stringtranslate.com

چرخه خورشیدی

نمودار خطی که تعداد لکه های خورشیدی تاریخی، حداقل های ماندر و دالتون و حداکثر مدرن را نشان می دهد.
تاریخچه لکه های خورشیدی 400 ساله، از جمله حداقل Maunder
"پیش‌بینی چرخه خورشیدی 24 عدد لکه‌های خورشیدی صاف شده را در اواخر تابستان 2013 حدود 69 نشان داد. عدد لکه‌های خورشیدی هموار شده در آگوست 2013 به 68.9 رسید، بنابراین حداکثر رسمی حداقل به این حد بود. تعداد لکه‌های خورشیدی صاف شده دوباره به این سمت افزایش یافت. اوج دوم در طول پنج ماه گذشته 2016 و از سطح اوج اول (66.9 در فوریه 2012) پیشی گرفت، اما این اولین باری است که در آن دومین پیک از نظر تعداد لکه های خورشیدی بزرگتر از این بود بیش از پنج سال در چرخه 24. اندازه پیش‌بینی‌شده و مشاهده‌شده این چرخه را به کوچک‌ترین چرخه لکه‌های خورشیدی از زمان چرخه 14 تبدیل کرد که حداکثر 64.2 در فوریه 1906 بود. [1]

چرخه خورشیدی که با نام‌های چرخه فعالیت مغناطیسی خورشیدی ، چرخه لکه‌های خورشیدی یا چرخه شواب نیز شناخته می‌شود ، یک تغییر تقریباً دوره‌ای 11 ساله در فعالیت خورشید است که بر حسب تغییرات در تعداد لکه‌های خورشیدی مشاهده‌شده در سطح خورشید اندازه‌گیری می‌شود . در طول دوره یک چرخه خورشیدی، سطوح تابش خورشیدی و پرتاب مواد خورشیدی، تعداد و اندازه لکه‌های خورشیدی ، شراره‌های خورشیدی و حلقه‌های تاجی همگی یک نوسان هماهنگ از یک دوره حداقل فعالیت تا یک دوره حداکثر فعالیت را نشان می‌دهند . تا یک دوره حداقل فعالیت

میدان مغناطیسی خورشید در طول هر چرخه خورشیدی تغییر می کند و این چرخش زمانی رخ می دهد که چرخه خورشیدی نزدیک به حداکثر خود باشد. پس از دو چرخه خورشیدی، میدان مغناطیسی خورشید به حالت اولیه خود باز می گردد و آنچه به عنوان چرخه هال شناخته می شود، تکمیل می شود .

این چرخه برای قرن‌ها توسط تغییرات در ظاهر خورشید و پدیده‌های زمینی مانند شفق مشاهده شده است، اما تا سال 1843 به وضوح شناسایی نشده بود. آب و هوای فضا و فناوری های مبتنی بر فضا و زمین و همچنین جو زمین و همچنین احتمالاً نوسانات آب و هوایی در مقیاس قرن ها و بیشتر.

درک و پیش‌بینی چرخه خورشیدی یکی از چالش‌های بزرگ در اخترفیزیک با پیامدهای عمده برای علم فضایی و درک پدیده‌های مغناطیسی هیدرودینامیکی در سایر نقاط جهان است.

اجماع علمی فعلی در مورد تغییرات آب و هوایی این است که تغییرات خورشیدی تنها نقشی حاشیه ای در ایجاد تغییرات آب و هوایی جهانی ایفا می کند ، [2] زیرا اندازه اندازه گیری شده تغییرات خورشیدی اخیر بسیار کمتر از فشار ناشی از گازهای گلخانه ای است. [3]

تکامل مغناطیس در خورشید

تعریف

چرخه های خورشیدی به طور متوسط ​​حدود 11 سال طول می کشد. حداکثر و حداقل خورشیدی به دوره های حداکثر و حداقل تعداد لکه های خورشیدی اشاره دارد. چرخه ها از یک حداقل تا حداقل بعدی را در بر می گیرند.

تاریخچه رصدی

ایده چرخه خورشیدی چرخه ای برای اولین بار توسط کریستین هورباو بر اساس مشاهدات منظم او از لکه های خورشیدی که بین سال های 1761 و 1776 از رصدخانه Rundetaarn در کپنهاگ دانمارک انجام شده بود ، مطرح شد . در سال 1775، هورباو اشاره کرد که چگونه "به نظر می رسد که پس از گذشت چند سال، ظاهر خورشید با توجه به تعداد و اندازه لکه ها تکرار می شود". [4] اما چرخه خورشیدی تا سال 1843 که ساموئل هاینریش شواب متوجه تغییرات دوره ای در میانگین تعداد لکه های خورشیدی پس از 17 سال مشاهدات خورشیدی شد، به وضوح مشخص نشد . [5] شواب به مدت 23 سال دیگر، تا سال 1867، به مشاهده چرخه لکه های خورشیدی ادامه داد. در سال 1852، رودولف ولف اولین چرخه خورشیدی شماره گذاری شده را بر اساس مشاهدات شواب و سایر مشاهدات در فوریه 1755 آغاز کرد. [6] Wolf همچنین یک شاخص استاندارد عددی لکه‌های خورشیدی به نام Wolf number ایجاد کرد که امروزه همچنان استفاده می‌شود.

بین سال های 1645 و 1715، لکه های خورشیدی بسیار کمی مشاهده و ثبت شد. این اولین بار توسط گوستاو اسپورر مورد توجه قرار گرفت و بعداً به خاطر تیم زن و شوهر آنی اس دی ماندر و ادوارد والتر ماندر که به طور گسترده در مورد این فاصله عجیب و غریب تحقیق کردند، حداقل Maunder نام گرفت . [7]

در نیمه دوم قرن نوزدهم ریچارد کارینگتون و اسپورر به طور مستقل به پدیده لکه های خورشیدی که در عرض های جغرافیایی مختلف هلیوگرافی در بخش های مختلف چرخه ظاهر می شوند اشاره کردند. (نگاه کنید به قانون اسپورر ) . . (به قانون جوی مراجعه کنید .)

اساس فیزیکی چرخه توسط جورج الری هیل و همکارانش توضیح داده شد که در سال 1908 نشان دادند که لکه های خورشیدی به شدت مغناطیسی شده اند (اولین تشخیص میدان های مغناطیسی فراتر از زمین). در سال 1919 آنها تعدادی الگو را شناسایی کردند که در مجموع به قانون هیل معروف شدند :

مشاهدات هیل نشان داد که چرخه مغناطیسی کامل - که بعداً به عنوان چرخه هیل شناخته می شود - قبل از بازگشت به حالت اولیه خود (شامل قطبیت) دو چرخه خورشیدی یا 22 سال را در بر می گیرد. از آنجایی که تقریباً تمام مظاهر به قطبیت حساس نیستند، چرخه 11 ساله خورشیدی همچنان در کانون تحقیقات است. با این حال، دو نیمه چرخه هیل معمولاً یکسان نیستند: چرخه‌های 11 ساله معمولاً بین مقادیر بالاتر و پایین‌تر اعداد لکه‌های خورشیدی ولف ( قانون Gnevyshev-Ohl ) متناوب می‌شوند. [8]

در سال 1961، تیم پدر و پسری از هارولد و هوراس بابکاک ثابت کردند که چرخه خورشیدی یک فرآیند مغناطیسی مکانی-زمانی است که بر روی خورشید به عنوان یک کل آشکار می شود. آنها مشاهده کردند که سطح خورشید در خارج از لکه‌های خورشیدی مغناطیسی می‌شود، این میدان مغناطیسی (ضعیف‌تر) ابتدا یک دوقطبی را مرتب می‌کند ، و این دوقطبی با دوره مشابه چرخه لکه‌های خورشیدی دچار تغییر قطبیت می‌شود. مدل بابکاک هوراس، میدان مغناطیسی نوسانی خورشید را دارای تناوب تقریباً ثابت 22 سال توصیف کرد. [5] [9] تبادل نوسانی انرژی بین اجزای میدان مغناطیسی خورشیدی حلقوی و قطبی را پوشش می‌دهد .

تاریخچه چرخه

بازسازی فعالیت های خورشیدی بیش از 11400 سال

اعداد لکه های خورشیدی در 11400 سال گذشته با استفاده از نسبت ایزوتوپی کربن 14 و بریلیم 10 بازسازی شده اند . [10] سطح فعالیت خورشیدی که در دهه 1940 شروع شد استثنایی است - آخرین دوره با قدر مشابه حدود 9000 سال پیش (در دوره گرم شمالی ) رخ داد. [11] [12] [13] خورشید تنها در 10٪ از 11400 سال گذشته در سطح مشابه بالایی از فعالیت مغناطیسی قرار داشت. تقریباً تمام دوره‌های پرتحرک قبلی کوتاه‌تر از قسمت فعلی بودند. [12] سوابق فسیلی نشان می دهد که چرخه خورشیدی حداقل در 700 میلیون سال گذشته پایدار بوده است. برای مثال، طول چرخه در پرمین اولیه 10.62 سال برآورد شده است [14] و به طور مشابه در نئوپروتروزوییک . [15] [16]

رویدادهای فعالیت خورشیدی ثبت شده در کربن رادیویی دوره فعلی در سمت راست است. مقادیر از سال 1900 نشان داده نشده است.

تا سال 2009، تصور می‌شد که 28 چرخه در 309 سال بین سال‌های 1699 و 2008 طول کشیده است که میانگین طول آن 04/11 سال است، اما تحقیقات سپس نشان داد که طولانی‌ترین آنها (1784-1799) ممکن است در واقع دو چرخه بوده باشد. [18] [19] اگر چنین است، میانگین طول فقط حدود 10.7 سال خواهد بود. از آنجایی که مشاهدات شروع به چرخه های کوتاه 9 ساله و تا زمانی که 14 سال مشاهده شده است، و اگر چرخه 1784-1799 دو برابر باشد، یکی از دو چرخه جزء باید کمتر از 8 سال طول داشته باشد. تغییرات دامنه قابل توجهی نیز رخ می دهد.

چندین فهرست از "حداقل" تاریخی پیشنهادی از فعالیت خورشیدی وجود دارد. [11] [20]

چرخه های اخیر

چرخه 25

چرخه خورشیدی 25 در دسامبر 2019 آغاز شد. [21] پیش بینی های متعددی برای چرخه خورشیدی 25 [22] بر اساس روش های مختلف، از قدر بسیار ضعیف تا قوی انجام شده است . یک پیش‌بینی مبتنی بر فیزیک با تکیه بر مدل‌های انتقال شار سطحی و دینام خورشیدی مبتنی بر داده، قدرت میدان قطبی خورشیدی را در حداقل فعلی به درستی پیش‌بینی کرده است و یک چرخه خورشیدی ضعیف اما نه کم‌اهمیت را پیش‌بینی می‌کند 25 مشابه یا کمی قوی‌تر از چرخه 24. [23] به طور قابل توجهی، آنها احتمال سقوط خورشید به حالت حداقل ماندر (غیر فعال) را در دهه آینده رد می کنند. اجماع اولیه توسط پانل پیش‌بینی 25 چرخه خورشیدی در اوایل سال 2019 انجام شد. [24] این پنل که توسط مرکز پیش‌بینی هوای فضایی NOAA (SWPC) و ناسا سازمان‌دهی شد ، بر اساس پیش‌بینی‌های منتشر شده چرخه خورشیدی 25، به این نتیجه رسید که چرخه خورشیدی 25 بسیار شبیه به چرخه 24 خورشیدی خواهد بود. آنها پیش بینی می کنند که حداقل چرخه خورشیدی قبل از چرخه 25 طولانی و عمیق باشد، درست مانند حداقل چرخه 24. آنها انتظار دارند حداکثر خورشیدی بین سال های 2023 و 2026 با محدوده لکه های خورشیدی رخ دهد. 95 تا 130، از نظر تعداد لکه های خورشیدی اصلاح شده.

