Википедија

Сончеви појави

Сончеви појави ― природни појави кои се случуваат во атмосферата на Сонцето. Тие имаат многу облици, вклучувајќи сончев ветер, флукс на радио бранови, сончеви блесоци, исфрлања коронска маса,[1] коронско загревање и сончеви дамки.

Сончева активност: Набљудувачницата за соончева динамика на НАСА ја снимила оваа слика од сончевиот блесок од класата X1.2 на 14 мај 2013 година. Сликата покажува светлина со бранова должина од 304 ангстреми.

Верувано е дека овие појави се создаваат од спирално динамо, сместено во близина на средиштето на масата на Сонцето, кое создава силни магнетни полиња, како и хаотично динамо, сместено во близина на површината, која создава помали флуктуации на магнетното поле.[2] Сите сончеви флуктуации заедно се нарекувани сончева варијација, создавајќи вселенско време во гравитациското поле на Сонцето.

Сончевата активност и сродните настани биле забележани уште од осмиот век п.н.е. Низ историјата, технологијата и методологијата на набљудување напредувале, а во 20 век, интересот за астрофизиката се зголемил и биле изградени многу сончеви телескопи. Пронајдокот на коронографот од 1931 година овозможил короната да биде проучувана на полна дневна светлина.

Сонце

уреди
Главна статија: Сонце
 
Слика на Сонцето со лажна боја која ја покажува неговата турбулентна површина. (заслуга: НАСА - НСД)

Сонцето е ѕвезда која се наоѓа во средината на Сончевиот Систем. Тој е речиси совршено сферичен и се состои од топла плазма и магнетни полиња.[3][4] Има пречник од околу 1,392,682 км,[5] околу 109 пати поголема од онаа на Земјата, а нејзината маса (1.989×1030 килограми, приближно 330.000 пати поголема од онаа на Земјата) сочинува околу 99,86% од вкупната маса на Сончевиот Систем.[6] Хемиски, околу три четвртини од масата на Сонцето се состои од водород, додека остатокот е главно хелиум. Останатите 1,69% (еднакво на 5.600 пати поголема од масата на Земјата) се состојат од потешки елементи, вклучувајќи кислород, јаглерод, неон и железо.[7]

Сонцето настанало пред околу 4,567 милијарди[lower-alpha 1][8] години од гравитациски пад на подрачје во рамки во голем молекуларен облак. Поголемиот дел од материјата е собрана во средината, додека остатокот е зарамнет во орбитален диск кој станал рамнотежа на Сончевиот Систем. Средишната маса станувала сè пожешка и густа, на крајот започнувајќи топлинскојадрено соединување во неговото јадро.

Сонцето е ѕвезда од главната низа од типот G (G2V) заснована на спектрална класа и неформално е означено како жолто џуџе бидејќи нејзиното видливо зрачење е најинтензивно во жолтозелениот дел од спектарот. Тоа е всушност бело, но од површината на Земјата изгледа жолто поради атмосферското расејување на сината светлина.[9] Во ознаката за спектрална класа, G2 ја означува неговата површинска температура, од приближно 5770 K[2] (МАС прифатил во 2014 година мерка од 5772 K) и V покажува дека Сонцето, како и повеќето ѕвезди, е ѕвезда од главната низа и на тој начин ја создава неговата енергија преку спојување на водород во хелиум. Во неговото јадро, Сонцето спојува околу 620 милиони метрички тони водород секоја секунда.[10][11]

Просечното растојание на Земјата од Сонцето е приближно 1 астрономска единица (околи 150,000,000 км), иако растојанието варира додека Земјата се движи од перихел во јануари до афел во јули.[12] На ова просечно растојание, светлината патува од Сонцето до Земјата за околу 8 минути и 19 секунди. Енергијата на оваа сончева светлина го поддржува речиси целиот живот[lower-alpha 2] на Земјата со фотосинтеза,[13] и ја поттикнува климата и времето на Земјата.[14] Уште во 19 век, научниците немаа малку познавање за физичкиот состав на Сонцето и изворот на енергија. Ова разбирање сè уште е развивано; голем број на денешни аномалии во однесувањето на Сонцето остануваат необјаснети.

