Корисник:ПАндоноски

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
400 годшишна историја на сончевите дамки, вклучувајќи го и Маундеровиот минимум.
„Моменталното предвидување за 24 сончев циклус, го дава порамнетиот максимален број на сончеви дамки (69), при крајот на летото 2013 година. Порамнетиот број на сончевите дамки во август 2013 година изнесувал 68,9, што всушност ќе биде и годишниот максимум. Порамнетиот број на сончевите дамки повторно се зголемува и го достигнува својот втор максимум (66,9 во февруари 2012). Многу од циклусите имаат два максимуми но ова е првпат да има двоен максимум во кој вториот максимум е поголем од првиот максимум. Во моментот сме веќе 5 години во 24 циклус. Моментално предвидените и набљудуваните вредности на сончеви дамки, го образуваат најслабиот циклус од 14 циклусд кој имал максимум од 64,2 во февруари 1906 година.“[1] Месечниот број на сончевите дамки сеште бил во раст во март 2014 година.[2]

Сончев циклус или сончев магнетен циклус — 11 годишна промена во активноста на Сонцето (вклучувајќи ги промените во нивоата на сончевото зрачење и исфрлањето на сончевата материја) и за него поврзаните појави ( промена на бројот на сончеви дамки и другите појави). Тие се набљудувани ( преку промената на изгледот на површината на Сонцето и преку промените кои можат да се забележат од Земјата, како поларни светлини) со векови. Промените на Сонцето предизвикуваат ефекти во просторот, атмосферата и површината на Земјата.

Развој на магнетизмот на површината на Сонцето.

Дефиниција[уреди | уреди извор]

Сончевите циклуси имаат просечно времетраење од 11 години. Сончевиот максимум и сончевиот минимум се всушност периоди на максимумалниот и минимумалниот број на сончеви дамки. Времетраењето на циклусите е од еден минимум до друг.

Историја[уреди | уреди извор]

Самуел Хајнрих Швабе (1789–1875). Германски астроном, го открил сончевиот циклус преку долготрајни набљудување на сончевите дамки
Рудолф Волф (1816–1893), Швајцарски астроном, ја извел исориската реконструкција на сончевата активност наназад се до XVII век.

Сончевиот циклус е откриен во 1843 од страна на Самуел Хенрих Шваб, кој после 17 години од наблјудуванје забележал периодични вариации од просечниот број на сончеви точки. Рудолф Волф ги составил и проучил овие и други наблјудувања, реконструирајки циклус од 1745, на самиот крај вракајќи се на раните наблјудувања на сончеви точки од страна на Галилео.

Следејки ја Волфовата бројна шема , циклусот од 1755-1766 е наречен број 1. Волф креирал стандард броен идекс на сончеви точки, Волфов индекс, кој се користи и ден денес.

Периодот помегју 1645- 1715, време на неколку сончеви точки, е познат како Маудеров минимум, во чест на Едвард Волтер Маундер, кој екстензивно ја проучувал оваа појава

Во средината на 19 век Ричард Карингтон независно изјавил дека феноменот на сончеви точки се се појавуваат на различни ширини во различни делови на циклусот.

Физичката база на циклусот беше разјаснета од Хал и неговите соработници, кои во 1908 покажаа дека сончевите точки се силно магнетизирани (рвотот откривањје на магнетни полиња подалеку од земјата). Во 1919 тие покажале дека магнетната поларност на парови на сончеви точки:

-е константна низ целиот циклус -е е спротивна на екваторот низ целиот циклус -Се резњервира од еден до друг циклус

Обзервациите на Хал покажале дека комплетниот магнетен циклус трае колку две соларни циклуси,или 22 години, пред да се врати во оригиналната состојба. Меѓутоа, бидејќи сокро сите манифестации се стремат кон поларност, 11 месечниот циклус останува во фокус.

Во 1961 од тим од татко и син Харолд и Хорас Бабкок воспоставиле дека соларниот циклус е спатиотемпорален магнетен процес кој се одвива преку Сонцето како целина. Тие наблјудувале дека соларната површина е магнетизирана надвор од сончевите дамки; Дека ова магнетно поле е прво што прима дипол; овој дипол подоцна поминува низ полрани пресврти со истиот период на циклусот на сончевата дамка. Нивниот модел го опишува сончевото осцилаторно магнетно поле, со периодичност од 22 години. Тоа ја покрива осцилаторната размена на енергија помегју полодијалени и тородијалени состојки на соларното магнетно поле. Две половина од 22 годипшниот циклус не се индентични,бидејки наизменичните циклуси покажуваат помал број на сончеви дамки.