چرخه 24

چرخه خورشیدی 24 در 4 ژانویه 2008 آغاز شد، [25] با حداقل فعالیت تا اوایل سال 2010. [26] [27] این چرخه دارای حداکثر خورشیدی "دو قله" بود . اولین اوج در سال 2011 به 99 رسید و دومین اوج در اوایل سال 2014 در 101. [28] چرخه 24 در دسامبر 2019 پس از 11 سال به پایان رسید. [21]

چرخه 23

چرخه خورشیدی 23 11.6 سال به طول انجامید که از می 1996 شروع شد و در ژانویه 2008 به پایان رسید. حداکثر تعداد لکه های خورشیدی صاف شده (تعداد ماهانه لکه های خورشیدی به طور متوسط ​​در یک دوره دوازده ماهه) مشاهده شده در طول چرخه خورشیدی 120.8 (مارس 2000) و حداقل آن بود. 1.7 بود. [29] در مجموع 805 روز هیچ لکه‌ای در این چرخه نداشتند. [30] [31] [32]

پدیده ها

از آنجایی که چرخه خورشیدی فعالیت مغناطیسی را منعکس می‌کند، پدیده‌های خورشیدی مغناطیسی مختلفی از جمله لکه‌های خورشیدی، رخنه/پلاژ، شبکه، و پرتاب‌های جرم تاجی از چرخه خورشیدی پیروی می‌کنند.

لکه های خورشیدی

نقاشی یک لکه خورشیدی در تواریخ جان ووستر ، حدود. 1100 [33]

سطح ظاهری خورشید، فتوسفر، زمانی که لکه‌های خورشیدی بیشتری وجود دارد، فعال‌تر می‌تابد. نظارت ماهواره ای درخشندگی خورشیدی رابطه مستقیمی بین چرخه خورشیدی و درخشندگی با دامنه پیک به اوج حدود 0.1٪ نشان داد. [34] زمانی که گروه‌های بزرگی از لکه‌های خورشیدی در سراسر منظره زمین می‌چرخند، درخشندگی تا 0.3 درصد کاهش می‌یابد، زیرا به دلیل وجود قطعات مرتبط با گروه‌های بزرگ لکه‌های خورشیدی، تا 6 ماه تا 0.05 درصد افزایش می‌یابد . [35]

بهترین اطلاعات امروز از SOHO (پروژه همکاری آژانس فضایی اروپا و ناسا ) مانند مغناطیس نگار MDI که میدان مغناطیسی "سطح" خورشید را می توان مشاهده کرد، به دست می آید.

با شروع هر چرخه، لکه‌های خورشیدی در عرض‌های جغرافیایی میانی ظاهر می‌شوند و سپس به خط استوا نزدیک‌تر و نزدیک‌تر می‌شوند تا به حداقل خورشیدی برسند. این الگو به بهترین وجه در قالب به اصطلاح نمودار پروانه ای تجسم می شود. تصاویر خورشید به نوارهای عرضی تقسیم می شوند و میانگین سطح کسری ماهانه لکه های خورشیدی محاسبه می شود. این به صورت عمودی به عنوان یک نوار رنگی رسم می شود و این فرآیند ماه به ماه برای تولید این نمودار سری زمانی تکرار می شود.

این نسخه از نمودار پروانه ای لکه خورشیدی توسط گروه خورشیدی در مرکز پرواز فضایی مارشال ناسا ساخته شده است. جدیدترین نسخه را می توانید در [http://solarcyclescience.com/solarcycle.html solarcyclescience.com پیدا کنید

در حالی که تغییرات میدان مغناطیسی در لکه های خورشیدی متمرکز است، کل خورشید دستخوش تغییرات مشابهی می شود، البته با قدر کوچکتر.

نمودار زمان در مقابل عرض جغرافیایی خورشیدی مؤلفه شعاعی میدان مغناطیسی خورشیدی، میانگین در طول چرخش متوالی خورشیدی. علامت "پروانه" لکه های خورشیدی به وضوح در عرض های جغرافیایی پایین قابل مشاهده است. نمودار ساخته شده توسط گروه خورشیدی در مرکز پرواز فضایی مارشال ناسا. جدیدترین نسخه را می توانید در [http://solarcyclescience.com/solarcycle.html solarcyclescience.com پیدا کنید

Faculae و Plage

تکامل منطقه پلاژ خورشیدی در طول زمان

Faculae ویژگی های مغناطیسی درخشان در فتوسفر هستند. آنها به کروموسفر گسترش می یابند، جایی که به آنها پلاژ می گویند. تکامل مناطق پلاژ معمولاً از مشاهدات خورشیدی در خط Ca II K (393.37 نانومتر) ردیابی می شود. [36] مقدار فاکولا و مساحت پلاژ در فاز با چرخه خورشیدی متفاوت است، و فراوانی آنها از لکه های خورشیدی تقریباً یک مرتبه قدر است. [37] آنها یک رابطه غیر خطی با لکه های خورشیدی نشان می دهند. [38] مناطق Plage نیز با میدان های مغناطیسی قوی در سطح خورشید مرتبط هستند. [39] [40]

شراره های خورشیدی و پرتاب جرم تاج

میدان مغناطیسی خورشیدی تاج را ساختار می دهد و شکل مشخص آن را در زمان خورشید گرفتگی قابل مشاهده می کند. ساختارهای پیچیده میدان مغناطیسی تاجی در پاسخ به حرکات سیال در سطح خورشید و ظهور شار مغناطیسی تولید شده توسط عمل دینام در فضای داخلی خورشید تکامل می‌یابند. به دلایلی که هنوز به طور دقیق مشخص نشده است، گاهی اوقات این ساختارها پایداری خود را از دست می دهند و منجر به شعله های خورشیدی و پرتاب جرم تاجی (CME) می شود. شراره ها شامل یک گسیل ناگهانی انرژی (عمدتا در طول موج های فرابنفش و اشعه ایکس ) هستند که ممکن است با پرتاب جرم تاجی همراه باشد یا نباشد، که شامل تزریق ذرات پرانرژی (عمدتاً هیدروژن یونیزه) به فضای بین سیاره ای است. شراره ها و CME در اثر آزاد شدن موضعی ناگهانی انرژی مغناطیسی ایجاد می شوند که باعث انتشار تابش فرابنفش و اشعه ایکس و همچنین ذرات پر انرژی می شود. این پدیده‌های فوران‌کننده می‌توانند تأثیر قابل‌توجهی بر جو بالای زمین و محیط فضایی داشته باشند و محرک‌های اولیه چیزی هستند که اکنون آب و هوای فضایی نامیده می‌شود . در نتیجه، وقوع هر دو طوفان ژئومغناطیسی [41] و رویداد ذرات پرانرژی خورشیدی [42] یک تغییر چرخه خورشیدی قوی را نشان می‌دهد که نزدیک به حداکثر لکه خورشیدی به اوج خود می‌رسد.

فرکانس وقوع جهش و شعله ور شدن جرم تاج به شدت توسط چرخه تعدیل می شود. شراره ها با هر اندازه معین در حداکثر خورشیدی 50 برابر بیشتر از حداقل هستند. پرتاب‌های بزرگ تاج به طور متوسط ​​چند بار در روز در حداکثر خورشیدی اتفاق می‌افتند، و در حداقل خورشیدی یک بار در هر چند روز یک بار اتفاق می‌افتند. اندازه این رویدادها به خودی خود به فاز چرخه خورشیدی بستگی ندارد. نمونه‌ای از آن سه شراره بزرگ کلاس X هستند که در دسامبر 2006، بسیار نزدیک به حداقل خورشیدی، رخ دادند. فلر X9.0 در 5 دسامبر به عنوان یکی از درخشان ترین های ثبت شده شناخته می شود. [43]

الگوها

مروری بر سه چرخه خورشیدی رابطه بین چرخه خورشیدی، پرتوهای کیهانی کهکشانی و وضعیت محیط نزدیک به فضای زمین را نشان می دهد. [44]

همراه با چرخه تقریباً 11 ساله لکه های خورشیدی، تعدادی الگوها و چرخه های اضافی فرضیه شده است. [8]

اثر والدمایر

اثر والدمایر این مشاهدات را توصیف می‌کند که حداکثر دامنه‌های چرخه‌های خورشیدی با زمان بین حداقل و حداکثر خورشیدی آنها نسبت معکوس دارد. بنابراین، چرخه‌هایی با دامنه‌های ماکزیمم بزرگ‌تر، نسبت به چرخه‌هایی با دامنه‌های کوچک‌تر، زمان کمتری برای رسیدن به ماکزیمم نیاز دارند. [45] این اثر به افتخار ماکس والدمایر که اولین بار آن را توصیف کرد نامگذاری شد. [46]

قاعده گنویشف-اوهل

قانون Gnevyshev-Ohl تمایل به فراتر رفتن مجموع عدد گرگ در یک چرخه فرد خورشیدی را از چرخه زوج قبلی توصیف می کند. [8]

چرخه گلیسبرگ

چرخه گلیسبرگ مدولاسیون دامنه ای از چرخه های خورشیدی را با دوره ای حدود 70 تا 100 سال یا هفت یا هشت چرخه خورشیدی توصیف می کند. این نام به افتخار ولفگانگ گلایسبرگ گرفته شد. [8] [47] [48] [49]

همانطور که توسط Ilya G. Usoskin و Sami Solanki ارائه شد ، تغییرات صد ساله مرتبط در میدان‌های مغناطیسی در تاج و هلیوسفر با استفاده از ایزوتوپ‌های کیهان‌زایی کربن-14 و بریلیم-10 که در مخازن زمینی مانند صفحات یخی و حلقه‌های درختی ذخیره شده‌اند شناسایی شده است [50 ] با استفاده از مشاهدات تاریخی فعالیت طوفان ژئومغناطیسی ، که فاصله زمانی بین پایان داده‌های ایزوتوپ کیهانی قابل استفاده و شروع داده‌های ماهواره‌ای مدرن را پر می‌کند. [51]

این تغییرات با موفقیت با استفاده از مدل‌هایی که از معادلات تداوم شار مغناطیسی و اعداد لکه‌های خورشیدی مشاهده شده برای تعیین کمیت ظهور شار مغناطیسی از بالای اتمسفر خورشیدی و به هلیوسفر استفاده می‌کنند ، بازتولید شده‌اند . یک درک همگرا از تغییرات فعالیت خورشیدی ارائه می دهد.

