Солнечное пятно

Вверху: активная область 2192 в 2014 году, содержащая самое большое солнечное пятно 24-го солнечного цикла. ^{[ 1 ]} и активный регион 1302 в сентябре 2011 года.
В центре: солнечное пятно крупным планом в видимом спектре (слева) и еще одно солнечное пятно в УФ , полученное обсерваторией TRACE .
Внизу: большая группа солнечных пятен площадью около 320 000 км (200 000 миль) в поперечнике.

Солнечные пятна — это временные пятна на поверхности Солнца , которые темнее окружающей среды. Это области пониженной температуры поверхности, вызванные концентрацией магнитного потока , препятствующего конвекции . Солнечные пятна появляются внутри активных областей , обычно парами противоположной магнитной полярности . ^{[ 2 ]} Их количество варьируется в зависимости от примерно 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 движения по поверхности Солнца, их диаметр варьируется от 16 км (10 миль). ^{[ 3 ]} это 160 000 км (100 000 миль). ^{[ 4 ]} Более крупные солнечные пятна можно увидеть с Земли без помощи телескопа . ^{[ 5 ]} Когда они впервые появляются , они могут двигаться с относительной скоростью или собственным движением в несколько сотен метров в секунду.

Указывая на интенсивную магнитную активность, солнечные пятна сопровождают другие явления активной области, такие как корональные петли , протуберанцы и пересоединения события . Большинство солнечных вспышек и корональных выбросов массы возникают в этих магнитоактивных областях вокруг видимых групп солнечных пятен. Подобные явления, косвенно наблюдаемые на других звездах , кроме Солнца, обычно называются звездными пятнами , и были измерены как светлые, так и темные пятна. ^{[ 6 ]}

История

Самая ранняя запись о солнечных пятнах содержится в китайском «И Цзин» , завершенном до 800 г. до н.э. В тексте описывается, что на солнце наблюдались доу и мэй , причем оба слова относятся к небольшому затемнению. ^{[ 7 ]} Самая ранняя запись о преднамеренном наблюдении солнечных пятен также пришла из Китая и датируется 364 годом до нашей эры, основываясь на комментариях астронома Ган Де (甘德) в звездном каталоге . ^{[ 8 ]} К 28 г. до н. э. китайские астрономы регулярно записывали наблюдения солнечных пятен в официальные имперские записи. ^{[ 9 ]}

Первое четкое упоминание о солнечном пятне в западной литературе датируется около 300 г. до н.э. древнегреческим ученым Теофрастом , учеником Платона и Аристотеля и преемником последнего. ^{[ 10 ]}

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

Солнечные пятна впервые наблюдались в телескоп 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 Иоганна и Давида Фабрициусов . ^{[ 14 ]}^{[ 15 ]} После смерти Иоганна Фабрициуса в возрасте 29 лет его сообщения остались неясными и были омрачены 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 нагреву и охлаждению на Земле, и полагал, что определенные особенности солнечных пятен будут указывать на усиление нагрева на Земле. ^{[ 18 ]} Во время своего признания поведения Солнца и выдвижения гипотезы о структуре Солнца он непреднамеренно обнаружил относительное отсутствие солнечных пятен с июля 1795 года по январь 1800 года и, возможно, был первым, кто составил прошлые записи наблюдавшихся или отсутствующих солнечных пятен. Отсюда он обнаружил, что отсутствие солнечных пятен совпало с высокими ценами на пшеницу в Англии. Президент Королевского общества отметил, что тенденция роста цен на пшеницу вызвана монетарной инфляцией . ^{[ 19 ]} Спустя годы такие ученые, как Ричард Кэррингтон в 1865 году и Джон Генри Пойнтинг в 1884 году, безуспешно пытались найти связь между ценами на пшеницу и количеством солнечных пятен, а современный анализ показывает, что нет статистически значимой корреляции между ценами на пшеницу и количеством солнечных пятен. ^{[ 20 ]}

Физика

Морфология

Солнечные пятна имеют две основные структуры: центральную тень и окружающую полутень . Тень — это самая темная область солнечного пятна, где магнитное поле наиболее сильное и приблизительно вертикально или перпендикулярно поверхности Солнца или фотосфере . Тень может быть полностью или только частично окружена более яркой областью, известной как полутень. ^{[ 22 ]} Полутень состоит из радиально вытянутых структур, известных как полутеневые нити, 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, поэтому солнечные пятна хорошо видны как темные пятна. Это связано с тем, что яркость нагретого черного тела (близко приближенного к фотосфере) при этих температурах сильно зависит от температуры. Изолированное от окружающей фотосферы, одиночное солнечное пятно сияло бы ярче полной Луны и имело малиново-оранжевый цвет. ^{[ 24 ]}

В некоторых образующихся и распадающихся солнечных пятнах появляются относительно узкие области яркого вещества, проникающие в тень или полностью разделяющие ее. Было обнаружено, что эти образования, называемые световыми мостами, имеют более слабое и более наклонное магнитное поле по сравнению с тенью на той же высоте в фотосфере. Выше в фотосфере магнитное поле светового мостика сливается и становится сравнимым с полем тени. Также было обнаружено, что давление газа в световых мостах преобладает над магнитным давлением , и были обнаружены конвективные движения. ^{[ 21 ]}

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

Жизненный цикл

Появление и эволюция группы солнечных пятен за две недели.