Историја на циклусите[уреди | уреди извор]

Бројот на сончевите дамки е преку 11400 години и е рекнструиран со Јаглерод-14 дендроклиматологија. Нивото на соларна активност почнуваки од 1940 е исклучителна Последниот период е сличен на големината која се појавила пред 9000 години. Сонцето има високо ниво на на магнетна активност ~10% во последните 11,400.

Листа на историски Гранд минимуми на соларна активност дојдоа околу 690 н.е., 360 п.н.е., 770 п.н.е., 1390 п.н.е., 2860 п.н.е. , 3340 п.н.е., 3500 п.н.е., 3630 п.н.е., 3940 п.н.е., 4230 п.н.е., 4330 п.н.е., 5260 п.н.е., 5460 п.н.е., 5620 п.н.е., 5710 п.н.е., 5990 п.н.е., 6220 п.н.е., 6400 п.н.е., 7040 п.н.е., 7310 п.н.е., 7520 п.н.е., 8220 п.н.е. и 9170 п.н.е.

Сончевата активност забележана со помош на датирање со радиоактивен јаглерод. Денешниот период е десно. Вредностите од 1900 година не се прикажани.
Големи настани и приближни датуми
Настан Почеток Крај
Химерички минимум[3] 950 п.н.е. 800 п.н.е.
Ортов минимум 1040 1080
Средновековен максимум 1100 1250
Волфов минимум 1280 1350
Шпереров минимум 1450 1550
Маундеров минимум 1645 1715
Далтонов минимум 1790 1820
Современ максимум 1900 денес

Откога наблјудувањата започнаа, осцилациите се јавуваат од 9-14 години.

Прва мисла беше дека 28 циклуси ги опфати 309 години помеѓу 1699 и 2008 година, давајќи просечна должина од 11,04 години, но последните истражувања покажаа дека најдолгите се всушност биле двата циклуси, што значи дека еден од двата да трае помалку од 8 години .

Неодамнешни циклуси[уреди | уреди извор]

24-ти циклус[уреди | уреди извор]

Тековната на овој соларен циклус започна на 4 јануари 2008 година , со минимална активност, се до почетокот на 2010 година. Тој е на добар пат да има најниска снимена луничка активност, од точна евиденција започната во 1750. Циклусот е опремен со "двоен врв"соларен максимум. Првиот врв беше постигнал 99 во 2011 година , а вториот во почетокот на 2014 година на 101.

23-ти циклус[уреди | уреди извор]

Овој циклус трае 11,6 години, почнувајќи во мај 1996 година и завршува во јануари 2008 година, максималниот број на сончеви пеги ( месечен број на сончеви пеги во просек во текот на дванаесет месечен период) забележани во текот на соларниот циклус беше 120.8 ( март 2000 година) , а минималната беше 1.7. А вкупно 805 дена немаше сончеви пеги во текот на овој циклус.

Појави[уреди | уреди извор]

Сончеви дамки[уреди | уреди извор]

Цртеж на сончева дамка од Хрониките на Џон Ворчестерски.
Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Сончева дамка.

Очигледна површината на Сонцето , на фотосфера , зрачи поактивно кога има се повеќе сончеви пеги . Сателит за следење на соларната луминозност, откри директната врска меѓу циклус Schwabe и луминозноста со амплитуда од околу 0,1% од врв до врв. Сјајноста намалува до 0,3% за време од 10-дневна временска рамка кога големи групи на сончеви пеги ротираат околу Земјата и може да се зголеми за дури 0,05% во тек на 6 месеци, поради faculae поврзани со големи луничка групи


Најдобрите информации денес доаѓаат од SOHO ( кооперативен проект на Европската вселенска агенција и НАСА), како што се магнетограмот МДИ , каде сончевата "површина" на магнетно поле може да се види .

Како започнува секој циклус, сончевите дамки се појавуваат на средината на ширини , а потоа се поблиску и поблиску до екваторот додека не се постигне соларни минимум. Овој модел е најдобаро се визуелизира во форма на т.н. пеперутка дијаграм. Слики на Сонцето се поделени во меридијански ленти, а со месечен просек фракционо површината на сончеви пеги се пресметува. Ова е црта вертикалноозначени со боја, бар, и процесот се повторува месец по месец, за да се произведе временско сериски дијаграм.

