✖


Jump to content

Солнечные явления

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

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

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

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

Солнце

[ редактировать ]
Основная статья: Солнце
в искусственных цветах, Изображение Солнца показывающее его турбулентную поверхность. (кредит: НАСА – SDO )

Солнце — звезда, расположенная в центре Солнечной системы . Оно имеет почти идеально сферическую форму и состоит из горячей плазмы и магнитных полей . [3] [4] Его диаметр составляет около 1 392 684 километров (865 374 миль), [5] примерно в 109 раз больше массы Земли , а ее масса (1,989 × 10 30 килограммов, что примерно в 330 000 раз больше, чем у Земли) составляет около 99,86% общей массы Солнечной системы. [6] С химической точки зрения около трёх четвертей массы Солнца состоит из водорода , а остальная часть — в основном из гелия . Остальные 1,69% (что в 5600 раз превышает массу Земли) состоят из более тяжелых элементов, включая кислород , углерод , неон и железо . [7]

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

Солнце является звездой главной последовательности G-типа (G2V) по спектральному классу и неофициально обозначается как желтый карлик , поскольку его видимое излучение наиболее интенсивно в желто-зеленой части спектра . На самом деле он белый, но с поверхности Земли кажется желтым из-за атмосферного рассеяния синего света. [9] В метке спектрального класса G2 указывает температуру его поверхности , примерно 5770 К [3] (UAI примет в 2014 году 5772 К ), а V указывает на то, что Солнце, как и большинство звезд, является звездой главной последовательности и, таким образом, порождает его энергия за счет синтеза водорода в гелий. В своем ядре Солнце каждую секунду сжигает около 620 миллионов тонн водорода. [10] [11]

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

Солнечный цикл

[ редактировать ]
Основная статья: Солнечный цикл
Прогноз цикла солнечных пятен

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

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

Типы

[ редактировать ]
Часть серии статей о
Гелиофизика
Гелиосферный токовый слой
Гелиосферный токовый слой
Основы
Межпланетная среда
Магнитосферика
Солнечные явления

Корональные выбросы массы

[ редактировать ]
Основная статья: Корональный выброс массы
Видео серии корональных выбросов массы в августе 2010 г.

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

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

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

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

Вспышки

[ редактировать ]
Основная статья: Солнечная вспышка

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

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

  • Солнечная вспышка
  • 31 августа 2012 года в 16:36 по восточному времени в космос вырвался длинный выступ/нить солнечного материала, который висел в атмосфере Солнца, короне.
    31 августа 2012 года в 16:36 по восточному времени в космос вырвался длинный выступ/нить солнечного материала, который висел в атмосфере Солнца, короне.
  • Схема структуры магнитного поля солнечной вспышки и ее происхождения, предположительно возникшего в результате деформации такой магнитной структуры, связывающей недра Солнца с солнечной атмосферой вверх через корону.
    Схема структуры магнитного поля солнечной вспышки и ее происхождения, предположительно возникшего в результате деформации такой магнитной структуры, связывающей внутреннюю часть Солнца с солнечной атмосферой вверх через корону .
  • Полное 2D-изображение, полученное в режиме СТЕРЕО (высокое разрешение).
    Полное 2D-изображение, полученное в режиме СТЕРЕО (высокое разрешение).

Солнечные протонные события

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

Выдающиеся места

[ редактировать ]
Основная статья: Солнечное выдающееся положение
Видеоклип извержения солнечного протуберанца, CME.

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

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

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

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

Солнечные пятна

[ редактировать ]
Основная статья: Солнечные пятна

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

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

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

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

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

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

  • Закон Шперера отметил, что в начале 11-летнего цикла солнечных пятен пятна появляются сначала в более высоких широтах, а затем во все более низких широтах.
    Закон Шперера отметил, что в начале 11-летнего цикла солнечных пятен пятна появляются сначала в более высоких широтах, а затем во все более низких широтах.
  • В сообщении Daily Mail солнечное пятно 1302 охарактеризовано как «гигант», вызывающее огромные солнечные вспышки.
    В сообщении Daily Mail солнечное пятно 1302 охарактеризовано как «гигант», вызывающее огромные солнечные вспышки.
  • Деталь поверхности Солнца, аналоговая фотография с 4-дюймовым рефрактором, фильтром из желтого стекла и фольгированным фильтром ND 4, Обсерватория Гросхадерн, Мюнхен.
    Деталь поверхности Солнца, аналоговая фотография с 4-дюймовым рефрактором, фильтром из желтого стекла и фольгированным фильтром ND 4, Обсерватория Гросхадерн , Мюнхен.
  • Детальный вид солнечного пятна, 13 декабря 2006 г.
    Детальный вид солнечного пятна, 13 декабря 2006 г.

Ветер

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

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

Солнечный ветер делится на медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 километров в секунду (250 миль/с), температуру 2 × 10 5 K и состав, близкий к короне. Быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км/с, температуру 8 × 10 5 K и почти соответствует фотосфере. [33] [34] Медленный солнечный ветер в два раза плотнее и более изменчив по интенсивности, чем быстрый солнечный ветер. Медленный ветер имеет более сложную структуру, с турбулентными областями и крупномасштабной организацией. [35] [36]

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

Эффекты

[ редактировать ]

Космическая погода

[ редактировать ]
Основная статья: Космическая погода
Пример космической погоды: Aurora australis в Земли , атмосфере наблюдаемая космическим кораблем Discovery , май 1991 г.