Появление отдельного солнечного пятна может длиться от нескольких дней до нескольких месяцев, хотя группы солнечных пятен и связанные с ними активные области обычно сохраняются неделями или месяцами. Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере движения по поверхности Солнца, их диаметр варьируется от 16 км (10 миль). ^{[ 3 ]} это 160 000 км (100 000 миль). ^{[ 4 ]}

Формирование

Хотя детали формирования солнечных пятен все еще являются предметом продолжающихся исследований, широко известно, что они представляют собой видимые проявления трубок магнитного потока Солнца, в конвективной зоне проецирующихся через фотосферу в активных областях. ^{[ 25 ]} Их характерное потемнение происходит из-за сильного магнитного поля, препятствующего конвекции в фотосфере. В результате поток энергии из недр Солнца уменьшается, а вместе с ним и температура поверхности, в результате чего участок поверхности, через который проходит магнитное поле, выглядит темным на ярком фоне фотосферных гранул .

Солнечные пятна первоначально появляются в фотосфере в виде небольших затемненных пятен 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 иметь тенденцию к удалению концентрации поля, вызывая рассеивание солнечных пятен, но время жизни солнечных пятен измеряется днями и неделями. В 2001 году наблюдения Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) с использованием звуковых волн, распространяющихся под фотосферой (локальная гелиосейсмология ), были использованы для создания трехмерного изображения внутренней структуры под солнечными пятнами; Эти наблюдения показывают, что под каждым пятном лежит мощный нисходящий поток, образующий вращающийся вихрь , поддерживающий концентрированное магнитное поле. ^{[ 27 ]}

Солнечный цикл

Полный солнечный диск в течение 13 дней во время восхода 24-го солнечного цикла.

Солнечные циклы обычно длятся около одиннадцати лет, варьируясь от чуть менее 10 до чуть более 12 лет. В течение солнечного цикла популяция солнечных пятен быстро увеличивается, а затем уменьшается медленнее. Точка наибольшей активности солнечных пятен в течение цикла известна как солнечный максимум, а точка наименьшей активности — как солнечный минимум. Этот период также наблюдается в большинстве других видов солнечной активности и связан с изменением магнитного поля Солнца, которое меняет полярность в этот период.

В начале цикла солнечные пятна появляются на более высоких широтах, а затем движутся к экватору, когда цикл приближается к максимуму, следуя закону Шперера . Пятна двух последовательных циклов сосуществуют в течение нескольких лет в годы вблизи солнечного минимума. Пятна из последовательных циклов можно отличить по направлению магнитного поля и широте.

Индекс солнечных пятен числа Вольфа подсчитывает среднее количество солнечных пятен и групп солнечных пятен за определенные промежутки времени. 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 и охватывает два периода увеличения и уменьшения числа солнечных пятен, сопровождающиеся сменой полярности солнечного магнитного дипольного поля. Позже Гораций Бэбкок предложил качественную модель динамики внешних слоев Солнца. Модель Бэбкока объясняет, что магнитные поля вызывают поведение, описываемое законом Шперера, а также другие эффекты, которые искажаются вращением Солнца.

Долгосрочные тенденции

Число солнечных пятен также меняется в течение длительных периодов времени. Например, в период, известный как современный максимум, с 1900 по 1958 год, тенденция солнечных максимумов количества солнечных пятен была вверх; в течение следующих 60 лет тенденция была в основном нисходящей. ^{[ 30 ]} В целом, в последний раз Солнце было столь же активно, как современный максимум, более 8000 лет назад. ^{[ 31 ]}

Число солнечных пятен коррелирует с интенсивностью солнечной радиации за период с 1979 года, когда стали доступны спутниковые измерения. Изменение солнечной энергии, вызванное циклом солнечных пятен, составляет порядка 0,1% 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-летняя реконструкция солнечных пятен, показывающая тенденцию к снижению в период с 2000 г. до н.э. по 1600 г. н.э., за которой последовал недавний 400-летний восходящий тренд.

Современное наблюдение

Солнечные пятна наблюдаются с помощью наземных и орбитальных солнечных телескопов . В этих телескопах для прямого наблюдения используются методы фильтрации и проецирования, а также различные типы камер с фильтрами. специальные инструменты, такие как спектроскопы и спектрогелиоскопы Для исследования солнечных пятен и их областей используются . Искусственные затмения позволяют увидеть окружность Солнца по мере вращения солнечных пятен по горизонту.

Поскольку взгляд прямо на Солнце невооруженным глазом навсегда повреждает человеческое зрение , любительские наблюдения за солнечными пятнами обычно проводятся с использованием проецируемых изображений или непосредственно через защитные фильтры . Эффективны небольшие кусочки очень темного фильтрующего стекла , например стекла сварщика № 14. телескопа Окуляр может проецировать изображение без фильтрации на белый экран, где его можно рассматривать косвенно и даже отслеживать, чтобы следить за эволюцией солнечных пятен. Специальные водородно-альфа- узкополосные с алюминиевым покрытием фильтры из стекла фильтры и ослабляющие (имеющие вид зеркала из-за чрезвычайно высокой оптической плотности ) на передней части телескопа обеспечивают безопасное наблюдение через окуляр.