Дијаграмот во облик на пеперутка за сончевите дамки. Оваа современа верзија е изработена и постојано надополнувана од страна на НАСА.

Време наспроти соларна. Ширина дијаграм на радијална компонента на магнетното поле на сонцето , во просек на последователна соларна ротација. "Пеперутка " потпис на сончеви дамки е јасно видлива на ниски ширини. Дијаграм конструирани ( и редовно ажурирани ) од страна на соларен група во НАСА Маршал Центарот за вселенски летови .

Време наспроти сончевиот надолжен дијаграм на радијалната компонента на сончевото магнетно поле, просечно преку последователното сончево вртење. „Пеперутката“ е потписот на сончевите дамки кој е видлив на помалите геогравски должини. Дијаграмот е изработен и постојано надополнува од страна на НАСА.

Коронални масивни исфрлања[уреди | уреди извор]

Соларни структури на магнетното поле на корона, што му дава својот карактеристичен облик видливи во време на соларна еклипса. Комплекс коронални магнетно поле структури развива како одговор на предлозите на течноста во сончевиот површина, и појавата на магнетниот флукс произведени од Динамо акција во сончевиот ентериер. Од причини што се уште не разбрале во детали, понекогаш овие структури изгуби стабилност, што доведува до коронални масовно исфрлања во меѓупланетарниот простор, или ракети, предизвикани од ненадејни локализиран ослободување на магнетна енергија возење емисијата на ултравиолетови и рендгенско зрачење, како и енергетските честички. Овие еруптивен феномени може да имаат значително влијание врз горниот дел од атмосферата и просторот на животната средина на Земјата, и се основните двигатели на она што сега се нарекува простор времето.

Фреквенцијата на појавата на коронални масовно исфрлања и ракети е силно модулирани со циклусот. Ракети на која било дадена големина некои 50 пати почеста во сончев максимум од на минимум. Големи коронални масовно исфрлања јавуваат во просек неколку пати дневно, сончев максимум, се сведува на една на секои неколку дена на соларни минимум. Големината на овие настани се не зависи чувствително на фаза на соларниот циклус. А случај во точка се трите големи Х-класа ракети што се случи во декември 2006 година, во непосредна близина на соларни минимум; една X9.0 одблесокот на 5 декември се издвојува како една од најпаметните во историјата.

Шеми[уреди | уреди извор]

Прегледот на три сончеви циклуси ја прикажува врската меѓу циклусот на сончевите дамки,галактичките космички зраци, и состојбата на просторот во нашата непосредна близина.[4]

Имињата на Waldmeier ефект на забелешката дека циклуси со поголема максимална амплитуди имаат тенденција да се помалку време да стигнат до нивната максима од циклуси со помали амплитуди;. максимална амплитуди се во негативна корелација со должини од претходните циклуси, помагање предвидување

Соларни максимуми и минимуми исто така покажуваат флуктуации во времето скали поголема од соларни циклуси. Зголемување и намалување на трендови може да се продолжи за период од еден век или повеќе.

87 години (70-100 година Gleissberg циклус, наречен по Волфганг Глеисберг, се смета дека е еден амплитудна модулација на циклусот Schwabe, Циклусот Gleisberg подразбира дека следниот соларен циклус се измазнуваат максимум луничка број од околу 145 ± 30 во 2010 година (наместо 2010 година беше само по соларни минимум циклус) и дека следниот циклус имаат максимум од околу 70 ± 30 во 2023 година

Поврзани стогодишнината варијации во магнетни полиња во Корона и хелиосферата биле откриени со користење на јаглерод-14 и берилиум 10 космогониска изотопи чуваат во домашен акумулации како мраз и дрвата и со користење на историски набљудувања на геомагнетна бура активност, мост временскиот јаз помеѓу крајот на употребливи космогониска податоци изотоп и почетокот на модерната сателитски податоци.

Овие варијации се успешно се репродуцираат со користење на модели кои вработуваат магнетниот тек континуитет равенки и забележани луничка броеви да се измери со појавата на магнетниот тек од врвот на сончевата атмосфера и во хелиосферата, покажува дека луничка набљудувања, геомагнетна активност и космогониска изотопи нудат конвергентна разбирање на варијации соларната активност.