Сончев циклус

уреди
Главна статија: Сончев циклус
 
Предвидување на циклусот на сончеви дамки.

Многу сончеви појави периодично се менуваат во просечен интервал од околу 11 години. Овој сончев циклус влијае на сончевото зрачење и влијае на времето во вселената, земјиното/планетарносто време и климата.

Сончевиот циклус, исто така, го модулира флуксот на сончевото зрачење со кратка бранова должина, од ултравиолетови до рендгенски зраци и влијае на честотата на сончевите блесоци, исфрлањето на коронската маса и другите сончеви избувни појави.

Видови

уреди

Исфрлања на коронска маса

уреди
Главна статија: Исфрлање на коронска маса
Видео од низата исфрлања на коронска маса во август 2010 година.

Исфрлање на коронска маса (ИКМ) е масивен изблик на сончев ветер и магнетни полиња што се издигнуваат над сончевата корона.[15] Во близина на сончевите максимуми, Сонцето произведува околу три вакви исфрлања секој ден, додека сончевите минимум се одликуваат со околу еден на секои пет дена.[16] ИКМ, заедно со сончевите блесоци од друго потекло, може да ги нарушат радиопреносите и да ги оштетат сателитите и телата на електричните далноводи, што резултира со потенцијално масовни и долготрајни прекини на електричната струја.[17][18]

Исфрлањата на коронска маса често се појавуваат со други облици на сончева активност, особено сончеви блесоци, но не е воспоставена причинско-последична врска. Повеќето слаби блесоци немаат ИКМ; го прават најмоќните. Повеќето исфрлања потекнуваат од активните подрачја на површината на Сонцето, како што се групирањата на сончевите дамки поврзани со честите изливи. Други облици сончева активност кои често се поврзуваат со исфрлање на коронската маса се избувни протуберанции, коронско затемнување, коронски бранови и Моретонови бранови, наречени и сончеви цунамиња.

Магнетното повторно поврзување е одговорно за ИКМ и сончевите блесоци. Магнетно повторно поврзување е името дадено на преуредувањето на линиите на магнетното поле кога се споени две спротивно насочени магнетни полиња. Ова преуредување е придружено со ненадејно ослободување на енергија складирана во првично спротивно насочените полиња.[19][20]

Кога ИКМ влијае на магнетосферата на Земјата, привремено го разобличува магнетното поле на Земјата, менувајќи ја насоката на иглите на компасот и предизвикувајќи големи електрични струи на земјата во самата Земја; ова е нарекувано геомагнетна бура и е светска појава. Влијанијата на ИКМ може да предизвикаат магнетно повторно поврзување во магнетоопашката на Земјата (полноќната страна на магнетосферата); ова ги лансира протоните и електроните надолу кон атмосферата на Земјата, каде што ја создаваат поларната светлина.

Блесоци

уреди
Главна статија: Сончев блесок

Сончевиот блесок е ненадеен блесок на светлина забележан над површината на Сонцето или на сончевата издаденост, што се толкува како ослободување енергија до 6 × 1025 џули (околу една шестина од вкупната излезна енергија на Сонцето секоја секунда или 160 милијарди мегатони од еднаквост на ТНТ, над 25.000 пати повеќе енергија отколку што се ослободува од ударот на Шумејкер-Левиевата комета 9 со Јупитер). Може да биде проследено со исфрлање на коронска маса.[21] Блесокот исфрла облаци од електрони, јони и атоми низ короната во вселената. Овие облаци обично стигнуваат до Земјата ден или два по настанот.[22] Слични појави кај другите ѕвезди се познати како ѕвездени блесоци.

Сончевите блесоци силно влијаат на вселенското време во близина на Земјата. Тие можат да произведат струи на високо енергетски честички во сончевиот ветер, познат како настан на сончевиот протон . Овие честички можат да влијаат на магнетосферата на Земјата во облик на геомагнетна бура и да претставуваат опасност од зрачење за вселенските летала и астронаутите.