چرخه فرض کنید

چرخه Suess یا چرخه de Vries ، چرخه‌ای است که در پراکسی‌های رادیوکربن فعالیت خورشیدی با دوره‌ای حدود ۲۱۰ سال وجود دارد. این نام از هانس ادوارد سوس و هسل دو وریس گرفته شد . [48] ​​علیرغم اینکه نرخ تولید رادیوایزوتوپ محاسبه شده با رکورد 400 ساله لکه های خورشیدی همبستگی خوبی دارد، شواهد کمی از چرخه سوس در رکورد 400 ساله لکه های خورشیدی وجود دارد. [8]

سایر چرخه های فرضی

2300 سال چرخه تغییرات خورشیدی هالشتات

دوره‌ای فعالیت خورشیدی با دوره‌های طولانی‌تر از چرخه خورشیدی در حدود 11 (22) سال پیشنهاد شده است، از جمله:

جلوه ها

خورشید

چرخه فعالیت 21، 22 و 23 در شاخص تعداد لکه های خورشیدی، TSI، شار رادیویی 10.7 سانتی متری و شاخص شعله ور دیده می شود. مقیاس‌های عمودی برای هر کمیت به گونه‌ای تنظیم شده‌اند که امکان اضافه‌نقطه در همان محور عمودی TSI را فراهم کند. تغییرات زمانی همه کمیت ها به شدت در فاز قفل شده اند، اما درجه همبستگی در دامنه ها تا حدی متغیر است.

مغناطیس سطحی

لکه های خورشیدی سرانجام پوسیده می شوند و شار مغناطیسی در فتوسفر آزاد می شود. این شار توسط همرفت متلاطم و جریان های خورشیدی در مقیاس بزرگ پراکنده و به هم می ریزد. این مکانیسم‌های انتقال منجر به تجمع محصولات فروپاشی مغناطیسی شده در عرض‌های جغرافیایی بالای خورشیدی می‌شوند و در نهایت قطبیت میدان‌های قطبی را معکوس می‌کنند (توجه کنید که چگونه میدان‌های آبی و زرد در نمودار هاتاوی/ناسا/MSFC بالا معکوس می‌شوند).

جزء دوقطبی میدان مغناطیسی خورشیدی قطبیت را حول زمان حداکثر خورشیدی معکوس می کند و در حداقل خورشیدی به اوج قدرت می رسد.

فضا

فضاپیما

CME ها ( پرتاب جرم تاجی ) یک شار تابشی از پروتون های پرانرژی تولید می کنند که گاهی اوقات به عنوان پرتوهای کیهانی خورشیدی شناخته می شوند. اینها می توانند باعث آسیب تشعشع به الکترونیک و سلول های خورشیدی در ماهواره ها شوند . رویدادهای پروتون خورشیدی همچنین می‌توانند باعث ایجاد رویدادهای ناراحت کننده تک رویدادی (SEU) در الکترونیک شوند. در عین حال، کاهش شار تابش کیهانی کهکشانی در طول حداکثر خورشیدی، جزء پرانرژی شار ذرات را کاهش می‌دهد.

تشعشعات CME برای فضانوردانی که در یک ماموریت فضایی خارج از حفاظ تولید شده توسط میدان مغناطیسی زمین هستند، خطرناک است . بنابراین، طرح‌های ماموریت‌های آینده ( مثلاً برای مأموریت مریخ ) یک "پناهگاه طوفان" محافظت شده از تشعشعات را برای فضانوردان به منظور عقب نشینی در طول چنین رویدادی در خود جای داده است.

گلایسبرگ یک روش پیش‌بینی CME را توسعه داد که بر چرخه‌های متوالی متکی است. [62]

افزایش تابش در طول حداکثر خورشید، پوشش اتمسفر زمین را منبسط می‌کند و باعث می‌شود زباله‌های فضایی در مدار پایین با سرعت بیشتری دوباره وارد شوند.

شار پرتو کیهانی کهکشانی

انبساط بیرونی پرتاب‌های خورشیدی به فضای بین سیاره‌ای، چگالی بیش از حد پلاسما را فراهم می‌کند که در پراکندگی پرتوهای کیهانی پرانرژی که از نقاط دیگر کهکشان وارد منظومه شمسی می‌شوند، کارآمد هستند. فرکانس رویدادهای فوران خورشیدی توسط چرخه تعدیل می شود و بر این اساس درجه پراکندگی پرتوهای کیهانی در منظومه شمسی بیرونی را تغییر می دهد. در نتیجه، شار پرتوهای کیهانی در منظومه شمسی داخلی با سطح کلی فعالیت خورشیدی همبستگی ندارد. [63] این ضد همبستگی به وضوح در اندازه گیری شار پرتو کیهانی در سطح زمین شناسایی می شود.

برخی از پرتوهای کیهانی پرانرژی که وارد جو زمین می‌شوند به اندازه کافی با اجزای مولکولی جو برخورد می‌کنند که گهگاه باعث واکنش‌های پوسته شدن هسته‌ای می‌شوند . محصولات شکافت شامل رادیونوکلئیدهایی مانند 14 C و 10 Be هستند که در سطح زمین می نشینند. غلظت آنها را می توان در تنه درختان یا هسته های یخ اندازه گیری کرد و امکان بازسازی سطوح فعالیت خورشیدی را در گذشته های دور فراهم می کند. [64] چنین بازسازی هایی نشان می دهد که سطح کلی فعالیت خورشیدی از اواسط قرن بیستم در میان بالاترین سطح 10000 سال گذشته قرار دارد، و دوره های فعالیت سرکوب شده، با مدت زمان های مختلف، بارها و بارها در آن بازه زمانی رخ داده است. [ نیازمند منبع ]

جوی

تابش خورشیدی

مجموع تابش خورشیدی (TSI) مقدار انرژی تابشی خورشیدی است که در اتمسفر فوقانی زمین وارد می شود. تغییرات TSI تا زمانی که مشاهدات ماهواره‌ای در اواخر سال 1978 آغاز شد غیرقابل تشخیص بود . از دهه 1970 یک سری پرتو سنج بر روی ماهواره‌ها پرتاب شد . [65] اندازه گیری های TSI از 1355 تا 1375 وات بر متر مربع در بیش از ده ماهواره متفاوت بود. یکی از ماهواره ها، ACRIMSAT توسط گروه ACRIM به فضا پرتاب شد. «شکاف ACRIM» بحث‌برانگیز 1989-1991 بین ماهواره‌های ACRIM بدون همپوشانی توسط گروه ACRIM به یک ترکیب 0.037% در هر دهه نشان داده شد. سری دیگری بر اساس داده های ACRIM توسط گروه PMOD تولید شده است و یک روند نزولی 0.008-٪ در دهه را نشان می دهد. [66] این تفاوت 0.045٪ در دهه می تواند بر مدل های آب و هوایی تأثیر بگذارد. با این حال، کل تابش خورشیدی بازسازی‌شده با مدل‌ها به نفع سری PMOD است، بنابراین مسئله ACRIM-gap را با هم آشتی می‌دهد. [67] [68]

تابش خورشیدی به طور سیستماتیک در طول چرخه تغییر می کند، [69] هم در تابش کل و هم در اجزای نسبی آن (UV در مقابل مرئی و فرکانس های دیگر). درخشندگی خورشیدی در طول حداکثر خورشیدی اواسط چرخه 0.07 درصد روشن تر از حداقل خورشیدی پایانی است. به نظر می رسد مغناطیس فتوسفری علت اصلی (96٪) تغییرات TSI 1996-2013 باشد. [70] نسبت نور ماوراء بنفش به نور مرئی متفاوت است. [71]

TSI در فاز با چرخه فعالیت مغناطیسی خورشیدی [72] با دامنه حدود 0.1٪ در حدود یک مقدار متوسط ​​حدود 1361.5 W/m2 [ 73] (" ثابت خورشیدی ") تغییر می کند. تغییرات تقریباً تا 0.3-% توسط گروه‌های بزرگ لکه‌های خورشیدی و 0.05+% توسط شاخه‌های بزرگ و شبکه روشن در یک مقیاس زمانی 7-10 روزه ایجاد می‌شوند [74] [75] تغییرات TSI در دوران ماهواره‌ای کوچک اما نشان می‌دهند. روندهای قابل تشخیص [76] [77]

TSI در حداکثر خورشیدی بالاتر است، حتی اگر لکه‌های خورشیدی تیره‌تر (خنک‌تر) از فوتوسفر متوسط ​​باشند. این توسط ساختارهای مغناطیسی به غیر از لکه های خورشیدی در طول حداکثر خورشیدی ایجاد می شود، مانند رخنه ها و عناصر فعال شبکه "روشن"، که روشن تر (گرمتر) از فوتوسفر متوسط ​​هستند. آنها در مجموع کمبود تابش مربوط به لکه های خورشیدی خنک تر اما کم تعداد را جبران می کنند. [78] محرک اصلی تغییرات TSI در مقیاس‌های زمانی چرخش خورشیدی و چرخه خورشیدی، پوشش فتوسفری متفاوت این ساختارهای مغناطیسی خورشیدی فعال تابشی است. [79]

تغییرات انرژی در تابش اشعه ماوراء بنفش که در تولید و از بین رفتن ازن نقش دارد ، اثرات جوی دارد. سطح فشار اتمسفر 30 hPa با فعالیت خورشیدی در طول چرخه های خورشیدی 20-23 ارتفاع را در فاز تغییر داد. افزایش تابش اشعه ماوراء بنفش باعث تولید بیشتر ازن می شود که منجر به گرمایش استراتوسفر و جابجایی قطبی در سیستم های باد استراتوسفر و تروپوسفر می شود . [80]

تابش با طول موج کوتاه

یک چرخه خورشیدی: مونتاژ ده سال تصاویر Yohkoh SXT، نشان دهنده تغییرات در فعالیت خورشیدی در طول یک چرخه خورشیدی، از پس از 30 اوت 1991، تا 6 سپتامبر 2001. اعتبار: ماموریت یوکوه ISAS (ژاپن) و ناسا (ایالات متحده).

با دمای 5870 کلوین، فتوسفر نسبتی از تابش را در اشعه ماوراء بنفش شدید (EUV) و بالاتر از خود ساطع می کند. با این حال، لایه‌های بالای گرمتر جو خورشید ( کروموسفر و تاج ) تابش با طول موج کوتاه بیشتری منتشر می‌کنند. از آنجایی که جو فوقانی همگن نیست و دارای ساختار مغناطیسی قابل توجهی است، شار فرابنفش خورشیدی (UV)، EUV و اشعه ایکس به طور قابل توجهی در طول چرخه تغییر می کند.

عکس مونتاژ سمت چپ این تغییر را برای اشعه ایکس نرم نشان می دهد ، همانطور که ماهواره ژاپنی یوکوه از پس از 30 اوت 1991، در اوج چرخه 22 تا 6 سپتامبر 2001، در اوج چرخه 23 مشاهده شد. تغییرات مربوط به چرخه در شار تابش UV یا EUV خورشیدی مشاهده می شود، به عنوان مثال، توسط ماهواره های SOHO یا TRACE مشاهده می شود .

حتی با وجود اینکه تنها بخش کوچکی از کل تابش خورشیدی را به خود اختصاص می دهد، تأثیر تابش UV، EUV و اشعه ایکس خورشیدی بر اتمسفر بالای زمین عمیق است. شار UV خورشیدی محرک اصلی شیمی استراتوسفر است و افزایش پرتوهای یونیزان به طور قابل توجهی بر دمای تحت تأثیر یونوسفر و هدایت الکتریکی تأثیر می گذارد .

شار رادیویی خورشیدی

انتشار از خورشید در طول موج سانتی متری (رادیویی) عمدتاً به دلیل پلاسمای تاجی است که در میدان های مغناطیسی پوشاننده مناطق فعال به دام افتاده است. [81] شاخص F10.7 اندازه گیری شار رادیویی خورشیدی در واحد فرکانس در طول موج 10.7 سانتی متر، نزدیک به اوج انتشار رادیویی خورشیدی مشاهده شده است. F10.7 اغلب در واحدهای SFU یا شار خورشیدی بیان می شود (1 SFU = 10-22 W m -2 Hz -1 ). این نشان دهنده اندازه گیری گرمایش پلاسمای تاجی منتشر و غیر تابشی است. این یک شاخص عالی برای سطوح کلی فعالیت خورشیدی است و به خوبی با انتشار UV خورشیدی ارتباط دارد.