Приложение

Благодаря своей корреляции с другими видами солнечной активности , солнечные пятна можно использовать для прогнозирования космической погоды , состояния ионосферы и условий, связанных с распространением коротковолнового радио или спутниковой связью . Высокая активность солнечных пятен отмечается членами радиолюбительского сообщества как предвестник отличных условий распространения в ионосфере, которые значительно увеличивают дальность радиосвязи в КВ- диапазонах. Во время пиков активности солнечных пятен радиосвязь по всему миру может быть достигнута на частотах до 6-метрового диапазона ОВЧ . ^{[ 35 ]}

Солнечная активность (и солнечный цикл) считаются фактором 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 индикаторов палеоклимата показывают, что более низкие температуры в северном полушарии во время Малого ледникового периода начались, когда количество солнечных пятен было еще высоким до начала минимума Маундера, и сохранялись до тех пор, пока минимум Маундера не прекратился. Численное моделирование климата показывает, что вулканическая активность была основной движущей силой Малого ледникового периода . ^{[ 37 ]}

Сами солнечные пятна по величине дефицита лучистой энергии оказывают слабое влияние на солнечный поток. ^{[ 38 ]} Суммарный эффект солнечных пятен и других магнитных процессов в солнечной фотосфере представляет собой увеличение яркости Солнца примерно на 0,1% по сравнению с его яркостью на уровне солнечного минимума. Это разница в общем солнечном излучении на Земле в течение цикла солнечных пятен, близкая к $1.37\ \mathrm {W\cdot m^{-2}}$ . Другие магнитные явления, которые коррелируют с активностью солнечных пятен, включают факелы и хромосферную сеть. ^{[ 39 ]} Комбинация этих магнитных факторов означает, что соотношение количества солнечных пятен с общей солнечной радиацией (TSI) в течение десятилетнего солнечного цикла и их соотношение для вековых временных масштабов не обязательно должно быть одинаковым. Основная проблема с количественной оценкой долгосрочных тенденций TSI заключается в стабильности абсолютных радиометрических измерений, проводимых из космоса, которая улучшилась за последние десятилетия, но остается проблемой. ^{[ 40 ]}^{[ 41 ]} Анализ показывает, что возможно, что TSI на самом деле был выше в минимуме Маундера по сравнению с современными уровнями, но неопределенности высоки, и лучшие оценки находятся в этом диапазоне. $\pm 0.5\ \mathrm {W\cdot m^{-2}}$ с $2\sigma$ диапазон неопределенности $\pm 1\ \mathrm {W\cdot m^{-2}}$ . ^{[ 42 ]}

Солнечные пятна с их интенсивными концентрациями магнитного поля способствуют сложной передаче энергии и импульса в верхнюю часть солнечной атмосферы. Этот перенос происходит посредством множества механизмов, включая генерируемые волны в нижних слоях солнечной атмосферы. ^{[ 43 ]} и события магнитного пересоединения. ^{[ 44 ]}

Звездное пятно

В 1947 году Г. Э. Крон предположил, что звездные пятна являются причиной периодических изменений яркости на красных карликах . ^{[ 6 ]} С середины 1990-х годов наблюдения за звездными пятнами 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 путем анализа изменений расщепления спектральных линий из-за эффекта Зеемана; Допплеровское изображение показало дифференциальное вращение пятен для нескольких звезд и их распределение, отличное от солнечного; Анализ спектральных линий позволил измерить температурный диапазон пятен и поверхности звезды. Например, в 1999 году Штрассмайер сообщил о самом большом из когда-либо наблюдавшихся холодных звездных пятнах, вращающих гигантскую K0 звезду XX Треугольников (HD 12545) с температурой 3500 К (3230 °C) и теплым пятном с температурой 4800 К (4530 °C). . ^{[ 6 ]}^{[ 45 ]}

См. также

Закон Хейла - эмпирический закон ориентации магнитных полей в активных областях Солнца.
Закон Джоя - эмпирический закон распределения солнечных пятен в солнечных активных областях.
Письма о солнечных пятнах
Список солнечных циклов
Распространение радио
Солнечный цикл
Солнечное вращение
Космическая погода
Закон Шперера (предсказывающий)
Звездное пятно
Число Вольфа, число солнечных пятен