  • Сончев блесок
  •  
    На 31 август 2012 година, долго истакнување/влакно од сончев материјал што лебдело во атмосферата на Сонцето, короната, избувнало во вселената во 16:36 EDT.
  •  
    Дијаграм на структурата на магнетното на сончевиот блесок и неговото потекло, заклучи дека е резултат на разобличување на таквата магнетна структура што ја поврзува сончевата внатрешност со сончевата атмосфера нагоре низ короната.
  •  
    Целосна дводимезионална слика направена од мисијата СТЕРЕО (висока резолуција)

Настани од сончевиот протон

уреди
 
Сончевите честички општат со магнетосферата на Земјата. Големините да не се во размер.

Сончевиот протонски настан (СПН) или „протонска бура“ се случува кога честичките (најчесто протоните) емитувани од Сонцето се забрзуваат или блиску до Сонцето за време на одблесокот или во меѓупланетарниот простор со удари на ИКМ. Настаните може да вклучуваат и други јадра како што се јони на хелиум и HZE јони. Овие честички предизвикуваат повеќекратни ефекти. Тие можат да навлезат во магнетното поле на Земјата и да предизвикаат јонизација во јоносферата. Ефектот е сличен со аурорните настани, освен што се вклучени протони наместо електрони. Енергетските протони се значителна опасност од зрачење за вселенските летала и астронаутите.[23] Енергетските протони можат да стигнат до Земјата во рок од 30 минути по врвот на големиот блесок.

Протуберанција

уреди
Главна статија: Протуберанција
Кратко видео од избувна сончева протуберанција, ИКМ.

Истакнувањето е голема, светла, гасовита особина што се протега нанадвор од површината на Сонцето, често во облик на јамка. Истакнувањата се закотвени на површината на Сонцето во фотосферата и се протегаат нанадвор во короната. Додека короната се состои од плазма со висока температура, која не испушта многу видлива светлина, проминенциите содржат многу поладна плазма, слична во составот на хромосферата.

Проминентната плазма е вообичаено сто пати поладна и погуста од коронската плазма. Истакнување се обликува со временски размери од околу еден земен ден и може да трае со недели или месеци. Некои протуберанции се распаѓаат и правата исфрлања на коронска маса.

Една вообичаена протуберанција се протега на многу илјадници километри; најголемата досега е проценета на над 800,000 км во должина[24] – приближно сончевиот полупречник.

Кога една протуберанција е гледана наспроти Сонцето наместо кон просторот, се чини потемно од позадината. Оваа формација е нарекувано сончево влакно.[24] Можно е проекцијата да биде и влакно и протуберанција. Некои испакнатини се толку моќни што ја исфрлаат материјата со брзини кои се движат од 60 км/с до повеќе од 1000 км/с. Останатите протуберанции прават огромни јамки или заоблени столбови од блескави гасови над сончевите дамки кои можат да достигнат височини од стотици илјади километри.[25]

Сончеви дамки

уреди
Главна статија: Сончева дамка

Сончевите дамки се релативно темни области на зрачената „површина“ на Сонцето (фотосфера) каде што интензивната магнетна активност ја инхибира конвекцијата и ја лади фотосферата. Факулите се малку посветли области кои се образувани околу групите на сончевите дамки бидејќи повторно се воспоставува протокот на енергија кон фотосферата и нормалниот проток и енергијата попречена од сончевите дамки ја зголемуваат температурата на зрачењето на „површината“. Научниците почнале да шпекулираат за можните врски помеѓу сончевите дамки и сончевата светлина во 17 век.[26][27] Намалувањето на сјајноста предизвикано од сончевите дамки (воглавно < - 0,3%) е во корелација со зголемувањата (воглавно < + 0,05%) предизвикани и од факулите кои се поврзани со активните подрачја, како и од магнетно активната „светла мрежа“.[28]

Нето ефектот за време на периоди на зголемена сончева магнетна активност е зголемена сончева моќ на зрачење бидејќи факулите се поголеми и опстојуваат подолго од сончевите дамки. Спротивно на тоа, периодите на помала сончева магнетна активност и помалку сончеви дамки (како што е Маундеровиот минимум) може да бидат во корелација со времињата на пониско зрачење.[29]