فعالیت لکه‌های خورشیدی تأثیر عمده‌ای بر ارتباطات رادیویی راه دور ، به‌ویژه در باندهای موج کوتاه دارد ، اگرچه فرکانس‌های موج متوسط ​​و فرکانس‌های VHF پایین نیز تحت تأثیر قرار می‌گیرند. سطوح بالای فعالیت لکه های خورشیدی منجر به بهبود انتشار سیگنال در باندهای فرکانس بالاتر می شود، اگرچه سطح نویز خورشیدی و اختلالات یونوسفر را نیز افزایش می دهند. این اثرات ناشی از تاثیر افزایش سطح تابش خورشید بر یونوسفر است .

شار خورشیدی 10.7 سانتی متری می تواند در ارتباطات نقطه به نقطه زمینی تداخل ایجاد کند. [82]

ابرها

گمانه زنی ها در مورد اثرات تغییرات پرتو کیهانی در طول چرخه به طور بالقوه عبارتند از:

مقالات بعدی نشان داد که تولید ابرها از طریق پرتوهای کیهانی را نمی توان با ذرات هسته توضیح داد. نتایج شتاب دهنده نتوانست ذرات کافی و به اندازه کافی بزرگ تولید کند که منجر به تشکیل ابر شود. [91] [92] این شامل مشاهدات پس از یک طوفان بزرگ خورشیدی است. [93] مشاهدات پس از چرنوبیل هیچ ابر القایی را نشان نمی دهد. [94]

زمینی

ارگانیسم ها

تأثیر چرخه خورشیدی بر موجودات زنده مورد بررسی قرار گرفته است ( کرنوبیولوژی را ببینید ). برخی از محققان ادعا می کنند که ارتباطی با سلامت انسان پیدا کرده اند. [95]

مقدار اشعه ماوراء بنفش UVB در 300 نانومتر که به سطح زمین می رسد در طول چرخه خورشیدی به دلیل تغییرات در لایه محافظ ازن چند درصد تغییر می کند . در استراتوسفر، ازن به طور مداوم با تقسیم مولکول های O 2 توسط نور فرابنفش بازسازی می شود. در طول حداقل خورشیدی، کاهش نور ماوراء بنفش دریافتی از خورشید منجر به کاهش غلظت ازن می‌شود و به افزایش UVB اجازه می‌دهد به سطح زمین برسد. [96] [97]

ارتباط رادیویی

حالت های امواج رادیویی آسمانی با خمش ( شکست ) امواج رادیویی ( تابش الکترومغناطیسی ) در یونوسفر عمل می کنند . در طول "اوج" چرخه خورشیدی، یونوسفر به طور فزاینده ای توسط فوتون های خورشیدی و پرتوهای کیهانی یونیزه می شود . این امر بر انتشار موج رادیویی به روش های پیچیده ای تأثیر می گذارد که می تواند ارتباطات را تسهیل یا مانع شود. پیش‌بینی حالت‌های موج آسمان برای ارتباطات تجاری دریایی و هواپیما ، اپراتورهای رادیویی آماتور و پخش‌کننده‌های امواج کوتاه از اهمیت قابل توجهی برخوردار است . این کاربران فرکانس‌هایی را در طیف رادیویی با فرکانس بالا یا «HF» اشغال می‌کنند که بیشتر تحت تأثیر این واریانس‌های خورشیدی و یونوسفر قرار می‌گیرند. تغییرات در خروجی خورشیدی بر حداکثر فرکانس قابل استفاده تأثیر می گذارد ، که محدودیتی در بالاترین فرکانس قابل استفاده برای ارتباطات است.

آب و هوا

تغییرات بلندمدت و کوتاه مدت در فعالیت خورشیدی به طور بالقوه بر آب و هوای جهانی تأثیر می گذارد، اما نشان دادن هر گونه ارتباط بین تغییرات خورشیدی و آب و هوا چالش برانگیز است. [2]

تحقیقات اولیه تلاش کردند تا آب و هوا را با موفقیت محدود مرتبط کنند، [98] و به دنبال آن تلاش هایی برای مرتبط کردن فعالیت خورشیدی با دمای جهانی انجام شد. این چرخه همچنین بر آب و هوای منطقه تأثیر می گذارد. اندازه‌گیری‌های مانیتور تابش طیفی SORCE نشان می‌دهد که تغییرپذیری UV خورشیدی، برای مثال، زمستان‌های سردتری در ایالات متحده و شمال اروپا و زمستان‌های گرم‌تری در کانادا و جنوب اروپا در طول حداقل خورشید ایجاد می‌کند. [99]

سه مکانیسم پیشنهادی تاثیرات آب و هوایی تغییرات خورشیدی را واسطه می‌کنند:

تغییرات چرخه خورشیدی 0.1٪ اثرات کوچک اما قابل تشخیص بر آب و هوای زمین دارد. [100] [101] [102] کمپ و تونگ پیشنهاد می‌کنند که تابش خورشیدی با تغییرات 0.08 ± 0.18 K (0.14 ± 0.32 درجه فارنهایت) در میانگین دمای جهانی اندازه‌گیری شده بین حداکثر و حداقل خورشیدی مرتبط است. [103]

اثرات دیگر عبارتند از یک مطالعه که رابطه ای با قیمت گندم پیدا کرد، [104] و دیگری که همبستگی ضعیفی با جریان آب در رودخانه پارانا یافت . [105] چرخه های یازده ساله در ضخامت حلقه درختان [14] و لایه ها در کف دریاچه [15] صدها میلیون سال پیش یافت شده است .

اجماع علمی فعلی در مورد تغییرات آب و هوایی این است که تغییرات خورشیدی تنها نقشی حاشیه ای در ایجاد تغییرات آب و هوایی جهانی ایفا می کند ، [2] زیرا اندازه اندازه گیری شده تغییرات خورشیدی اخیر بسیار کمتر از فشار ناشی از گازهای گلخانه ای است. [3] همچنین، میانگین فعالیت خورشیدی در دهه 2010 بیشتر از دهه 1950 نبود (به بالا مراجعه کنید)، در حالی که میانگین دمای جهانی در آن دوره به طور قابل توجهی افزایش یافته بود. در غیر این صورت، سطح درک تأثیرات خورشیدی بر آب و هوا پایین است. [106]

تغییرات خورشیدی همچنین با تغییر چگالی ترموسفر فوقانی بر فروپاشی مداری اجرام در مدار پایین زمین (LEO) تأثیر می گذارد . [107]

دینام خورشیدی

تصور می شود که چرخه خورشیدی 11 ساله نیمی از چرخه دینام خورشیدی 22 ساله Babcock-Leighton است که مربوط به تبادل نوسانی انرژی بین میدان های مغناطیسی خورشیدی حلقوی و قطبی است که با واسطه جریان های پلاسمای خورشیدی انجام می شود. انرژی به سیستم دینام در هر مرحله. در حداکثر چرخه خورشیدی ، میدان مغناطیسی دوقطبی پولوئیدی خارجی نزدیک به حداقل قدرت چرخه دینام است، اما یک میدان چهار قطبی حلقوی داخلی ، که از طریق چرخش دیفرانسیل در تاکوکلین ایجاد می‌شود ، نزدیک به حداکثر قدرت خود است. در این نقطه از چرخه دینام، بالا آمدن شناور در منطقه همرفت ، باعث ظهور میدان مغناطیسی حلقوی از طریق فوتوسفر می‌شود و باعث ایجاد جفت لکه‌های خورشیدی می‌شود که تقریباً شرق-غرب با قطب‌های مغناطیسی مخالف هم تراز هستند. قطبیت مغناطیسی جفت لکه های خورشیدی در هر چرخه خورشیدی متناوب می شود، پدیده ای که توسط قانون هیل توضیح داده شده است . [108] [109]

در طول فاز نزولی چرخه خورشیدی، انرژی از میدان مغناطیسی حلقوی داخلی به میدان پولوییدی خارجی تغییر می‌کند و تعداد لکه‌های خورشیدی کاهش می‌یابد. در حداقل خورشیدی، میدان حلقوی، به ترتیب، در حداقل قدرت، لکه های خورشیدی نسبتاً نادر هستند و میدان پولوئیدی در حداکثر قدرت است. در چرخه بعدی، چرخش دیفرانسیل انرژی مغناطیسی را از قطبی به میدان حلقوی با قطبی مخالف چرخه قبلی تبدیل می کند. این فرآیند به طور مداوم ادامه می یابد و در یک سناریوی ایده آل و ساده شده، هر چرخه لکه خورشیدی 11 ساله با تغییر در قطبیت میدان مغناطیسی در مقیاس بزرگ خورشید مطابقت دارد. [110] [111]

مدل‌های دینام خورشیدی نشان می‌دهند که فرآیندهای انتقال شار پلاسما در فضای داخلی خورشیدی مانند چرخش دیفرانسیل، گردش نصف النهار و پمپاژ آشفته نقش مهمی در بازیافت اجزای حلقوی و پلوئیدی میدان مغناطیسی خورشیدی دارند. [112] نقاط قوت نسبی این فرآیندهای انتقال شار همچنین "حافظه" چرخه خورشیدی را تعیین می کند که نقش مهمی در پیش بینی های مبتنی بر فیزیک چرخه خورشیدی دارد. به طور خاص، شبیه‌سازی‌های دینام خورشیدی غیرخطی غیرخطی اجباری تصادفی نشان می‌دهد که حافظه چرخه خورشیدی کوتاه است و بیش از یک چرخه طول می‌کشد، بنابراین پیش‌بینی دقیق فقط برای چرخه خورشیدی بعدی امکان‌پذیر است و نه فراتر از آن. [113] [114] این فرض حافظه کوتاه یک چرخه در مکانیسم دینام خورشیدی بعداً به صورت مشاهداتی تأیید شد. [115]

اگرچه مدت‌ها تصور می‌شد که تاکوکلین کلید ایجاد میدان مغناطیسی در مقیاس بزرگ خورشید است، تحقیقات اخیر این فرض را زیر سوال برده است. مشاهدات رادیویی از کوتوله های قهوه ای نشان داده است که آنها همچنین میدان های مغناطیسی در مقیاس بزرگ را حفظ می کنند و ممکن است چرخه های فعالیت مغناطیسی را نشان دهند. خورشید دارای یک هسته تابشی است که توسط یک پوشش همرفتی احاطه شده است و در مرز این دو تاکوکلین قرار دارد . با این حال، کوتوله های قهوه ای فاقد هسته تابشی و تاکوکلین هستند. ساختار آنها از یک پوشش همرفتی خورشید مانند تشکیل شده است که از هسته تا سطح وجود دارد. از آنجایی که آنها فاقد تاکوکلین هستند و هنوز فعالیت مغناطیسی خورشید مانند را نشان می دهند، پیشنهاد شده است که فعالیت مغناطیسی خورشیدی فقط در پوشش همرفتی ایجاد می شود. [116]