Ссылки

^ «Нежный гигантский регион солнечных пятен 2192» .
^ «Солнечные пятна» . НОАА . Проверено 22 февраля 2013 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б «Как магнитные поля связаны с солнечными пятнами?» . НАСА . Проверено 22 февраля 2013 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б "Солнце" . Как все работает. 22 апреля 2009 года . Проверено 22 февраля 2013 г.
^ Моссман, Дж. Э. (1989). "1989QJRAS..30...59M Страница 60" . Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 30 : 59. Бибкод : 1989QJRAS..30...59M . Проверено 27 июня 2021 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Штрасмайер, КГ (10 июня 1999 г.). «Самый маленький телескоп КПНО обнаруживает самые большие звездные пятна (пресс-релиз 990610)» . Венский университет . Архивировано из оригинала 24 июня 2010 года . Проверено 20 февраля 2008 г. звездные пятна изменяются в тех же (коротких) временных масштабах, что и солнечные пятна ... HD 12545 имел теплое пятно (на 350 К выше фотосферной температуры; белая область на изображении)
^ Сюй Чжэнь-Тао (1980). «Гексаграмма «Фэн» в «Книге перемен» как самое раннее письменное упоминание о солнечном пятне». Китайская астрономия . 4 (4): 406. Бибкод : 1980ЧА.....4..406Х . дои : 10.1016/0146-6364(80)90034-1 .
^ «Ранняя астрономия и начало математической науки» . НРИХ (Кембриджский университет) . 2007 . Проверено 14 июля 2010 г.
^ «Наблюдение солнечных пятен» . Курьер ЮНЕСКО . 1988. Архивировано из оригинала 2 июля 2011 года . Проверено 14 июля 2010 г.
^ « Письмо в редакцию: Возобновление наблюдений Теофраста за солнечными пятнами » и см. Фрагмент VI Теофраста, De Signis Tempestatum , 11.4–5.
^ Стивенсон, Франция; Уиллис, DM (1999). «Самый ранний рисунок солнечных пятен» . Астрономия и геофизика . 40 (6): 6,21–6,22. Бибкод : 1999A&G....40f..21S . дои : 10.1093/астрог/40.6.6.21 . ISSN 1366-8781 .
^ Стефан Хьюз, Ловцы света: забытые жизни мужчин и женщин, которые первыми сфотографировали небеса , ArtDeCiel Publishing, 2012, стр. 317
^ Вохмянин М.; ВАрльт, Р.; Золотова Н. (10 марта 2020 г.). «Положения и площади солнечных пятен по наблюдениям Томаса Харриота» . Солнечная физика . 295 (3): 39.1–39.11. Бибкод : 2020SoPh..295...39В . дои : 10.1007/s11207-020-01604-4 . S2CID 216259048 .
^ «Великие моменты в истории физики Солнца 1» . Великие моменты в истории солнечной физики . Архивировано из оригинала 1 марта 2006 года . Проверено 19 марта 2006 г.
^ Вакеро, Дж. М.; Васкес, М (2009). Солнце, записанное в истории: научные данные, извлеченные из исторических документов, том. 361 из серии Библиотека астрофизики и космических наук . Том. 361. Спрингер, Нью-Йорк. дои : 10.1007/978-0-387-92790-9 . ISBN 978-0-387-92789-3 .
^ Карлович, Майкл Дж.; Лопес, Рамон (2002). Штормы от Солнца: новая наука о космической погоде . Джозеф Генри Пресс. стр. 1–382. ISBN 978-0309076425 . Проверено 19 июня 2020 г.
^ Вохмянин М.; Золотова Н. (5 февраля 2018 г.). «Положения и площади солнечных пятен по наблюдениям Галилео Галилея» . Солнечная физика . 293 (2): 31,1–31,21. Бибкод : 2018SoPh..293...31В . дои : 10.1007/s11207-018-1245-1 . S2CID 126329839 .
^ Гершель, Уильям (31 декабря 1801 г.). «XIII. Наблюдения, имеющие целью исследовать природу Солнца, чтобы найти причины или симптомы его переменного излучения света и тепла; с замечаниями по использованию, которое можно извлечь из солнечных наблюдений» . Философские труды Лондонского королевского общества . 91 : 265–318. дои : 10.1098/rstl.1801.0015 . S2CID 122986696 .
^ Сун, В., и Яскелл, Ш., Минимум Маундера и переменная связь между Солнцем и Землей (World Scientific Press: 2003), стр. 87–88.
^ С любовью, Джеффри Дж. (27 августа 2013 г.). «О незначительности корреляции солнечных пятен Гершеля». Письма о геофизических исследованиях . 40 (16): 4171–4176. Бибкод : 2013GeoRL..40.4171L . дои : 10.1002/grl.50846 . S2CID 1654166 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Филип, 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 : А5 arXiv : 1611.04803 . Бибкод : 2016A&A...596A..59F . дои : 10.1051/0004-6361/201629586 . S2CID 119419693 . Получено 5 января.
^ Шлихенмайер, Р.; Резаи, Р.; Белло Гонсалес, Н.; Вальдманн, Т. А. (март 2010 г.). «Образование солнечной полутени» . Астрономия и астрофизика . 512 : Л1. Бибкод : 2010A&A...512L...1S . дои : 10.1051/0004-6361/201014112 .
^ Мэтью, СК; Лагг, А.; Соланки, СК; Колладос, М.; Борреро, Дж. М.; Бердюгина С.; Крупп, Н.; Воч, Дж.; Фрутигер, К. (ноябрь 2003 г.). «Трехмерная структура регулярного солнечного пятна по инверсии ИК-профилей Стокса» . Астрономия и астрофизика . 410 (2): 695–710. Бибкод : 2003A&A...410..695M . дои : 10.1051/0004-6361:20031282 .