Два 300годишни Халстатични сончеви циклуси на промени.

Хипотетички цилкуси[уреди | уреди извор]

Се предлага периодичноста на соларната активност со периоди подолги од циклусот сончевите пеги , и тоа:

210 година Suess циклус (ака " де Врис циклус ").] Овој циклус е снимен од Радиоактивниот јаглерод студии, иако " малку докази за Циклус Suess " се појавува во луничка рекорд на 400 години.)

Циклусот Hallstatt Постои хипотеза да се прошири за околу 2.300 години.

Како сè уште неименуван циклус може да се прошири на повеќе од 6.000 години. Во се забележани јаглерод-14 циклуси на 105, 131, 232, 385, 504, 805 и 2241 години , а можеби и за појавување на циклуси добиени од други извори. Дејмон и Сонет предложените јаглерод 14 -базирани среден и краток рок варијации на периоди 208 и 88 години; како и укажува на 2300 година Радиоактивниот јаглерод период кој модулира период 208 година .

Во текот на Горна перм пред 240 милиони години , минерални подлоги во Кастилја Формирање шоу циклуси од 2.500 години.

Сончево Магнетно Поле[уреди | уреди извор]

Магнетното поле структури на Сонцето атмосфера и надворешните слоеви на целиот пат низ корона и во сончевиот ветер. Нејзините спатиотемпорални варијации да довеле до разни мерливи соларни феномени. Други соларни феномени се тесно поврзани со циклусот , која служи како извор на енергија и динамички мотор за поранешниот.

2300 година Hallstatt варијација соларни циклуси.

Ефекти[уреди | уреди извор]

Сончеви[уреди | уреди извор]

21-от, 22-от и 23-от циклуси на активности гледани низ показателот на сончеви дамки, ПСД, 10,7 цм радио тек, и показателот на сончеви факли. Вертикалните величини за секое количество се приспособени за да се овозможи оцртување на истата вертикална оска на ПСД. Временските промени на сите количества се цврсто поврзани во фаза, но степенот на поврзаност во амплитудите е различен до одреден степен.

Површински магнетизам[уреди | уреди извор]

Сончеви пеги евентуално распаѓање, ослободување на магнетниот тек во фотосфера. Овој флукс се дисперзирани и churned од турбулентните конвекција и соларни текови големи. Овие механизми превоз доведе до акумулација на магнетизирани распаѓање производи со висок соларни ширини, крајот обратен поларитет на поларните области (информации како на сина и жолта полиња се јават во графиконот Хатавеј / НАСА / MSFC погоре).

На диполарен компонента на магнетното поле на соларна менува поларитетот околу времето на сончев максимум и да достигне врв сила во сончевиот минимум.

Простор[уреди | уреди извор]

Вселенски возила[уреди | уреди извор]

Леталото CMEs (коронални масовно исфрлања) произведува зрачење флукс на високо-енергетски протони, познато и како соларни космичките зраци. Овие може да предизвика радијација штета на електроника и соларни ќелии во сателити. Соларни протони настани, исто така, може да предизвика еден настан вознемири (ЈИЕ) настани за електроника; во исто, намалениот прилив на галактичко вселенско зрачење за време сончев максимум намалува високо-енергетската компонента на прилив на честички.

КМЕ радијација е опасна за астронаутите на вселенска мисија што се надвор од екранировка произведени од страна на магнетното поле на Земјата. Идните дизајни мисија (на пример, за мисија на Марс) затоа се вклучат голем зрачење се заштитени "бура засолниште" за астронаутите да се повлече во текот на еден ваков настан.

Gleißberg развиен метод на предвидување КМЕ кој се потпира на последователни циклуси.

Галактички зрачен флукс[уреди | уреди извор]

надворешно проширување на соларната исфрлената материја во меѓупланетарниот простор обезбедува overdensities на плазма, кои се ефикасни во расфрлајќи високо-енергетски космичките зраци кои влегуваат во сончевиот систем од друго место во нашата галаксија. Фреквенцијата на соларна ерупција настани е модулирана од циклусот, менување на степенот на космички зраци расејување во надворешниот Сончев систем соодветно. Како последица на тоа, на космички зраци флукс во внатрешноста на Сончевиот систем се anticorrelated со целокупното ниво на соларната активност. Оваа anticorrelation јасно се откриени во космичките зраци мерења флукс на површината на Земјата. Ефектот се сведува на неколку проценти во текот на варијација соларен циклус, поголема од варијација во вкупната сончево зрачење на обично 0,1%.