تأثیر احتمالی سیارات

مقاله ای در سال 2012 پیشنهاد کرد که گشتاور اعمال شده توسط سیارات بر روی یک لایه تاکوکلین غیر کروی در اعماق خورشید ممکن است دینام خورشیدی را همگام کند. [117] نشان داده شد که نتایج آنها مصنوع از روش هموارسازی نادرست اعمال شده است که منجر به الایاسینگ می شود . [118] مدل‌های اضافی که تأثیر نیروهای سیاره‌ای بر خورشید را در بر می‌گیرد از آن زمان ارائه شده‌اند. [119] با این حال، تغییرپذیری خورشید اساساً تصادفی و غیرقابل پیش‌بینی فراتر از یک چرخه خورشیدی است، که با ایده تأثیر سیاره‌ای قطعی بر دینام خورشیدی در تضاد است. [120] مدل های دینام مدرن می توانند چرخه خورشیدی را بدون هیچ گونه تأثیر سیاره ای بازتولید کنند. [23]

در سال 1974 کتاب اثر مشتری پیشنهاد کرد که هم ترازی سیارات باد خورشیدی خورشید و به نوبه خود آب و هوای زمین را تغییر می دهد و در 10 مارس 1982 با فجایع متعدد به اوج خود می رسد. هیچ یک از فجایع رخ نداد. در سال 2023، مقاله ای توسط Cionco و همکاران. نشان داد که اثر جزر و مدی مشکوک روی خورشید که توسط زهره و مشتری هدایت می شود بر روی پتانسیل تولید جزر و مد خورشیدی قابل توجه نیست. [121]