^ «Солнечные пятна» . НАСА. 1 апреля 1998 года. Архивировано из оригинала 3 апреля 2013 года . Проверено 22 февраля 2013 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б Соланки, Сами К. (1 апреля 2003 г.). «Солнечные пятна: обзор». Обзор астрономии и астрофизики . 11 (2–3): 153–286. Бибкод : 2003A&ARv..11..153S . дои : 10.1007/s00159-003-0018-4 . S2CID 120721248 .
^ Соботка, Михал; Васкес, Мануэль; Бонет, Хосе Антонио; Хансльмайер, Арнольд; Хирцбергер, Иоганн (20 января 1999 г.). «Временная эволюция тонких структур внутри и вокруг солнечных пор» (PDF) . Астрофизический журнал . 511 (1): 436–450. Бибкод : 1999ApJ...511..436S . дои : 10.1086/306671 . S2CID 121691780 . Проверено 5 января 2022 г.
^ Пресс-релиз НАСА (6 ноября 2001 г.). «SOHO показывает, как солнечные пятна захватывают Солнце» . Космический полет сейчас . Архивировано из оригинала 17 января 2015 года . Проверено 9 марта 2013 г.
^ Триббл, А. (2003). Космическая среда, последствия для проектирования космических аппаратов . Издательство Принстонского университета. стр. 15–18.
^ Хейл, GE (1908). «О вероятном существовании магнитного поля в солнечных пятнах» . Астрофизический журнал . 28 : 315. Бибкод : 1908ApJ....28..315H . дои : 10.1086/141602 .
^ «Графика индекса солнечных пятен» . Центр анализа данных о солнечном влиянии . Проверено 27 сентября 2007 г.
^ Соланки СК; Усоскин ИГ; Кромер Б; Шюсслер М; и др. (октябрь 2004 г.). «Необычная активность Солнца в последние десятилетия по сравнению с предыдущими 11 000 лет» . Природа . 431 (7012): 1084–1087. Бибкод : 2004Natur.431.1084S . дои : 10.1038/nature02995 . ПМИД 15510145 . S2CID 4373732 .
^ «Солнечное воздействие на климат» . Изменение климата 2001: Рабочая группа I: Научная основа . Архивировано из оригинала 15 марта 2005 года . Проверено 10 марта 2005 г.
^ Уарт, Спенсер (2006). Уэрт, Спенсер (ред.). «Открытие глобального потепления – меняющееся солнце, меняющийся климат?» . Американский институт физики . Архивировано из оригинала 17 июня 2006 года . Проверено 14 апреля 2007 г.
^ Ле Муэль, Жан-Луи; Шнирман Михаил Георгиевич; Блантер, Елена М. (1 декабря 2007 г.). «27-дневный сигнал в ряду чисел солнечных пятен и солнечном динамо» . Солнечная физика . 246 (2): 295–307. Бибкод : 2007SoPh..246..295L . дои : 10.1007/s11207-007-9065-8 . ISSN 1573-093X .
^ Стью Тернер. «Солнечные пятна и распространение» . Школа радиолюбителя.com. Архивировано из оригинала 26 июня 2017 года . Проверено 5 января 2020 г.
^ Эдди Дж. А. (июнь 1976 г.). «Минимум Маундера». Наука . 192 (4245): 1189–1202. Бибкод : 1976Sci...192.1189E . дои : 10.1126/science.192.4245.1189 . ПМИД 17771739 . S2CID 33896851 . Копия в формате PDF. Архивировано 16 февраля 2010 г. в Wayback Machine.
^ Оуэнс, MJ; и др. (октябрь 2017 г.). «Минимум Маундера и малый ледниковый период: обновленная информация на основе недавних реконструкций и моделирования климата» . J. Космическая погода и космический климат . 7 : А25. arXiv : 1708.04904 . дои : 10.1051/swsc/2017019 . ISSN 2115-7251 . S2CID 37433045 .
^ Хадсон Х (2008). «Солнечная активность» . Схоларпедия . 3 (3): 3967. Бибкод : 2008SchpJ...3.3967H . doi : 10.4249/scholarpedia.3967 .
^ Уилсон, Р.К.; Гулкис, С.; Янссен, М.; Хадсон, HS; Чепмен, Джорджия (1981). «Наблюдения за изменчивостью солнечного излучения». Наука . 211 (4483): 700–702. Бибкод : 1981Sci...211..700W . дои : 10.1126/science.211.4483.700 . ПМИД 17776650 .
^ Копп, Г. (апрель 2014 г.). «Оценка рекордов солнечной радиации для изучения климата» . J. Космическая погода и космический климат . 4 : А14. Бибкод : 2014JSWSC...4A..14K . дои : 10.1051/swsc/2014012 .
^ Копп, Г. (июль 2016 г.). «Магниты и временные рамки изменчивости общего солнечного излучения». J. Космическая погода и космический климат . 6 : А30. arXiv : 1606.05258 . Бибкод : 2016JSWSC...6A..30K . дои : 10.1051/swsc/2016025 . S2CID 55902879 .
^ Локвуд, М.; Болл, В. (май 2020 г.). «Ограничение долгосрочных изменений излучения спокойного Солнца и их вклада в общее солнечное излучение и солнечное радиационное воздействие на климат» . Труды Королевского общества А. 476 (2238): 20200077. Бибкод : 2020RSPSA.47600077L . дои : 10.1098/rspa.2020.0077 . ISSN 1364-5021 . ПМЦ 7428030 . ПМИД 32831591 .
^ Джесс, Д.Б., Джафарзаде, С., Киз, П.Х., Стангалини, М., Верт, Г., Грант, SDT (19 января 2023 г.). «Волны в нижних слоях солнечной атмосферы: рассвет солнечных телескопов следующего поколения» . Живые обзоры по солнечной физике . 20 (1). Спрингер Природа. arXiv : 2212.09788 . Бибкод : 2023LRSP...20....1J . дои : 10.1007/s41116-022-00035-6 .
^ Шибата К., Магара Т. (15 декабря 2011 г.). «Солнечные вспышки: магнитогидродинамические процессы» . Живые обзоры по солнечной физике . 8 (1). Springer International Publishing: 6. Бибкод : 2011LRSP....8....6S . дои : 10.12942/lrsp-2011-6 . hdl : 2433/153022 .
^ «Производные изображения, показывающие вращение холодных и теплых звездных пятен» . Институт астрофизики Лейбница. Архивировано из оригинала 29 мая 2010 года . Проверено 14 января 2013 г.

