэнси (6 августа 2012 г.). "Огромная солнечная нить накала тянется через Солнце". Вселенная сегодня. Получено 11 августа, 2012.
  28. ^ "О волокнах и выступах". Получено 2010-01-02.
  29. ^ Эдди, Дж. (1990). "Сэмюэл П. Лэнгли (1834–1906)". Журнал истории астрономии. 21: 111–20. Bibcode:1990JHA .... 21..111E. Дои:10.1177/002182869002100113. Архивировано из оригинал 10 мая 2009 г.
  30. ^ Foukal, P. V .; Mack, P.E .; Вернацца, Дж. Э. (1977). «Влияние солнечных пятен и факелов на солнечную постоянную». Астрофизический журнал. 215: 952. Bibcode:1977ApJ ... 215..952F. Дои:10.1086/155431.
  31. ^ а б Уилсон Р.К., Галкис С., Янссен М., Хадсон Х.С., Чепмен Г.А. (февраль 1981 г.). «Наблюдения за изменчивостью солнечной освещенности». Наука. 211 (4483): 700–2. Bibcode:1981Наука ... 211..700Вт. Дои: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 физическими проверками. 91 (21): 211101. arXiv:astro-ph / 0310823. Bibcode:2003ПхРвЛ..91у1101У. Дои:10.1103 / PhysRevLett.91.211101. PMID  14683287.
  34. ^ "Солнечные пятна". NOAA. Получено 22 февраля 2013.
  35. ^ а б Кеннуэлл, Джон (2014). "Солнечные пятна невооруженным глазом". Бюро метеорологии. Содружество Австралии. Получено 29 августа 2014.
  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. Дои:10.1029 / 2004JA010918.
  37. ^ Калленроде, Мэй-Бритт (2004). Космическая физика: введение в плазму и. Springer. ISBN  978-3-540-20617-0.
  38. ^ Сьюсс, Стив (3 июня 1999 г.). «Обзор и текущие знания о солнечном ветре и короне». Солнечный зонд. НАСА / Центр космических полетов им. Маршалла. Архивировано из оригинал 10 июня 2008 г.. Получено 2008-05-07.
  39. ^ Филлипс, Тони (21 января 2009 г.). «Суровая космическая погода - социальные и экономические последствия». НАСА Новости науки. Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. Получено 2014-05-07.
  40. ^ "Весы космической погоды NOAA". Центр прогнозов космической погоды NOAA. 1 марта 2005 г. Архивировано с оригинал 7 мая 2014 г.. Получено 2014-05-07.
  41. ^ Bell, Trudy E .; Т. Филлипс (6 мая 2008 г.). «Супер солнечная вспышка». НАСА Новости науки. Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. Получено 2014-05-07.
  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 оригинал (PDF) 2013-03-10.
  43. ^ Фельдштейн, Ю. И. (1963). «Некоторые проблемы морфологии полярных сияний и магнитных возмущений на высоких широтах». Геомагнетизм и аэрономия. 3: 183–192. Bibcode:1963Ge & Ae ... 3..183F.
  44. ^ Фельдштейн, Ю. И. (1986). «Четверть века с авроральным овалом». EOS. 67 (40): 761. Bibcode:1986EOSTr..67..761F. Дои:10.1029 / EO067i040p00761-02.
  45. ^ Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, Управление научной миссии (2009). «Космическая погода 101». Миссия: Наука. Получено 2014-08-30.
  46. ^ Изменяющиеся области взаимодействия, Коротация областей взаимодействия Труды семинара ISSI, 6–13 июня 1998 г., Берн, Швейцария, Springer (2000), твердый переплет, ISBN  978-0-7923-6080-3, Мягкое покрытие, ISBN  978-90-481-5367-1
  47. ^ Коротация областей взаимодействия, Corotating Interaction Regions Proceedings of an ISSI Workshop, 6–13 июня 1998, Берн, Швейцария, Springer (2000), Hardcover, ISBN  978-0-7923-6080-3, Мягкое покрытие, 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 телекоммуникационных терминов], получено 15 декабря 2011 г.
  51. ^ "Астрономия: цикл солнечных пятен". Архивировано из оригинал 13 февраля 2008 г.. Получено 2008-02-27.
  52. ^ Хегерль, и другие., Глава 9: Понимание и объяснение изменения климата, Управляющее резюме, вAR4 WG1 МГЭИК 2007 г..
  53. ^ "История солнечной физики: хронология великих моментов: 0–1599". Высотная обсерватория. Университетская корпорация атмосферных исследований. Получено 15 августа 2014.
  54. ^ а б c d е ж грамм «История солнечной физики: хронология великих моментов: 1800–1999». Высотная обсерватория. Университетская корпорация атмосферных исследований. Получено 15 августа 2014.
  55. ^ Burns, D .; Болдуин, Дж. Э .; Boysen, R.C .; Haniff, C.A .; и другие. (Сентябрь 1997 г.). «Структура поверхности и профиль затемнения Бетельгейзе» (PDF). Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 290 (1): L11 – L16. Bibcode:1997МНРАС.290Л..11Б. Дои:10.1093 / mnras / 290.1.l11.
  56. ^ а б Национальный исследовательский совет (США). Целевая группа по наземным солнечным исследованиям (1998 г.). Наземные солнечные исследования: оценка и стратегия на будущее. Вашингтон, округ Колумбия: National Academy Press. п. 10.

дальнейшее чтение

внешняя ссылка