همچنین ببینید

مراجع

  1. ↑ «فیزیک خورشیدی ناسا/مارشال». nasa.gov . بازیابی 2015-11-17 . دامنه عمومیاین مقاله حاوی متنی از این منبع است که در مالکیت عمومی است . [ لینک مرده ]
  2. ↑ abc Joanna D. Haigh «خورشید و آب و هوای زمین»، Living Reviews in Solar Physics (تاریخ دسترسی 31 ژانویه 2012)
  3. ^ ab Houghton، JT ; دینگ، ی. گریگز، دی جی؛ نوگر، ام.، ویرایش. (2001). "6.11 کل تابش خورشیدی - شکل 6.6: جهانی، متوسط ​​سالانه نیروی تابشی (1750 تا کنون)". تغییرات آب و هوا 2001: گروه کاری I: پایه علمی. هیئت بین دولتی تغییرات آب و هوایی . بازیابی شده در 2007-04-15 .; همچنین به گزارش چهارم ارزیابی IPCC مراجعه کنید، که در آن میزان تغییرات در تابش خورشیدی به سمت پایین بازنگری شد، اگرچه شواهد ارتباط بین تغییرات خورشیدی و جنبه‌های خاصی از آب و هوا در همان دوره زمانی افزایش یافت: گزارش ارزیابی-4، گروه کاری 1، فصل 2 بایگانی شده در 07-12-2013 در ماشین Wayback
  4. ^ کاروف، کریستوفر؛ یورگنسن، کارستن سوندرسکوف؛ سنتامیژ پاوای، وی. آرلت، راینر (12 ژوئن 2019). "مشاهدات لکه های خورشیدی کریستین هورباو - II. ساخت رکوردی از موقعیت های لکه های خورشیدی". فیزیک خورشیدی . 294 (6): 77. arXiv : 1906.10895 . Bibcode :2019SoPh..294...78K. doi :10.1007/s11207-019-1466-y. S2CID  189841594.
  5. ^ آب شواب (1843). "Sonnenbeobachtungen im Jahre 1843" [مشاهدات خورشید در سال 1843]. Astronomische Nachrichten (به آلمانی). 21 : 233-236.از صفحه 235: " Vergleicht man nun die Zahl der Gruppen und der flecken-freien Tage mit einander, so findet man, dass die Sonnenflecken eine Periode von ungefähr 10 Jahren hatten " ('اگر تعداد گروه ها و خورشیدها را مقایسه کنیم. روزهای بدون لکه خورشیدی با یکدیگر، سپس متوجه می شود که لکه های خورشیدی حدود 10 سال دوره داشته اند.)
  6. ↑ Wolf, R. (1852). "Neue untersuchungen über die periode der sonnenflecken und ihre bedeutung" [تحقیقات جدید در مورد دوره لکه های خورشیدی و اهمیت آن]. Mittheilungen der Naturforschenden Gesellschaft در برن (به آلمانی). 255 : 249-270.
  7. ↑ ادی، جان ای. (ژوئن ۱۹۷۶). "حداقل Maunder". علم . 192 (4245): 1189-1202. Bibcode :1976Sci...192.1189E. doi :10.1126/science.192.4245.1189. JSTOR  1742583. PMID  17771739. S2CID  33896851.
  8. ↑ abcde David H. Hathaway، "چرخه خورشیدی"، بررسی های زیستی در فیزیک خورشیدی، مارس 2010، موسسه تحقیقاتی ماکس پلانک برای تحقیقات منظومه شمسی، کاتلنبورگ-لینداو، آلمان. ISSN 1614-4961 (دسترسی در 19 ژوئیه 2015)
  9. ↑ «گرافیک شماره لکه‌های خورشیدی». مرکز تحلیل داده تاثیرات خورشیدی . رصدخانه سلطنتی بلژیک
  10. ^ وو، سی جی؛ کریووا، ن. سولانکی، SK; Usoskin، IG (2018). "بازسازی تابش کلی و طیفی خورشیدی در 9000 سال گذشته". نجوم و اخترفیزیک . 620 : A120. arXiv : 1811.03464 . Bibcode :2018A&A...620A.120W. doi :10.1051/0004-6361/201832956.
  11. ^ آب اوسوسکین، ایلیا جی . سولانکی، سامی ک. کووالتسوف، گنادی آ. (2007). "حداقل و حداکثر فعالیت خورشیدی: محدودیت های مشاهده ای جدید" (PDF) . اختر. اخترفیزیک . 471 (1): 301-309. arXiv : 0706.0385 . Bibcode :2007A&A...471..301U. doi :10.1051/0004-6361:20077704. S2CID  7742132.
  12. ^ آب سولانکی، سامی ک . اوسوسکین، ایلیا جی. کرومر، برند؛ شوسلر، مانفرد; بیر، یورگ (2004). "فعالیت غیرمعمول خورشید در دهه های اخیر در مقایسه با 11000 سال قبل" (PDF) . طبیعت . 431 (7012): 1084-1087. Bibcode :2004Natur.431.1084S. doi :10.1038/nature02995. PMID  15510145. S2CID  4373732 . بازیابی شده در 2007-04-17 .، "بازسازی شماره لکه خورشیدی 11000 ساله". دایرکتوری اصلی تغییر جهانی بایگانی شده از نسخه اصلی در 2015-11-02 . بازیابی 2005-03-11 .
  13. ^ اوسوسکین، ایلیا جی . سولانکی، سامی ک . شوسلر، مانفرد; مرسله، کلوی; آلانکو، کاتیا (2003). "بازسازی عدد لکه های خورشیدی در مقیاس هزاره: شواهدی برای یک خورشید غیرمعمول فعال از دهه 1940". نامه های بررسی فیزیکی 91 (21): 211101. arXiv : astro-ph/0310823 . Bibcode : 2003PhRvL..91u1101U. doi :10.1103/PhysRevLett.91.211101. PMID  14683287. S2CID  20754479.
  14. ^ آب لوتارد، لودویگ؛ روسلر، رونی (فوریه 2017). "جنگل های فسیلی فعالیت لکه های خورشیدی را در اوایل پرمین نشان می دهد". زمین شناسی . 45 (2): 279. Bibcode :2017Geo....45..279L. doi :10.1130/G38669.1. S2CID  132999292.
  15. ^ آب لی، پنگبو؛ و همکاران (سپتامبر 2018). چرخه‌های لکه‌های خورشیدی ثبت شده در بیولامینیت‌های سیلیسی آواری در طلوع یخبندان استورتین نئوپروتروزوییک در جنوب چین. تحقیقات پرکامبرین . 315 : 75-91. Bibcode :2018PreR..315...75L. doi :10.1016/j.precamres.2018.07.018. S2CID  135344975.
  16. ↑ مایکل مارشال (۱۸ اوت ۲۰۱۸). لایه‌های سنگ نشان می‌دهند که خورشید ما ۷۰۰ میلیون سال در یک چرخه بوده است. دانشمند جدید .
  17. ↑ سلیا مارتین-پوئرتاس؛ کاتیا ماتز; آخیم برائر; رایموند موشلر; فلیسیتاس هانسن; کریستف پتریک؛ علا الدهان; Göran Possnert; بس ون ژیل (2 آوریل 2012). "تغییر گردش اتمسفر منطقه ای ناشی از حداقل خورشیدی بزرگ". زمین شناسی طبیعت . 5 (6): 397-401. Bibcode :2012NatGe...5..397M. doi :10.1038/ngeo1460.
  18. ^ Usoskin، IG ؛ مرسله، ک. آرلت، آر. Kovaltsov، GA (2009). "چرخه خورشیدی از بین رفته در 1793-1800: مشاهدات اولیه لکه های خورشیدی معمای قدیمی را حل می کند". مجله اخترفیزیک . 700 (2): L154. arXiv : 0907.0063 . Bibcode :2009ApJ...700L.154U. doi : 10.1088/0004-637X/700/2/L154. S2CID  14882350.
  19. ↑ «طرح‌های قرن‌ها معمای لکه‌های خورشیدی را حل می‌کنند». دانشمند جدید . 1 آگوست 2009. ص. 10.
  20. ^ برائر، آخیم؛ پوسنرت، گوران; الدهان، علا; بلاشکیویچ، میروسلاو؛ اسلووینسکی، میچال؛ اوت، فلوریان؛ دراگر، نادین؛ مخالدی، فلوریان; آدولفی، فلوریان (31 مه 2018). "همگام سازی 10Be در دو رکورد رسوب دریاچه ای منحنی به IntCal13 14C در طول سه کمینه بزرگ خورشیدی". آب و هوای گذشته 14 (5): 687-696. Bibcode :2018CliPa..14..687C. doi : 10.5194/cp-14-687-2018 . hdl : 21.11116/0000-0003-2C5D-5 . ISSN  1814-9324.
  21. ^ ab سرویس ملی هواشناسی . "سلام چرخه خورشیدی 25" . بازیابی شده 2020-09-15 .
  22. ^ برای مثال: "ADS جستجو برای "پیش بینی چرخه لکه های خورشیدی 25"" . بازیابی شده 2020-03-17 .
  23. ^ اب بوومیک، پرانتیکا؛ نندی، دیبیندو (6 دسامبر 2018). «پیش‌بینی قدرت و زمان‌بندی چرخه لکه‌های خورشیدی 25 شرایط محیطی فضایی در مقیاس دهه‌ای را نشان می‌دهد». ارتباطات طبیعت . 9 (1): 5209. arXiv : 1909.04537 . Bibcode :2018NatCo...9.5209B. doi : 10.1038/s41467-018-07690-0 . ISSN  2041-1723. PMC 6283837 . PMID  30523260. 
  24. ↑ «پیش‌بینی اولیه چرخه خورشیدی ۲۵». مرکز پیش بینی هوای فضایی NOAA / NWS .
  25. ↑ برنهارد فلک (14 ژانویه 2008). "سوهو: چرخه جدید خورشیدی با "بنگ" شروع می شود. آژانس فضایی اروپا (اعلامیه مطبوعاتی) . بازیابی 2017-05-11 .
  26. ↑ تونی فیلیپس (10 ژانویه 2008). "چرخه خورشیدی 24 آغاز می شود". ناسا . بایگانی شده از نسخه اصلی در 2021-02-28 . بازیابی شده در 29-05-2010 .
  27. ↑ تونی فیلیپس (4 ژوئن 2010). با بیدار شدن خورشید، ناسا مراقب آب و هوای فضاست. ناسا . بایگانی شده از نسخه اصلی در 2021-03-20 . بازیابی شده در 2013-05-18 .
  28. ↑ «پیشرفت چرخه خورشیدی». مرکز پیش بینی هوای فضایی NOAA / NWS . بازیابی شده در 2015-07-06 .
  29. ↑ "شماره لکه خورشیدی | SILSO". www.sidc.be .
  30. ↑ «روزهای بدون لک».
  31. ↑ «خورشید چه مشکلی دارد؟ (هیچ چیز) اطلاعات بیشتر: روزهای بدون لکه». بایگانی شده از نسخه اصلی در 2008-07-14.
  32. ↑ «صفحه روزهای بی عیب سلیمان». بایگانی شده از نسخه اصلی در 2017-07-22 . بازیابی شده در 2015-08-15 .
  33. ↑ «ناسا – روز خورشید-زمین – فناوری در گذر زمان – یونان». sunearthday.nasa.gov .
  34. ^ ویلسون، ریچارد سی. اچ اس هادسون (1991). "درخشندگی خورشید در یک چرخه کامل خورشیدی". طبیعت . 351 (6321): 42-4. Bibcode :1991Natur.351...42W. doi : 10.1038/351042a0. S2CID  4273483.
  35. ↑ Willson RC، Gulkis S، Janssen M، Hudson HS، Chapman GA (فوریه 1981). "مشاهدات تغییرپذیری تابش خورشیدی". علم . 211 (4483): 700-2. Bibcode :1981Sci...211..700W. doi :10.1126/science.211.4483.700. PMID  17776650.
  36. ↑ چتزیسترگوس، تئودوسیوس؛ کریووا، ناتالی آ. ارمولی، ایلاریا (17 نوامبر 2022). "مشاهدات Caii K با دیسک کامل - پنجره ای به مغناطیس خورشیدی گذشته". مرزها در نجوم و علوم فضایی . 9 : 1038949. arXiv : 2210.13285 . Bibcode :2022FrASS...938949C. doi : 10.3389/fspas.2022.1038949 . ISSN  2296-987X.
  37. ↑ Chatzistergos T، Ermolli I، Krivova NA، Solanki SK، Banerjee D، Barata T، Belik M، و همکاران. (ژوئیه 2020). "تجزیه و تحلیل اسپکتروهلیوگرام های کل دیسک Ca II K - III. سری مرکب ناحیه پلاژ که 1892-2019 را پوشش می دهد". نجوم و اخترفیزیک . 639 : A88. arXiv : 2005.01435 . Bibcode :2020A&A...639A..88C. doi :10.1051/0004-6361/202037746. S2CID  218487277.
  38. ↑ چتزیسترگوس، تئودوسیوس؛ ارمولی، ایلاریا؛ کریووا، ناتالی آ. باراتا، ترزا؛ کاروالیو، سارا؛ مالهرب، ژان ماری (نوامبر 2022). "بررسی رابطه بین مناطق پلاک و مناطق و تعداد لکه های خورشیدی". نجوم و اخترفیزیک . 667 : A167. arXiv : 2209.07077 . Bibcode :2022A&A...667A.167C. doi :10.1051/0004-6361/202244913. ISSN  0004-6361. S2CID  252280541.
  39. ↑ چتزیسترگوس، تئودوسیوس؛ ارمولی، ایلاریا؛ سولانکی، سامی ک. کریووا، ناتالی آ. جورجی، فابریزیو؛ Yeo, Kok Leng (ژوئن 2019). "بازیابی میدان مغناطیسی فتوسفری بدون علامت از مشاهدات Ca II K". نجوم و اخترفیزیک . 626 : A114. arXiv : 1905.03453 . Bibcode :2019A&A...626A.114C. doi :10.1051/0004-6361/201935131. ISSN  0004-6361. S2CID  148571864.
  40. ↑ بابکاک، هوراس دبلیو. Babcock, Harold D. (مارس 1955). "میدان مغناطیسی خورشید، 1952-1954". مجله اخترفیزیک . 121 : 349. Bibcode :1955ApJ...121..349B. doi :10.1086/145994. ISSN  0004-637X.
  41. ^ اونز، متیو جی. لاک وود، مایک؛ بارنارد، لوک آ. اسکات، کریس جی. هاینز، کارل؛ مکنیل، آلن (20 مه 2021). "رویدادهای شدید فضایی-آب و هوا و چرخه خورشیدی". فیزیک خورشیدی . 296 (5): 82. Bibcode :2021SoPh..296...82O. doi : 10.1007/s11207-021-01831-3 . ISSN  1573-093X. S2CID  236402345.