Дальнейшее чтение

Карл Лютцельшваб, K9LA (октябрь 2016 г.). «Новые номера солнечных пятен». КСТ . 100 (10): 38–41. ISSN 0033-4812 . {{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )

Внешние ссылки

База данных солнечных пятен, основанная на наземных (GPR/DPD) и спутниковых (SOHO/SDO) наблюдениях с 1872 года по настоящее время с новейшими данными. ( )
Веб-сайт Solar Cycle 24 и VHF Aurora (www.solarcycle24.com)
Всемирный центр данных Бельгии по индексу солнечных пятен. Архивировано 3 августа 2017 г. на Wayback Machine.
Изображение солнечных пятен с высоким разрешением
Изображения солнечных пятен в высоком разрешении Впечатляющая коллекция изображений солнечных пятен
Прогресс солнечного цикла NOAA : текущий солнечный цикл.
- Текущие условия: Космическая погода
Лаборатория солнечной и астрофизики Lockheed Martin
Сайт Sun|trek Образовательный ресурс для учителей и учащихся о Солнце и его влиянии на Землю.
Инструменты для отображения текущего номера солнечных пятен в браузере
- Propfire – отображает текущий номер солнечного пятна в строке состояния браузера.
- Панель инструментов HamLinks – отображает солнечный поток, данные индекса A и индекса K на панели инструментов.
Самый резкий вид Солнца
Ежедневное обновление солнечных пятен и изображение Солнца (www.spaceweather.com)
Анимированное объяснение солнечных пятен в фотосфере. Архивировано 16 ноября 2015 года в Wayback Machine (Университет Южного Уэльса).

Данные о солнечных пятнах

«Реконструкция количества солнечных пятен за 11 000 лет» . Главный каталог глобальных изменений . Архивировано из оригинала 2 ноября 2015 года . Проверено 11 марта 2005 г.
- «Необычная активность Солнца в последние десятилетия по сравнению с предыдущими 11 000 лет» . МЦД по палеоклиматологии . Проверено 11 марта 2005 г.
«Количество солнечных пятен от древних времен до наших дней от NOAA/NGDC» . Главный каталог глобальных изменений . Архивировано из оригинала 14 сентября 2015 года . Проверено 11 марта 2005 г.
- «Числа солнечных пятен» . Службы солнечных данных NOAA NGDC . Проверено 21 июня 2010 г. ^{[ постоянная мертвая ссылка ]}
  - Международное число солнечных пятен – максимальное и минимальное количество солнечных пятен: 1610 по настоящее время; годовые цифры: 1700 – настоящее время; ежемесячные номера 1749 – настоящее время; дневные значения с 1818 г. по настоящее время; и количество солнечных пятен по северному и южному полушарию. Также включен прогноз солнечных пятен Макниша-Линкольна.
  - Номера солнечных пятен в Америке с 1945 г. по настоящее время.
  - Данные о древних солнечных пятнах с 165 г. до н.э. по 1684 г. н.э.
  - Групповые числа солнечных пятен (переоценка Дуга Хойта) 1610–1995 гг.
Уилсон, Роберт М. (апрель 2014 г.). Сравнение изменений числа солнечных пятен, числа групп солнечных пятен и площади солнечных пятен, 1875–2013 гг . Хантсвилл, Алабама: Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, Центр космических полетов Маршалла . Проверено 13 марта 2015 г.

[1] «Нежный гигантский регион солнечных пятен 2192» .

[2] «Солнечные пятна» . НОАА . Проверено 22 февраля 2013 г.

[nascom-3] Перейти обратно: ^а ^б «Как магнитные поля связаны с солнечными пятнами?» . НАСА . Проверено 22 февраля 2013 г.

[howstuffworks-4] Перейти обратно: ^а ^б "Солнце" . Как все работает. 22 апреля 2009 года . Проверено 22 февраля 2013 г.

[5] Моссман, Дж. Э. (1989). "1989QJRAS..30...59M Страница 60" . Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 30 : 59. Бибкод : 1989QJRAS..30...59M . Проверено 27 июня 2021 г.

[strassmeier-6] Перейти обратно: ^а ^б ^с Штрасмайер, КГ (10 июня 1999 г.). «Самый маленький телескоп КПНО обнаруживает самые большие звездные пятна (пресс-релиз 990610)» . Венский университет . Архивировано из оригинала 24 июня 2010 года . Проверено 20 февраля 2008 г. звездные пятна изменяются в тех же (коротких) временных масштабах, что и солнечные пятна ... HD 12545 имел теплое пятно (на 350 К выше фотосферной температуры; белая область на изображении)

[Xu-7] Сюй Чжэнь-Тао (1980). «Гексаграмма «Фэн» в «Книге перемен» как самое раннее письменное упоминание о солнечном пятне». Китайская астрономия . 4 (4): 406. Бибкод : 1980ЧА.....4..406Х . дои : 10.1016/0146-6364(80)90034-1 .

[8] «Ранняя астрономия и начало математической науки» . НРИХ (Кембриджский университет) . 2007 . Проверено 14 июля 2010 г.

[9] «Наблюдение солнечных пятен» . Курьер ЮНЕСКО . 1988. Архивировано из оригинала 2 июля 2011 года . Проверено 14 июля 2010 г.

[10] « Письмо в редакцию: Возобновление наблюдений Теофраста за солнечными пятнами » и см. Фрагмент VI Теофраста, De Signis Tempestatum , 11.4–5.