Некои високо-енергетски космичките зраци кои влегуваат во атмосферата на Земјата судираат доволно силно со молекуларна атмосферски состојки за да предизвика реакции повремено нуклеарна spallation. Фисија производи вклучуваат радионуклиди како 14C и 10Be кои се таложат на површината на Земјата. Нивната концентрација може да се мери во ледените покривки, дозволувајќи им на реконструкција на нивоа соларната активност во далечното минато. Ваквите реконструкции покажуваат дека вкупното ниво на соларната активност, од средината на дваесеттиот век се издвојува меѓу највисоките на последните 10.000 години, и дека епохи на потиснатите активност, со различна времетраење да се случи повеќепати во текот на овој временски период.

Атмосферски[уреди | уреди извор]

Сончево зрачење[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Сончева озраченост.

Вкупниот сончево зрачење (TSI) е износот на инцидентот Дешморет соларна енергија на горниот дел од атмосферата на Земјата. TSI варијации беа невидливи, додека сателитски опсервации започна кон крајот на 1978 година A серија на radiometers беа лансирани на сателити од 1970-тите до 2000-тите. [41] TSI мерења варираше 1360-1370 W / m2 во десет сателити. Еден од сателити, ACRIMSAT беше лансиран од страна на ACRIM група. Контроверзниот 1989-1991 "ACRIM јаз" помеѓу сателити не-преклопувачки беше интерполирана од ACRIM композитни прикажување + 0.037% / деценија пораст. Уште една серија базирана на ACRIM податоци се произведени од страна на група PMOD. Својата серија покажува -0,008% / деценија тренд на намалување.Ова 0.045% / деценија модели разлика климатски влијанија.

Сончево зрачење варира систематски текот на циклусот, како во вкупен зрачење и во релативен нејзините компоненти (УВ vs видливи и други фреквенции). Сончевиот сјајност е проценета 0,07 отсто посветла во текот на средината на циклусот сончев максимум од терминалот соларни минимум. Photospheric магнетизмот се појавува да биде главната причина (96%) од 1996-2013 TSI варијација. Односот на ултравиолетови на видливата светлина варира.

TSI варира во втората фаза со соларен циклус магнетна активност со амплитуда од околу 0,1% од целиот просечна вредност од околу 1361,5 W / m2 (на "соларна константа"). Варијации во врска со просек до -0,3% се предизвикани од страна на големите луничка групи и од + 0,05% од страна на големите faculae и светли мрежа на 7-10 дена временска рамка (види TSI варијација графика). [49] сателит -era TSI варијации покажуваат мала, но забележливи трендови.

TSI е повисока во сончев максимум, иако сончеви пеги се потемни (поладно) од просекот фотосфера. Ова е предизвикано од магнетизирани структури, освен за време на сончеви пеги соларни максимуми, како што се faculae и активни елементи на "светла" на мрежата, кои се посветли (потопло) од просекот фотосфера. Тие колективно overcompensate за дефицитот на зрачење поврзани со кулер, но помалку бројни сончевите дамки. Примарен двигател на TSI промени на соларна ротациона и временските рокови луничка циклус е различна photospheric покривање на овие radiatively активна соларна магнетни структури. [Се бара извор]

Енергија промени во УВ зрачење вклучени во производството и загуба на озон имаат атмосферски влијанија. 30 нивото на притисок hPa атмосферска променил висина во втората фаза со соларната активност за време на соларните циклуси 20-23. УВ зрачење предизвика зголемување поголемо производство на озонот и доведуваат до стратосферата греење и да poleward преместувања во стратосферски и тропосферски ветерот системи.

Краткобраново зрачење[уреди | уреди извор]

Сончев циклус: монтажа на слики од десет годишен период, на кој се прикажани промените во сончевата активност за време на циклусот на сончевите дамки, по 30 август 1991 година до 6 септември 2001 година. Заслуга: мисијата Јоко ISAS (Јапонија) и НАСА (САД).