Активноста на сончевите дамки е мерена со помош на Волфовиот број околу 300 години. Овој индекс (исто така познат како циришки број) го користи и бројот на сончеви дамки и бројот на групи на сончеви дамки за да ги надополни варијациите во мерењето. Студијата од 2003 година покажала дека сончевите дамки биле почести почнувајќи од 1940-тите отколку во претходните 1150 години.[30]

Сончевите дамки обично се појавуваат како парови со спротивен магнетен поларитет.[31] Подробните набљудувања откриваат шеми, во годишните минимуми и максимални и во релативна местоположба. Како што продолжува секој циклус, географската ширина на дамките се намалува, од 30 на 45° до околу 7° по сончевиот максимум. Оваа ширина промена го следи Шпереровиот закон.

За да може сончевата дамка да биде видлива за човечкото око, таа мора да биде околу 50.000 км во пречник, покривајќи 2,000,000,000 квадратни км или 700 милионити дел од видливата површина. Во последните циклуси, околу 100 сончеви дамки или збиени групи на сончеви дамки се видливи од Земјата.[lower-alpha 3][32]

Сончевите дамки се шират и се собираат додека се движат и можат да патуваат со неколку стотици метри во секунда кога првпат ќе се појават.

  •  
    Шпереровиот закон забележал дека на почетокот на 11-годишниот сончев циклус, дамките први се појавуваат на полето географски широчини, а подоцна и на напредувачки помали широчини.
  •  
    Извештајот на Daily Mail кој ја карактеризирал сончевата дамка 1302 како „големец“ кој ослободува сончеви блесоци.
  •  
    Подробност за површината на Сонцето, аналогна фотографија со рефрактор од 10 цм, филтер од жолто стакло и филтер од фолија ND 4, Гросхадернска набљудувачница, Минхен
  •  
    Подробен поглед на сончева дамка, 13 декември 2006 година

Ветер

уреди
Главна статија: Сончев ветер
 
Шема на магнетосферата на Земјата. Сончевиот ветер тече од лево кон десно.
 
Симулација на магнетното поле на Земјата во заемодејство со (сончевото) меѓупланетарно магнетно поле што ги илустрира динамичките промени на глобалното магнетно поле во текот на нарушувањето: привременото притискање на магнетосферата со зголемен проток на сончевиот ветер е проследена со истегнување кон опашката, на теренските линии.

Сончевиот ветер е поток на плазма што се ослободува од горната атмосфера на Сонцето. Се состои главно од електрони и протони со енергија обично помеѓу 1,5 и 10 keV. Текот на честички варира по густина, температура и брзина со текот на времето и во текот на сончевата должина. Овие честички можат да избегаат од гравитацијата на Сонцето поради нивната висока енергија.

Сончевиот ветер е поделен на бавен сончев ветер и брз сончев ветер. Бавниот сончев ветер има брзина од околу 40 км/с, температура од 2×105 K и состав кој блиску се совпаѓа со короната. Брзиот сончев ветер има вообичаена брзина од 750 км/с, температура од 8 ×105 К и речиси се совпаѓа со фотосферата.[33][34] Бавниот сончев ветер е двојно погуст и попроменлив по интензитет од брзиот сончев ветер. Бавниот ветер има посложена структура, со турбулентни региони и организација во поголем размер.[35][36]

И брзиот и бавниот сончев ветер може да бидат прекинати со големи, брзо движечки изблици на плазма наречени меѓупланетарни исфрлања коронска маса. Тие предизвикуваат ударни бранови во тенката плазма на хелиосферата, создавајќи електромагнетни бранови и забрзувајќи честички (најчесто протони и електрони) за да формираат дождови од јонизирачко зрачење што му претходат на исфрлањата коронска маса.

Ефекти

уреди

Време во вселената

уреди
Главна статија: Време во вселената
 
Пример за вселенско време: Јужната аврора во атмосферата на Земјата, набљудувана од Вселенскиот брод „Откритие“ (Discovery), мај 1991 година.