[StephensonWillis1999-11] Стивенсон, Франция; Уиллис, DM (1999). «Самый ранний рисунок солнечных пятен» . Астрономия и геофизика . 40 (6): 6,21–6,22. Бибкод : 1999A&G....40f..21S . дои : 10.1093/астрог/40.6.6.21 . ISSN 1366-8781 .

[12] Стефан Хьюз, Ловцы света: забытые жизни мужчин и женщин, которые первыми сфотографировали небеса , ArtDeCiel Publishing, 2012, стр. 317

[13] Вохмянин М.; ВАрльт, Р.; Золотова Н. (10 марта 2020 г.). «Положения и площади солнечных пятен по наблюдениям Томаса Харриота» . Солнечная физика . 295 (3): 39.1–39.11. Бибкод : 2020SoPh..295...39В . дои : 10.1007/s11207-020-01604-4 . S2CID 216259048 .

[solargreat-14] «Великие моменты в истории физики Солнца 1» . Великие моменты в истории солнечной физики . Архивировано из оригинала 1 марта 2006 года . Проверено 19 марта 2006 г.

[15] Вакеро, Дж. М.; Васкес, М (2009). Солнце, записанное в истории: научные данные, извлеченные из исторических документов, том. 361 из серии Библиотека астрофизики и космических наук . Том. 361. Спрингер, Нью-Йорк. дои : 10.1007/978-0-387-92790-9 . ISBN 978-0-387-92789-3 .

[16] Карлович, Майкл Дж.; Лопес, Рамон (2002). Штормы от Солнца: новая наука о космической погоде . Джозеф Генри Пресс. стр. 1–382. ISBN 978-0309076425 . Проверено 19 июня 2020 г.

[17] Вохмянин М.; Золотова Н. (5 февраля 2018 г.). «Положения и площади солнечных пятен по наблюдениям Галилео Галилея» . Солнечная физика . 293 (2): 31,1–31,21. Бибкод : 2018SoPh..293...31В . дои : 10.1007/s11207-018-1245-1 . S2CID 126329839 .

[18] Гершель, Уильям (31 декабря 1801 г.). «XIII. Наблюдения, имеющие целью исследовать природу Солнца, чтобы найти причины или симптомы его переменного излучения света и тепла; с замечаниями по использованию, которое можно извлечь из солнечных наблюдений» . Философские труды Лондонского королевского общества . 91 : 265–318. дои : 10.1098/rstl.1801.0015 . S2CID 122986696 .

[19] Сун, В., и Яскелл, Ш., Минимум Маундера и переменная связь между Солнцем и Землей (World Scientific Press: 2003), стр. 87–88.

[20] С любовью, Джеффри Дж. (27 августа 2013 г.). «О незначительности корреляции солнечных пятен Гершеля». Письма о геофизических исследованиях . 40 (16): 4171–4176. Бибкод : 2013GeoRL..40.4171L . дои : 10.1002/grl.50846 . S2CID 1654166 .

[felipe16-21] Перейти обратно: ^а ^б Филип, 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 : А5 arXiv : 1611.04803 . Бибкод : 2016A&A...596A..59F . дои : 10.1051/0004-6361/201629586 . S2CID 119419693 . Получено 5 января.

[schlichenmaier10-22] Шлихенмайер, Р.; Резаи, Р.; Белло Гонсалес, Н.; Вальдманн, Т. А. (март 2010 г.). «Образование солнечной полутени» . Астрономия и астрофизика . 512 : Л1. Бибкод : 2010A&A...512L...1S . дои : 10.1051/0004-6361/201014112 .

[23] Мэтью, СК; Лагг, А.; Соланки, СК; Колладос, М.; Борреро, Дж. М.; Бердюгина С.; Крупп, Н.; Воч, Дж.; Фрутигер, К. (ноябрь 2003 г.). «Трехмерная структура регулярного солнечного пятна по инверсии ИК-профилей Стокса» . Астрономия и астрофизика . 410 (2): 695–710. Бибкод : 2003A&A...410..695M . дои : 10.1051/0004-6361:20031282 .

[24] «Солнечные пятна» . НАСА. 1 апреля 1998 года. Архивировано из оригинала 3 апреля 2013 года . Проверено 22 февраля 2013 г.

[solanki03-25] Перейти обратно: ^а ^б Соланки, Сами К. (1 апреля 2003 г.). «Солнечные пятна: обзор». Обзор астрономии и астрофизики . 11 (2–3): 153–286. Бибкод : 2003A&ARv..11..153S . дои : 10.1007/s00159-003-0018-4 . S2CID 120721248 .

[26] Соботка, Михал; Васкес, Мануэль; Бонет, Хосе Антонио; Хансльмайер, Арнольд; Хирцбергер, Иоганн (20 января 1999 г.). «Временная эволюция тонких структур внутри и вокруг солнечных пор» (PDF) . Астрофизический журнал . 511 (1): 436–450. Бибкод : 1999ApJ...511..436S . дои : 10.1086/306671 . S2CID 121691780 . Проверено 5 января 2022 г.

[27] Пресс-релиз НАСА (6 ноября 2001 г.). «SOHO показывает, как солнечные пятна захватывают Солнце» . Космический полет сейчас . Архивировано из оригинала 17 января 2015 года . Проверено 9 марта 2013 г.

[testtest1-28] Триббл, А. (2003). Космическая среда, последствия для проектирования космических аппаратов . Издательство Принстонского университета. стр. 15–18.