Со температура од 5870 К, фотосфера емитира процентот на радијација во екстремни ултравиолетови зраци (EUV) и погоре. Сепак, потопло горните слоеви на атмосферата на Сонцето (хромосфера и корона) испуштаат повеќе кратока бранова должина на радијација. Со оглед на горниот дел од атмосферата не е хомогено и содржи значајни магнетна структура, соларни ултравиолетови зраци (УВ), и рентген флуксот значително варира во текот на циклусот.

Монтажата на сликата од лево ја илустрира оваа варијација за меки рендгенски зрачења, како забележани од страна на јапонски сателит Yohkoh од 30. август 1991 година, во екот на циклус 22, 6 септември, 2001 година, во екот на циклус 23. Слично варијации на поврзани циклуси се забележани во тек на соларни УВ или EUV зрачења, како што се забележува, на пример, од страна на сателити на SOHO или трага.

Иако тоа се смета за минијатурен дел од вкупната сончева радијација, влијанието на сончевите УВ, EUV и рентген зрачењето на горниот дел од атмосферата на Земјата е длабока. Соларниот УВ флукс влијае на стратосферката хемија, како и зголемувањата на јонизирачко зрачење. Заедно значително влијаат кога јоносферата е под влијание на температурата и електрична спроводливост.

Сончев радиотек[уреди | уреди извор]

Емисија центриметична (радио) бранова должина од Сонцето се должи првенствено на корона плазма заробена во магнетни полиња кои лежатво активни региони. [53] Индексот на F10.7 е мерка на соларен радио флукс по единица фреквенција на бранова должина од 10,7 центриментри , во близина на врвот на набљудуваната соларна радио емисија. F10.7 често се изразува во SFU или соларни флукс единици (1 SFU = 10-22 W М-2 Hz-1). Што претставува мерка за дифузни, нерадиоактивни коронални плазма греења. Тоа е одличен показател за вкупните нивоа на соларната активност и е во корелација и со соларни УВ емисиите.

Луничка активност има големо влијание на радио комуникација на долго растојание, особено на краткобарновни бендови иако средни бранови и ниски фреквенции VHF исто така се погодени. Високото ниво на луничка активност доведе до подобрување на сигналот за размножување на повисоки фреквенции, исто така, го зголеми нивото на бучава и соларни јоносферни нарушувања. Овие ефекти се предизвикани од влијанието на зголеменото ниво на сончевото зрачење на јоносферата.

10,7 см соларнот флукс може да се меша од точка-до-точка со домашени комуникации.

Облаци[уреди | уреди извор]

Космички промени на зраците во текот на циклусот потенцијално имаат значителни атмосферски влијанија. Шпекулациите за космичките зраци вклучуваат:

Промени во јонизацијата влијае на аеросол изобилство, што служи како кондензирано јадро за формирањето на облаци. Во текот на соларните минимуми повеќе космички зраци стигаат до Земјата, потенцијално креираат ултра-мали аеросолни честички како претходници на Облак кондензираните јадра.Облаци формирани од поголема количини на кондензирани јадра се посветли и веројатно е да произведат помалку врнежи. А промена на космичките зраци може да предизвика зголемување на одредени видови на облаци, кои влијаат на Земјата албедо. Особено на големи височини, со помалку заштита од магнетното поле на Земјата,варијацијата космичките зраци може да влијае на домашен ниско к височен облак (за разлика од недостаток на корелација со облаци на висока надморска височина), делумно под влијание на меѓупланетарно соларно магнетно поле. 2002 оваа хипотеза беше отфрлена. Подоцна документите тврдат дека производството на облаците преку космичките зраци не може да се објасни со нуклеацијони честички. Резултатите брзо успејаа да произведат доволно големи честички за да резултира со формирањето на облаци;.. ова вклучува забелешки по голема соларна бура. Забелешки по Чернобил не покажуваат никакви предизвикани облаци


Промените космички зраци во текот на циклусот имаат значителни атмосферски влијанија. Шпекулациите за космичките зраци вклучуваат