  42. ^ اونز، متیو جی. بارنارد، لوک آ. پاپ، بنجامین جی اس. لاک وود، مایک؛ اوسوسکین، ایلیا؛ آسوستاری، الیانا (19 اوت 2022). "انرژی خورشیدی-ذرات افزایش سطح زمین و چرخه خورشیدی". فیزیک خورشیدی . 297 (8): 105. arXiv : 2207.12787 . Bibcode :2022SoPh..297..105O. doi :10.1007/s11207-022-02037-x. ISSN  1573-093X. S2CID  251066764.
  43. ↑ «قوی ترین شراره های خورشیدی ثبت شده تا کنون». Spaceweather.com​
  44. ↑ «رویدادهای هوای شدید فضایی». مرکز ملی داده های ژئوفیزیک بازیابی 2015-11-17 .
  45. ^ دو، ژان-له؛ وانگ، هوا-نینگ؛ او، شیانگ تائو (2006). "رابطه بین دامنه و دوره چرخه های خورشیدی". مجله چینی نجوم و اخترفیزیک . 6 (4): 489-494. Bibcode :2006ChJAA...6..489D. doi : 10.1088/1009-9271/6/4/12 . S2CID  73563204.
  46. ↑ Waldmeier M. ، 1939، Astron. میت زوریخ، 14، 439
  47. ^ سونت، سی‌پی. فینی، SA; Berger, A. (24 آوریل 1990). "طیف رادیوکربن". معاملات فلسفی انجمن سلطنتی الف . 330 (1615): 413-26. Bibcode :1990RSPTA.330..413S. doi :10.1098/rsta.1990.0022. S2CID  123641430.
  48. ^ اب براون، اچ; کریستل، ام. رحمستورف، س. گانوپولسکی، ا. مانگینی، ا. کوباتزکی، سی. راث، ک. کرومر، بی (10 نوامبر 2005). "منشا خورشیدی احتمالی چرخه آب و هوای یخبندان 1470 ساله در یک مدل جفت نشان داده شده است" (PDF) . طبیعت . 438 (7065): 208-11. Bibcode :2005Natur.438..208B. doi :10.1038/nature04121. PMID  16281042. S2CID  4346459.
  49. ^ هاتاوی، دیوید اچ. ویلسون، رابرت ام (2004). آنچه که رکورد لکه‌های خورشیدی درباره آب و هوای فضا به ما می‌گوید (PDF) . فیزیک خورشیدی . 224 (1-2): 5-19. Bibcode :2004SoPh..224....5H. doi :10.1007/s11207-005-3996-8. S2CID  55971262. بایگانی شده از نسخه اصلی (PDF) در 2006-01-04 . بازیابی 2007-04-19 .
  50. ^ Usoskin IG (2017). "تاریخ فعالیت خورشیدی در طول هزاره". بررسی های زندگی در فیزیک خورشیدی . 14 (3): 3. arXiv : 0810.3972 . Bibcode :2017LRSP...14....3U. doi :10.1007/s41116-017-0006-9. S2CID  195340740.کپی پی دی اف
  51. ↑ Lockwood M. (2013). "بازسازی و پیش بینی تغییرات در شار مغناطیسی خورشیدی باز و شرایط بین سیاره ای". بررسی های زندگی در فیزیک خورشیدی . 10 (4): 4. Bibcode :2013LRSP...10....4L. doi : 10.12942/lrsp-2013-4 .کپی پی دی اف
  52. ↑ Owens MJ & Forsyth RJ (2013). "میدان مغناطیسی هلیوسفر". بررسی های زندگی در فیزیک خورشیدی . 10 (5): 5. arXiv : 1002.2934 . Bibcode :2013LRSP...10....5O. doi : 10.12942/lrsp-2013-5 . S2CID  122870891.
  53. ↑ «خورشید و آب و هوا» (PDF) . سازمان زمین شناسی آمریکا برگه اطلاعات 0095-00 . بازیابی 2015-11-17 .
  54. ^ واسیلیف، اس اس. درگاچف، VA (2002). چرخه 2400 ساله در غلظت رادیوکربن اتمسفر: دو طیف داده های 14 درجه سانتیگراد در 8000 سال گذشته. Annales Geophysicae . 20 (1): 115-20. Bibcode :2002AnGeo..20..115V. doi : 10.5194/angeo-20-115-2002 .
  55. ^ Usoskin IG، Gallet Y، Lopes F، Kovaltsov GA، Hulot G (2016). "فعالیت خورشیدی در طول هولوسن: چرخه هالشتات و پیامد آن برای حداقل و حداکثر". اختر. اخترفیزیک . 587 . A150. arXiv : 1602.02483 . Bibcode :2016A&A...587A.150U. doi :10.1051/0004-6361/201527295. S2CID  55007495.
  56. ↑ اسکافتا، نیکولا ؛ میلانی، فرانکو؛ بیانچینی، آنتونیو؛ اورتولانی، سرجیو (2016). "درباره منشا نجومی نوسان هالشتات که در رکوردهای رادیو کربن و آب و هوا در سراسر هولوسن یافت می شود". بررسی های علوم زمین . 162 : 24-43. arXiv : 1610.03096 . Bibcode :2016ESRv..162...24S. doi :10.1016/j.earscirev.2016.09.004. S2CID  119155024.
  57. ^ دیمون، پل ای. جیریکوویچ، جان ال. (31 مارس 2006). "خورشید به عنوان یک نوسان ساز هارمونیک فرکانس پایین". رادیوکربن . 34 (2): 199-205. doi :10.2458/azu_js_rc.34.1450. ISSN  0033-8222.
  58. ↑ دیمون، پل ای. و سونت، چارلز پی، «مولفه‌های خورشیدی و زمینی طیف تغییرات جوی C-14» در خورشید در زمان، جلد. 1 ، صفحات 360-388، انتشارات دانشگاه آریزونا، توسان AZ (1991). چکیده (دسترسی در 16 جولای 2015)
  59. ^ جدول را در "تغییرپذیری خورشیدی: تغییرات آب و هوایی ناشی از تغییر در مقدار انرژی خورشیدی که به اتمسفر بالایی می رسد" ببینید. مقدمه ای بر اکولوژی کواترنر . بایگانی شده از نسخه اصلی در 2005-03-20 . بازیابی 2015-07-16 .
  60. ↑ گروه کاری گذشته بین یخچالی PAGES (2016). "بین یخبندان 800000 سال گذشته". بررسی های ژئوفیزیک . 54 (1): 162-219. Bibcode :2016RvGeo..54..162P. doi :10.1002/2015RG000482. hdl : 10261/168880 . ISSN  8755-1209.
  61. ↑ Viaggi, P. (2021). "تاثیر کمی چرخه های نجومی و مرتبط با خورشید بر سیستم آب و هوای پلیستوسن از سوابق قطب جنوب". پیشرفت های علوم کواترنر 4 : 100037. Bibcode :2021QSAdv...400037V. doi : 10.1016/j.qsa.2021.100037 . ISSN  2666-0334.
  62. ↑ ولفگانگ گلیسبرگ (۱۹۵۳). Die Häufigkeit der Sonnenflecken (به آلمانی). برلین: Ahademie Verlag.
  63. ↑ پوتگیتر، ام. (2013). "مدولاسیون خورشیدی پرتوهای کیهانی". بررسی های زندگی در فیزیک خورشیدی . 10 (1): 3. arXiv : 1306.4421 . Bibcode :2013LRSP...10....3P. doi : 10.12942/lrsp-2013-3 . S2CID  56546254.
  64. ↑ سولانکی، سامی ک . اوسوسکین، ایلیا جی. کرومر، برند؛ شوسلر، مانفرد; بیر، یورگ (2004). "فعالیت غیرمعمول خورشید در دهه های اخیر در مقایسه با 11000 سال قبل" (PDF) . طبیعت . 431 (7012): 1084-7. Bibcode :2004Natur.431.1084S. doi :10.1038/nature02995. PMID  15510145. S2CID  4373732.
  65. ↑ Kopp G (1 ژوئیه 2016). "میزان و مقیاس های زمانی تغییرپذیری کل تابش خورشیدی". مجله آب و هوا و اقلیم فضا . 6 : A30. arXiv : 1606.05258 . Bibcode :2016JSWSC...6A..30K. doi : 10.1051/swsc/2016025 .
  66. ↑ ریچارد سی ویلسون (16 مه 2014). "ACRIM3 و پایگاه داده کل تابش خورشیدی". اخترفیزیک و علوم فضایی . 352 (2): 341-352. Bibcode :2014Ap&SS.352..341W. doi : 10.1007/s10509-014-1961-4 .
  67. ↑ Krivova NA، Solanki SK، Wenzler T (1 اکتبر 2009). بازبینی شکاف ACRIM و کل تابش خورشیدی: آیا بین سال‌های 1986 و 1996 روند سکولار وجود دارد؟ نامه تحقیقات ژئوفیزیک . 36 (20): L20101. arXiv : 0911.3817 . Bibcode :2009GeoRL..3620101K. doi : 10.1029/2009GL040707 .
  68. ^ آمدور، تی. Huybers, P. (16 اوت 2023). "یک مدل بیزی برای استنتاج تابش خورشیدی کل از پراکسی ها و مشاهدات مستقیم: کاربرد در شکاف ACRIM". مجله تحقیقات ژئوفیزیک: اتمسفرها . 128 (15). Bibcode :2023JGRD..12838941A. doi : 10.1029/2023JD038941. ISSN  2169-897X. S2CID  260264050.
  69. ^ ویلسون، آرسی؛ و همکاران (1981). "مشاهدات تغییرپذیری تابش خورشیدی". علم . 211 (4483): 700-2. Bibcode :1981Sci...211..700W. doi :10.1126/science.211.4483.700. PMID  17776650.
  70. ^ KL Yeo; و همکاران (23 سپتامبر 2014). "بازسازی تابش خورشیدی کل و طیفی از سال 1974 تا 2013 بر اساس مشاهدات KPVT، SoHO/MDI و SDO/HMI". نجوم و اخترفیزیک . 570 : A85. arXiv : 1408.1229 . Bibcode :2014A&A...570A..85Y. doi :10.1051/0004-6361/201423628. S2CID  56424234.
  71. ^ هی، جی. دی. برنده، A. R; تومی، ر. هاردر، جی دبلیو (6 اکتبر 2010). "تأثیر تغییرات طیفی خورشیدی بر نیروی تابشی آب و هوا" (PDF) . طبیعت . 467 (7316): 696-9. Bibcode :2010Natur.467..696H. doi :10.1038/nature09426. hdl : 10044/1/18858 . PMID  20930841. S2CID  4320984.
  72. ^ ویلسون آر سی؛ هادسون اچ اس (1991). "درخشندگی خورشید در یک چرخه کامل خورشیدی". طبیعت . 351 (6321): 42-4. Bibcode :1991Natur.351...42W. doi : 10.1038/351042a0. S2CID  4273483.
  73. ↑ ویلسون، ریچارد سی (2014). "ACRIM3 و پایگاه داده کل تابش خورشیدی". اخترفیزیک و علوم فضایی . 352 (2): 341-352. Bibcode :2014Ap&SS.352..341W. doi : 10.1007/s10509-014-1961-4 .
  74. ^ ویلسون آر سی؛ گلکیس اس. یانسن ام. هادسون HS; چپمن GA (1981). "مشاهدات تغییرپذیری تابش خورشیدی". علم . 211 (4483): 700-2. Bibcode :1981Sci...211..700W. doi :10.1126/science.211.4483.700. PMID  17776650.
  75. ↑ «نمودار تابش خورشیدی کل از صفحه ACRIM». صفحه وب پروژه ACRIM. بایگانی شده از نسخه اصلی در 2015-10-17 . بازیابی 2015-11-17 .
  76. ^ ویلسون آر سی؛ Mordvinov AV (2003). "روند تابش خورشیدی کل سکولار در طول چرخه های خورشیدی 21-23". ژئوفیز. Res. لت . 30 (5): 1199. Bibcode :2003GeoRL..30.1199W. doi : 10.1029/2002GL016038 . S2CID  55755495.
  77. ^ Scafetta N.; ویلسون آر سی (2009). "مشکل ACRIM-gap و روند TSI با استفاده از مدل پروکسی TSI شار مغناطیسی سطحی حل شد". ژئوفیز. Res. لت . 36 (5): L05701. Bibcode :2009GeoRL..36.5701S. doi : 10.1029/2008GL036307 . S2CID  7160875.
  78. ↑ Chatzistergos T، Krivova NA، Ermolli I، Kok Leng Y، Mandal S، Solanki SK، Kopp G، Malherbe JM (1 دسامبر 2021). "بازسازی تابش خورشیدی از مشاهدات تاریخی Ca II K. I. روش و اعتبار سنجی". نجوم و اخترفیزیک . 656 : A104. arXiv : 2109.05844 . Bibcode :2021A&A...656A.104C. doi : 10.1051/0004-6361/202141516 .
  79. ↑ Solanki SK, Schuessler M, Fligge M (1 فوریه 2002). "تغییر سکولار شار مغناطیسی خورشید". نجوم و اخترفیزیک . 383 (2): 706-712. Bibcode :2002A&A...383..706S. doi : 10.1051/0004-6361:20011790 .
  80. ↑ هایگ، جی دی (17 مه 1996). "تاثیر تغییرپذیری خورشید بر اقلیم". علم . 272 (5264): 981-984. Bibcode :1996Sci...272..981H. doi :10.1126/science.272.5264.981. PMID  8662582. S2CID  140647147.
  81. ↑ ضربه زدن به KF (1987). "نجوم رادیویی خورشیدی اخیر در طول موج سانتی متر: تغییرپذیری زمانی شار 10.7 سانتی متری". جی. ژئوفیس. Res . 92 (D1): 829-838. Bibcode :1987JGR....92..829T. doi :10.1029/JD092iD01p00829.
  82. ↑ «اثر تابش خورشیدی 10.7 سانتی متری بر ارتباطات طیف گسترده دیجیتال 2.4 گیگاهرتز». NARTE News . 17 (3). جولای تا اکتبر 1999.
  83. ↑ تینزلی، برایان ای. یو، فانگ کون (2004). "یونیزاسیون اتمسفر و ابرها به عنوان پیوندهای بین فعالیت خورشیدی و آب و هوا" (PDF) . در پاپ، جودیت ام. فاکس، پیتر (ویرایش‌ها). تغییرپذیری خورشیدی و اثرات آن بر آب و هوا . سری تک نگاری های ژئوفیزیک. جلد 141. اتحادیه ژئوفیزیک آمریکا . صص 321-339. Bibcode :2004GMS...141..321T. CiteSeerX 10.1.1.175.5237 . doi : 10.1029/141GM22. شابک  978-0-87590-406-1. بایگانی شده از نسخه اصلی (PDF) در 2007-06-04 . بازیابی 2015-08-10 ."گروه فیزیک - دانشگاه تگزاس در دالاس". بایگانی شده از نسخه اصلی در 2015-08-15 . بازیابی 2015-08-10 .