[doi10.1086/141602-29] Хейл, GE (1908). «О вероятном существовании магнитного поля в солнечных пятнах» . Астрофизический журнал . 28 : 315. Бибкод : 1908ApJ....28..315H . дои : 10.1086/141602 .

[30] «Графика индекса солнечных пятен» . Центр анализа данных о солнечном влиянии . Проверено 27 сентября 2007 г.

[pmid15510145-31] Соланки СК; Усоскин ИГ; Кромер Б; Шюсслер М; и др. (октябрь 2004 г.). «Необычная активность Солнца в последние десятилетия по сравнению с предыдущими 11 000 лет» . Природа . 431 (7012): 1084–1087. Бибкод : 2004Natur.431.1084S . дои : 10.1038/nature02995 . ПМИД 15510145 . S2CID 4373732 .

[IPCCtarWG1244-32] «Солнечное воздействие на климат» . Изменение климата 2001: Рабочая группа I: Научная основа . Архивировано из оригинала 15 марта 2005 года . Проверено 10 марта 2005 г.

[AIPsolar-33] Уарт, Спенсер (2006). Уэрт, Спенсер (ред.). «Открытие глобального потепления – меняющееся солнце, меняющийся климат?» . Американский институт физики . Архивировано из оригинала 17 июня 2006 года . Проверено 14 апреля 2007 г.

[34] Ле Муэль, Жан-Луи; Шнирман Михаил Георгиевич; Блантер, Елена М. (1 декабря 2007 г.). «27-дневный сигнал в ряду чисел солнечных пятен и солнечном динамо» . Солнечная физика . 246 (2): 295–307. Бибкод : 2007SoPh..246..295L . дои : 10.1007/s11207-007-9065-8 . ISSN 1573-093X .

[35] Стью Тернер. «Солнечные пятна и распространение» . Школа радиолюбителя.com. Архивировано из оригинала 26 июня 2017 года . Проверено 5 января 2020 г.

[MM_PAPER-36] Эдди Дж. А. (июнь 1976 г.). «Минимум Маундера». Наука . 192 (4245): 1189–1202. Бибкод : 1976Sci...192.1189E . дои : 10.1126/science.192.4245.1189 . ПМИД 17771739 . S2CID 33896851 . Копия в формате PDF. Архивировано 16 февраля 2010 г. в Wayback Machine.

[37] Оуэнс, MJ; и др. (октябрь 2017 г.). «Минимум Маундера и малый ледниковый период: обновленная информация на основе недавних реконструкций и моделирования климата» . J. Космическая погода и космический климат . 7 : А25. arXiv : 1708.04904 . дои : 10.1051/swsc/2017019 . ISSN 2115-7251 . S2CID 37433045 .

[38] Хадсон Х (2008). «Солнечная активность» . Схоларпедия . 3 (3): 3967. Бибкод : 2008SchpJ...3.3967H . doi : 10.4249/scholarpedia.3967 .

[39] Уилсон, Р.К.; Гулкис, С.; Янссен, М.; Хадсон, HS; Чепмен, Джорджия (1981). «Наблюдения за изменчивостью солнечного излучения». Наука . 211 (4483): 700–702. Бибкод : 1981Sci...211..700W . дои : 10.1126/science.211.4483.700 . ПМИД 17776650 .

[40] Копп, Г. (апрель 2014 г.). «Оценка рекордов солнечной радиации для изучения климата» . J. Космическая погода и космический климат . 4 : А14. Бибкод : 2014JSWSC...4A..14K . дои : 10.1051/swsc/2014012 .

[41] Копп, Г. (июль 2016 г.). «Магниты и временные рамки изменчивости общего солнечного излучения». J. Космическая погода и космический климат . 6 : А30. arXiv : 1606.05258 . Бибкод : 2016JSWSC...6A..30K . дои : 10.1051/swsc/2016025 . S2CID 55902879 .

[42] Локвуд, М.; Болл, В. (май 2020 г.). «Ограничение долгосрочных изменений излучения спокойного Солнца и их вклада в общее солнечное излучение и солнечное радиационное воздействие на климат» . Труды Королевского общества А. 476 (2238): 20200077. Бибкод : 2020RSPSA.47600077L . дои : 10.1098/rspa.2020.0077 . ISSN 1364-5021 . ПМЦ 7428030 . ПМИД 32831591 .

[43] Джесс, Д.Б., Джафарзаде, С., Киз, П.Х., Стангалини, М., Верт, Г., Грант, SDT (19 января 2023 г.). «Волны в нижних слоях солнечной атмосферы: рассвет солнечных телескопов следующего поколения» . Живые обзоры по солнечной физике . 20 (1). Спрингер Природа. arXiv : 2212.09788 . Бибкод : 2023LRSP...20....1J . дои : 10.1007/s41116-022-00035-6 .

[44] Шибата К., Магара Т. (15 декабря 2011 г.). «Солнечные вспышки: магнитогидродинамические процессы» . Живые обзоры по солнечной физике . 8 (1). Springer International Publishing: 6. Бибкод : 2011LRSP....8....6S . дои : 10.12942/lrsp-2011-6 . hdl : 2433/153022 .

[45] «Производные изображения, показывающие вращение холодных и теплых звездных пятен» . Институт астрофизики Лейбница. Архивировано из оригинала 29 мая 2010 года . Проверено 14 января 2013 г.

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]