Промени во јонизацијата влијае на аеросол изобилство, што служи како кондензирано јадро за формирањето на облаци. Во текот на соларните минимуми повеќе космички зраци стигаат до Земјата, потенцијално креираат ултра-мали аеросолни честички како претходници на Облак кондензираните јадра.Облаци формирани од поголема количини на кондензирани јадра се посветли и веројатно е да произведат помалку врнежи. А промена на космичките зраци може да предизвика зголемување на одредени видови на облаци, кои влијаат на Земјата албедо. Особено на големи височини, со помалку заштита од магнетното поле на Земјата,варијацијата космичките зраци може да влијае на домашен ниско к височен облак (за разлика од недостаток на корелација со облаци на висока надморска височина), делумно под влијание на меѓупланетарно соларно магнетно поле. 2002 оваа хипотеза беше отфрлена. Подоцна документите тврдат дека производството на облаците преку космичките зраци не може да се објасни со нуклеацијони честички. Резултатите брзо успејаа да произведат доволно големи честички за да резултира со формирањето на облаци;.. ова вклучува забелешки по голема соларна бура. Забелешки по Чернобил не покажуваат никакви предизвикани облаци

На Земјата[уреди | уреди извор]

Организми[уреди | уреди извор]

Влијанието на соларниот циклус на живите организми е под истрага. Некои истражувачи тврдат дека пронашле поврзаност со здравјето на луѓето.

Износот на ултравиолетови УВБ светлина на 300 nm стигне на Земјата и варира во зависност од тоа колку е 400% во текот на соларниот циклус, поради разликите во заштитнат озонска обвивка. Во стратосферата, озонот постојано се регенерира со поделбата на О2 молекули со ултравиолетова светлина. За време на соларен минимум, намалувањето на ултравиолетова светлина која е добиена од Сонцето доведува до намалување на концентрацијата на озонот, кои овозможува зголемени УВБ зрачења да стигнат до површината на Земјата.

Радио комуникација[уреди | уреди извор]

Skywave начини на радиокомуникациски работат преку свиткување (прекршување) на радио бранови (електромагнетно зрачење) низ јоносферата. За време на "Пикс" на соларниот циклус, јоносферата се повеќе станува јонинизирана со соларна фотони и космички зраци. Ова влијае на пропагација на радио брановите на сложен начин, кој може да ја олеснат или да ја попречат комуникацијата. Прогнозирање на режими skywave е од значителен интерес за комерцијални морски и воздушни комуникации, аматерските радио оператори и shortwave радиодифузери. Овие корисници ги окупираат фреквенции во рамките на високи фреквенции или 'HF' радио спектарот кои се најмногу погодени од овие соларни и јоносферски разлики. Промени во сончевиот излез влијае на максималнта употреблива фреквенција, со ограничување на највисоката фреквенција за употребливи комуникации.

Клима[уреди | уреди извор]

Двата долгорочни и краткорочни варијации на соларната активност се претпоставува дека влијаат врз глобалната клима, но се покажа крајно предизвикувачки да се измери врската помеѓу соларнита варијација и климата.

Рано истражување се обиде да го поврзе времето со ограничен успех, по што се обидува да се поврзе на соларната активност со глобалната температура. Циклусот, исто така, влијае на регионалната клима. Мерења од спектрално зрачење со Монитор SORCE покажуваат дека соларната УВ варијабилност произведува, на пример, постудени зими во САД и во јужна Европа и потоплите зими во Канада и во северниот дел на Европа во текот на соларни минимум.

Три хипотетички механизми влијаат на климатските соларни варијации ':

Вкупно сончево зрачење ("радијација"). Ултравиолетово зрачење. УВ компонентата се разликува повеќе од вкупниот износ,имаат диспропорционален ефект, кои може да влијае на климата. Сончевиот ветер со посредство нa галактичко вселенско променливи зраци, може да влијаат na облачностa. Варијација на луничкиот циклус од 0,1% има мали, но забележливи ефекти врз климата на Земјата. Камп и Тунг сугерираат дека сончево зрачење во корелација со варијација на 0,18 К ± 0,08 К (0,32 ° F ± 0,14 ° F) ја мери просечната глобална температура помеѓу соларниот максимум и минимум.

Тековниот научен консензус е дека соларнате варијации не играат голема улога во глобалното затоплување, од измерената магнитуда од неодамнешните соларни варијацији влијанието на глобалното затоплување е многу помалo од она на стакленичките гасови. Исто така, соларната активност во 2010s не беше повисока отколку во 1950 (види погоре), а глобалното затоплување се искачи значително. Разбирањата за сончевате влијанија на времето се мали

Причини[уреди | уреди извор]

Основните причини за соларни циклуси сеуште се нерешени. А следна причина е соларен Динамо, силите за однесување неговото дејствивање се помалку јасни. Можности вклучуваат врска со приливните сили поради гасовити џинови како Јупитер и Сатурн, или поради соларно инертено движење. Друга причина за сончевите дамки може да биде соларната струја џет " торзиона осцилација ".