  84. ↑ «آزمایش ابر سرن بینش بی‌سابقه‌ای در مورد تشکیل ابر ارائه می‌دهد» (نسخه مطبوعاتی). سرن ​25 آگوست 2011 . بازیابی شده 2016-11-12 .
  85. ^ کومار، وینای؛ داکا، سورندرا ک. هیچچمن، متیو اچ. Yoden, Shigeo (6 مارس 2023). "تأثیر گردش های منطقه ای مدوله شده با خورشید و پرتوهای کیهانی کهکشانی بر توزیع ابرهای جهانی". گزارش های علمی 13 (1): 3707. Bibcode :2023NatSR..13.3707K. doi : 10.1038/s41598-023-30447-9. ISSN  2045-2322. PMC 9988889 . PMID  36878955. 
  86. ↑ Shaviv، Nir J (2005). "درباره پاسخ آب و هوا به تغییرات در شار پرتوهای کیهانی و بودجه تابشی" (PDF) . مجله تحقیقات ژئوفیزیک . 110 (A08105): A08105. arXiv : فیزیک/0409123 . Bibcode :2005JGRA..110.8105S. doi :10.1029/2004JA010866. S2CID  16364672 . بازیابی شده در 2011-06-17 .
  87. ↑ Svensmark، Henrik (2007). "کیهان اقلیمی: یک نظریه جدید ظهور می کند". نجوم و ژئوفیزیک 48 (1): 1.18-1.24. Bibcode :2007A&G....48a..18S. doi : 10.1111/j.1468-4004.2007.48118.x .
  88. ↑ Svensmark، Henrik (1998). "تأثیر پرتوهای کیهانی بر آب و هوای زمین" (PDF) . نامه های بررسی فیزیکی 81 (22): 5027–5030. Bibcode :1998PhRvL..81.5027S. CiteSeerX 10.1.1.522.585 . doi :10.1103/PhysRevLett.81.5027 . بازیابی شده در 2011-06-17 . 
  89. ↑ Shaviv, Nir J & Veizer, Ján (2003). "محرک آسمانی آب و هوای فانوزوئیک؟". انجمن زمین شناسی آمریکا . 13 (7): 4. Bibcode :2003GSAT...13g...4S. doi : 10.1130/1052-5173(2003)013<0004:CDOPC>2.0.CO;2 .
  90. ^ سان، بی. بردلی، آر (2002). "تأثیر خورشید بر پرتوهای کیهانی و تشکیل ابر: یک ارزیابی مجدد". مجله تحقیقات ژئوفیزیک . 107 (D14): 4211. Bibcode :2002JGRD..107.4211S. doi : 10.1029/2001jd000560 .
  91. ^ پیرس، جی. آدامز، پی (2009). "آیا پرتوهای کیهانی می توانند با تغییر نرخ تشکیل ذرات جدید بر هسته های تراکم ابر تاثیر بگذارند؟" نامه تحقیقات ژئوفیزیک . 36 (9): 36. Bibcode :2009GeoRL..36.9820P. doi : 10.1029/2009gl037946 . S2CID  15704833.
  92. ^ اسنو-کروپلا، ای. و همکاران (آوریل 2011). "پرتوهای کیهانی، تشکیل آئروسل و هسته های تراکم ابر: حساسیت به عدم قطعیت های مدل". شیمی اتمسفر و فیزیک . 11 (8): 4001. Bibcode :2011ACP....11.4001S. doi : 10.5194/acp-11-4001-2011 .
  93. ^ ارلیکین، ا. و همکاران (اوت 2013). "مروری بر ارتباط نتایج "ابر" و سایر مشاهدات اخیر به تأثیر احتمالی پرتوهای کیهانی بر آب و هوای زمینی". هواشناسی و فیزیک اتمسفر . 121 (3): 137. arXiv : 1308.5067 . Bibcode :2013MAP...121..137E. doi :10.1007/s00703-013-0260-x. S2CID  118515392.
  94. ^ اسلون، تی. Wolfendale, A. (ژوئن 2007). "پرتوهای کیهانی و گرمایش جهانی". سی امین کنفرانس بین المللی پرتو کیهانی، مریدا، مکزیک .
  95. ^ هالبرگ، اف. کورنلیسن، جی; اوتسوکا، ک. واتانابه، Y; کاتیناس، جی اس. بوریوکا، N; دلیوکوف، ا. گورگو، Y; ژائو، ز (2000). چرخه های بیولوژیکی و فیزیکی 10.5 و 21 ساله، طوفان های مغناطیسی و انفارکتوس میوکارد منسجم بین طیفی. نامه های نورواندوکرینولوژی . 21 (3): 233-258. PMID  11455355. بایگانی شده از نسخه اصلی در 2008-07-29.
  96. ↑ شورای ملی تحقیقات (1994). "تغییرات خورشیدی، ازن، و جو میانی". تأثیرات خورشیدی بر تغییرات جهانی واشنگتن دی سی: انتشارات آکادمی ملی. ص 66-68. doi :10.17226/4778. hdl : 2060/19950005971. شابک 978-0-309-05148-4.
  97. ^ اچر، ای؛ Kirchhoff، VWJH; سهایی، ی. Paes Leme، N (2001). "مطالعه سیگنال چرخه خورشیدی روی ازن کل بر روی ایستگاه های مشاهده برزیلی در عرض جغرافیایی پایین". پیشرفت در تحقیقات فضایی 27 (12): 1983-1986. Bibcode :2001AdSpR..27.1983E. doi :10.1016/S0273-1177(01)00270-8.
  98. ↑ ورت، اسپنسر (2003). "تغییر خورشید، تغییر آب و هوا؟". کشف گرمایش جهانی. انتشارات دانشگاه هاروارد. شابک 978-0-674-01157-1. بایگانی شده از نسخه اصلی در 2011-08-04 . بازیابی شده در 2008-04-17 .
  99. ^ اینسون اس. Scaife AA; نایت جی آر; آداب و رسوم JC; Dunstone NJ; خاکستری ال جی; هایگ جی دی (9 اکتبر 2011). "اجبار خورشیدی تغییرپذیری آب و هوای زمستانی در نیمکره شمالی" (PDF) . زمین شناسی طبیعت . 4 (11): 753-7. Bibcode :2011NatGe...4..753I. doi :10.1038/ngeo1282. hdl : 10044/1/18859 .
  100. ^ Labitzke K. Matthes K. (2003). "تغییرات چرخه خورشیدی یازده ساله در جو: مشاهدات، مکانیسم ها و مدل ها". هولوسن . 13 (3): 311-7. Bibcode :2003Holoc..13..311L. doi :10.1191/0959683603hl623rp. S2CID  129100529.
  101. ↑ پابلو جی دی مائواس و آندریا پی. بوچینو. "تأثیرهای طولانی مدت فعالیت خورشیدی بر رودخانه های آمریکای جنوبی" صفحه 5. مجله فیزیک اتمسفری و خورشیدی مجدد در آب و هوا، مارس 2010. تعداد بازدید: 20 سپتامبر 2014.
  102. ^ زانچتین، دی. روبینو، آ. تراورسو، پی. Tomasino، M. (2008). "[تأثیر تغییرات در فعالیت خورشیدی بر الگوهای ده ساله هیدرولوژیکی در شمال ایتالیا]". مجله تحقیقات ژئوفیزیک . 113 (D12): D12102. Bibcode :2008JGRD..11312102Z. doi : 10.1029/2007JD009157 . S2CID  54975234.
  103. ↑ CD Camp & KK Tung (2007). "گرم شدن سطح توسط چرخه خورشیدی همانطور که توسط پیش بینی اختلاف میانگین ترکیبی آشکار می شود". نامه تحقیقات ژئوفیزیک . 34 (14): L14703. Bibcode :2007GeoRL..3414703C. doi : 10.1029/2007GL030207 . S2CID  16596423.
  104. ↑ تأثیر فعالیت لکه های خورشیدی بر موفقیت محصول New Scientist ، 18 نوامبر 2004
  105. ↑ «فعالیت لکه های خورشیدی ممکن است با بارندگی مرتبط باشد»، نیوساینتیست ، 8 نوامبر 2008، ص. 10.
  106. ^ فورستر، پی. وی. راماسوامی; P. Artaxo; تی. برنتسن; R. Bets; DW Fahey; جی. هیوود; J. Lean; دی سی لو; G. Myhre; J. Nganga; R. Prinn; جی راگا; M. Schulz; R. Van Dorland (2007)، "تغییرات در اجزای اتمسفر و نیروی تابشی: § 2.9.1 عدم قطعیت در نیروی تابشی"، در Solomon, S.; D. Qin; ام. منینگ; Z. Chen; M. Marquis; KB Averyt; M. Tiignor; HL Miller (ویرایشگران)، مشارکت گروه کاری I در گزارش چهارم ارزیابی پانل بین دولتی در مورد تغییرات آب و هوا، 2007، انتشارات دانشگاه کمبریج، ISBN 978-0-521-88009-1
  107. ↑ مولاوردیخانی، کاران. عجبشیری زاده، ع (1395). "پیچیدگی پاسخ ناحیه برهمکنش فضا- جو زمین (SAIR) به شار خورشیدی در 10.7 سانتی متر همانطور که از طریق ارزیابی پنج رکورد عنصر دو خطی چرخه خورشیدی (TLE) مشاهده می شود." پیشرفت در تحقیقات فضایی 58 (6): 924-937. Bibcode :2016AdSpR..58..924M. doi : 10.1016/j.asr.2016.05.035 .
  108. ^ هیل، جنرال الکتریک؛ الرمن، اف. نیکلسون، اس بی؛ جوی، ق (1919). "قطب مغناطیسی لکه های خورشیدی". مجله اخترفیزیک . 49 : 153. Bibcode :1919ApJ....49..153H. doi :10.1086/142452.
  109. ↑ «ماهواره‌های ناسا شروع چرخه جدید خورشیدی را ثبت می‌کنند». PhysOrg . 4 ژانویه 2008 . بازیابی شده در 2009-07-10 .
  110. ↑ «خورشید میدان مغناطیسی را تغییر می‌دهد». سی ان ان . 16 فوریه 2001. بایگانی شده از نسخه اصلی در 2005-11-15 . بازیابی شده در 2009-07-11 .http://www.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html
  111. ↑ فیلیپس، تی (15 فوریه 2001). "خورشید یک تلنگر می کند". ناسا . بایگانی شده از نسخه اصلی در 2001-11-04 . بازیابی شده در 2009-07-11 .
  112. ↑ حضره، سومیترا; نندی، دیبیندو (2016). "یک پارادایم پیشنهادی برای دینامیک فعالیت خورشیدی با واسطه از طریق پمپاژ آشفته شار مغناطیسی در دینامیک خورشیدی نوع Babcock-Leighton". مجله اخترفیزیک . 832 (1). 9. arXiv : 1608.08167 . doi : 10.3847/0004-637X/832/1/9 .
  113. ^ ییتس، آنتونی آر. نندی، دیبیندو; مکی، دانکن اچ (2008). "کاوش در مبانی فیزیکی پیش‌بینی‌های چرخه خورشیدی: دینامیک انتقال شار و تداوم حافظه در مناطق همرفت خورشیدی تحت سلطه فرارفت در مقابل انتشار". مجله اخترفیزیک . 673 (1). 544. arXiv : 0709.1046 . Bibcode :2008ApJ...673..544Y. doi : 10.1086/524352 .
  114. ↑ کرک، بیدی بینایی. نندی، دیبیندو (2012). "پمپ آشفته شار مغناطیسی حافظه چرخه خورشیدی را کاهش می دهد و در نتیجه قابلیت پیش بینی فعالیت خورشید را تحت تاثیر قرار می دهد". مجله اخترفیزیک . 761 (1). L13. arXiv : 1206.2106 . Bibcode :2012ApJ...761L..13K. doi : 10.1088/2041-8205/761/1/L13 .
  115. ↑ مونوز-جارامیلو، آندرس؛ داسی-اسپویگ، ماریا؛ بالماسیدا، لورا ا. دلوکا، ادوارد ای. (2013). انتشار چرخه خورشیدی، حافظه و پیش‌بینی: بینش‌هایی از یک قرن پروکسی‌های مغناطیسی. The Astrophysical Journal Letters . 767 (2). L25. arXiv : 1304.3151 . doi : 10.1088/2041-8205/767/2/L25 .
  116. ↑ Route, Matthew (20 اکتبر 2016). "کشف چرخه های فعالیت خورشید مانند فراتر از پایان دنباله اصلی؟". The Astrophysical Journal Letters . 830 (2): 27. arXiv : 1609.07761 . Bibcode :2016ApJ...830L..27R. doi : 10.3847/2041-8205/830/2/L27 . S2CID  119111063.
  117. ^ خوزه آبرو؛ و همکاران (2012). "آیا تاثیر سیاره ای بر فعالیت خورشیدی وجود دارد؟" (PDF) . نجوم و اخترفیزیک . 548 : A88. Bibcode :2012A&A...548A..88A. doi : 10.1051/0004-6361/201219997 .
  118. ^ S. Poluianov; I. Usoskin (2014). "تحلیل انتقادی یک فرضیه تاثیر جزر و مد سیاره ای بر فعالیت خورشیدی". فیزیک خورشیدی . 289 (6): 2333. arXiv : 1401.3547 . Bibcode :2014SoPh..289.2333P. doi :10.1007/s11207-014-0475-0. S2CID  16188804.
  119. ^ F. Stefani; A. Giesecke; تی وایر (مه 2019). "مدلی از دینامو خورشیدی هماهنگ جزر و مدی". فیزیک خورشیدی . 294 (5): 60. arXiv : 1803.08692 . Bibcode :2019SoPh..294...60S. doi :10.1007/s11207-019-1447-1. S2CID  73609026.
  120. ^ K. Petrovay (2019). "پیش بینی چرخه خورشیدی". بررسی های زندگی در فیزیک خورشیدی . 7 : 6. doi : 10.12942/lrsp-2010-6 . PMC 4841181 . PMID  27194963. 
  121. ^ سیونکو، رودولفو جی. کودریاوتسف، سرگئی م. به زودی، ویلی دبلیو.-اچ. (مه 2023). "اجبار جزر و مد بر خورشید و چرخه 11 ساله فعالیت خورشیدی". فیزیک خورشیدی . 298 (5): 70. arXiv : 2304.14168 . Bibcode :2023SoPh..298...70C. doi :10.1007/s11207-023-02167-w. S2CID  258352738.

مراجع عمومی

لینک های خارجی

در ویکی‌انبار رسانه‌های مربوط به چرخه‌های خورشیدی وجود دارد .