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

Солнечные бури

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Список солнечных бурь.

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

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

Аврора

[ редактировать ]
Основная статья: Аврора (феномен)

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

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

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

Геомагнитная буря

[ редактировать ]
Основная статья: Геомагнитная буря

Земли, Геомагнитная буря — это временное возмущение магнитосферы вызванное ударной волной солнечного ветра и/или облаком магнитного поля, которое взаимодействует с магнитным полем Земли . Увеличение давления солнечного ветра сжимает магнитосферу, и магнитное поле солнечного ветра взаимодействует с магнитным полем Земли, передавая повышенную энергию в магнитосферу. Оба взаимодействия увеличивают движение плазмы через магнитосферу (движимое увеличением электрических полей) и увеличивают электрический ток в магнитосфере и ионосфере. [44]

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

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

Внезапное ионосферное возмущение

[ редактировать ]
Основная статья: Внезапное ионосферное возмущение

Внезапное ионосферное возмущение (SID) — это аномально высокая плотность ионизации/плазмы в D-области ионосферы, вызванная солнечной вспышкой. SID приводит к внезапному увеличению поглощения радиоволн, которое наиболее сильно проявляется в верхнем диапазоне средних частот (СЧ) и нижнем диапазоне высоких частот (ВЧ), и в результате часто прерывает работу телекоммуникационных систем или создает помехи. [48]

Геомагнитно-индуцированные токи

[ редактировать ]
Основная статья: Геомагнитно-индуцированные токи

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

Углерод-14

[ редактировать ]
Запись солнечных пятен (синяя) с 14 С (перевернутый).

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

Атмосферный 14 Концентрация углерода ниже во время максимума солнечной активности и выше во время минимума солнечной активности. Измерив захваченное 14 C в древесине и подсчет годичных колец можно измерить и датировать производство радиоуглерода по отношению к свежей древесине. Реконструкция последних 10 000 лет показывает, что 14 Производство углерода было намного выше в середине голоцена 7000 лет назад и снизилось до 1000 лет назад. Помимо изменений солнечной активности, на долгосрочные тенденции производства углерода-14 влияют изменения геомагнитного поля Земли и изменения в круговороте углерода в биосфере (особенно те, которые связаны с изменениями в площади растительности между ледниковыми периодами ). . [ нужна ссылка ]

Климат

[ редактировать ]
Основная статья: Солнечная активность и климат

Хотя солнечная активность была основным фактором изменения климата на протяжении геологического времени, ее роль в потеплении, начавшемся в двадцатом веке, по-видимому, не была значительной. [50]

История наблюдений

[ редактировать ]
Основная статья: Солнечные наблюдения

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

Иллюстрация солнечных пятен, нарисованная немецким ученым-иезуитом 17 века Афанасием Кирхером.

Вскоре после изобретения телескопов, в начале 1600-х годов, астрономы начали наблюдать Солнце. Томас Харриот был первым, кто наблюдал солнечные пятна в 1610 году. Наблюдатели подтвердили менее частые солнечные пятна и полярные сияния во время минимума Маундера. [51]

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

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

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

В 1907–08 годах Джордж Эллери Хейл открыл магнитный цикл Солнца и магнитную природу солнечных пятен. Позже Хейл и его коллеги вывели законы полярности Хейла, описывающие его магнитное поле. [52]

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

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

  • Петли, излучающие рентгеновские лучи ( например , Yohkoh )
  • Корона и солнечный ветер ( например , SoHO )
  • Изменение солнечной яркости в зависимости от уровня активности и проверка этого эффекта на других звездах солнечного типа ( например , ACRIM )
  • Интенсивное фибрилловое состояние магнитных полей на видимой поверхности звезды типа Солнца ( например , по Хиноде )
  • Наличие магнитных полей 0,5×10 5 до 1×10 5 гаусса в основании проводящей зоны, предположительно в некоторой форме фибрилл, что следует из динамики восходящих пучков азимутального потока.
  • Низкоуровневая эмиссия электронных нейтрино из ядра Солнца. [54]

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

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ Все цифры в этой статье указаны в кратком масштабе. Один миллиард — это 10 9 , или 1 000 000 000.
  2. ^ Сообщества гидротермальных жерл живут так глубоко под водой, что у них нет доступа к солнечному свету. Вместо этого бактерии используют соединения серы в качестве источника энергии посредством хемосинтеза .
  3. ^ Это основано на гипотезе о том, что средний человеческий глаз может иметь разрешение 3,3 × 10. −4 радиан или 70 угловых секунд с максимальным расширением зрачка на 1,5 миллиметра (0,059 дюйма) при относительно ярком свете. [32]

Ссылки

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

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Solar_phenomena&oldid=1228685469"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: b6c2288198497cc16344da4bd18bab70__1718198040
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/b6/70/b6c2288198497cc16344da4bd18bab70.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Solar phenomena - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)