Модели[уреди | уреди извор]

Единствено динамо[уреди | уреди извор]

Главна статија: Сончевиот Динамо Луничка циклус од 11 години е половина од 22-годишна Бабкок-Лејтон соларен динамо циклус, што се соодветствува на осцилаторна размена на енергија помеѓу кружни и полодиални соларни магнетни полиња. При максимален соларен циклус, надворешно плодиално диполарен магнетно поле е блиску до својот минимум сила на динамо циклус, но внатрешна тородијалено четири поларно поле, е генерирано преку диференцијална ротација во tachocline. Во овој момент во циклусот Динамо, рамките на Конвекциска зона сили појавата на Тородијалнито магнетно поле низ фотосфера, кои доведуваат до парови на сончеви пеги, грубо се подредени исток-запад со спротивени магнетни поларитети. На поларитетот магнетните на луничките парови заменици na секој соларен циклус, ова претставува феномен познат како циклусот Хале.

За време на фазата на опаѓање на соларниот циклус , енергија се менува од внатрешноста на Тородијалнито магнетно поле во полето за надворешни полодиални и сончеви пеги со намален број. На соларниот минимум, полето за тородијален е, соодветно, со минимална сила, а сончеви пеги се релативно ретки и полодијалното поле има максимална сила. За време на следниот циклус, диференцијалната ротација се претвора магнетна енергија назад од плодијалното до кружното поле, додека поларитетот е спротивен на претходниот циклус. Процесот ги врши постојано, и во идеализиранато, поедноставен сценарио, секој 11-годишен луничкен циклус соодветствува на промена на поларитетот на големо магнетното поле на Сонцето.

Двојно динамо[уреди | уреди извор]

Во 2015 година, новиот модел на соларен циклус беше објавен. Модел се базира на Динамо ефекти во два слоја на Сонцето, една во близина на површината и едно длабоко во нејзината Конвекциска зона. Предвидувањана моделот сугерираат дека соларната активност ќе падне за 60% во текот на 2030s на условите за последен пат e виден во текот на "малата ледена доба" што започна во 1645.

Карактеристични за моделот се спарени магнетни компоненти на бран. Двете компоненти имаат фреквенција од околу 11 години, иако нивните фреквенции се малку различни и временски не се софпаѓаат. Во текот на циклусот, брановите вртат помеѓу северната и јужната хемисфера на Сонцето.

Моделот се користи за анализа на главните компоненти на магнетното поле набљудувано од Опсерваторијата за соларно зрачење Вилкокс. Тие ја испитуваат активноста на магнетно поле од соларните циклуси 21-23, со времетраење помеѓу 1976-2008. Тие, исто така, во однос на нивните предвидувања на просечните броеви Sunspot. Моделот бea 97% точни во предвидувањето флуктуации na соларната активност.

Експоненцијален модел[уреди | уреди извор]

Пери и Хсу (2000) предложиle модел базиран на емулациите на хармоници со множење на основните 11-годишени циклуси со овластувањата на 2, која произведе резултати слични на холоценото однесување. Екстраполацијата предложи постепено со ладење во текот на следните неколку векови со повремени мали затоплувања и враќањето на речиси малку услови за Ледена доба во текот на следните 500 години. Овој ладен период тогаш може да се следи околу 1.000 години подоцна и да се вратат алтитермалните услови слични на претходните од холоцениот Максимум.

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. „NASA/Marshall Solar Physics“. nasa.gov. 
  2. „Sunspot Number graphics“. oma.be. 
  3. Celia Martin-Puertas, Katja Matthes, Achim Brauer, Raimund Muscheler, Felicitas Hansen, Christof Petrick, Ala Aldahan, Göran Possnert & Bas van Geel (2 април 2012 г). Regional atmospheric circulation shifts induced by a grand solar minimum. „Nature Geoscience“ том  5 (6): 397–401. doi:10.1038/ngeo1460. Bibcode2012NatGe...5..397M. http://www.nature.com/ngeo/journal/v5/n6/full/ngeo1460.html. 
  4. „Extreme Space Weather Events“. National Geophysical Data Center. 


Надворешни врски[уреди | уреди извор]