Времето во вселената е просторна состојба во Сончевиот Систем, вклучувајќи го и сончевиот ветер. Проучувано е особено околу Земјата, вклучувајќи ги условите од магнетосферата до јоносферата и термосферата . Времето во вселената е различно од земјиното време на тропосферата и стратосферата. Поимот бил користен дури во 1990-тите. Пред тоа време, ваквите појави биле сметани за дел од физиката или аерономијата.

Сончеви бури

уреди
Повеќе информации: Список на сончеви бури

Сончевите бури се предизвикани од пореметувања на Сонцето, најчесто коронски облаци поврзани со исфрлањето коронска маса од сончевите блесоци кои произлегуваат од активните подрачја на сончеви дамки, или поретко од коронски дупки . Сонцето може да произведе интензивни геомагнетни и протонски бури способни да предизвикаат прекини на електрична струја, прекини или прекини на комуникациите (вклучувајќи ги ГПС системите) и привремено/трајно оневозможување на сателитите и другата вселенска технологија. Сончевите бури може да бидат опасни за авијацијата на висока географска широчина, висока надморска височина и за екипажните вселенски летови.[37] Геомагнетните бури предизвикуваат поларни светлини.[38]

Најзначајната позната сончева бура се случила во септември 1859 година и е позната како Карингтонов настан.[39][40]

Поларна светлина

уреди
Главна статија: Поларна светлина

Поларната светлина (аврора) е природен приказ на светлина на небото, особено во регионите со голема географска ширина (Арктик и Антарктик), во облик на голем круг околу полот. Таа е предизвикана од судирот на сончевиот ветер и наелектризираните магнетосферски честички со атмосферата на голема надморска височина (термосфера).

Повеќето аурори се појавуваат во појасот познат како поларносветлинска зона,[41][42] кој е вообичаено широка од 3° до 6° во географска ширина и забележан на 10° до 20° од геомагнетните полови на сите географски должини, но најчесто најживо околу пролетната и есенската рамноденица. Наелектризираните честички и сончевиот ветер се насочени во атмосферата преку магнетосферата на Земјата. Геомагнетната бура ја проширува поларносветлинската зона на пониски географски широчини.

Поларните светлини се поврзани со сончевиот ветер. Магнетното поле на Земјата ги заробува нејзините честички, од кои многу патуваат кон половите каде што се забрзани кон Земјата. Судирите меѓу овие јони и атмосферата ослободуваат енергија во облик на поларни светлини кои се појавуваат во големи кругови околу половите. Поларните светлини се почести и посветли за време на интензивната фаза на сончевиот циклус кога исфрлањата коронска маса го зголемуваат интензитетот на сончевиот ветер.[43]

Геомагнетна бура

уреди
Главна статија: Геомагнетна бура

Геомагнетна бура е привремено нарушување на магнетосферата на Земјата предизвикано од ударен бран од сончев ветер и/или облак од магнетно поле што е во заемодејство со магнетното поле на Земјата. Зголемувањето на притисокот на сончевиот ветер ја притиска магнетосферата и магнетното поле на сончевиот ветер е во заемодејство со магнетното поле на Земјата за да пренесе зголемена енергија во магнетосферата. Двете заемодејства го зголемуваат движењето на плазмата низ магнетосферата (водени од зголемените електрични полиња) и ја зголемуваат електричната струја во магнетосферата и јоносферата.[44]

Нарушувањето во меѓупланетарниот медиум што предизвикува бура може да се должи на исфрлање коронска маса или проток со голема брзина (взаемновртежно заемодејствувачко подрачје или ВЗП)[45] на сончевиот ветер што потекнува од подрачје со слабо магнетно поле на сончевата површина. Честотата на геомагнетни бури се зголемува и се намалува со циклусот на сончевите дамки. Бурите управувани од ИКМ се почести за време на соларниот максимум на сончевиот циклус, додека бурите управувани од ВЗП се почести за време на сончевиот минимум.

Неколку вселенски временски појави се поврзани со геомагнетни бури. Тие вклучуваат настани од сончевата енергетска честичка (СЕЧ), геомагнетно индуцирани струи (ГИС), јоносферски нарушувања кои предизвикуваат радио и радарска сцинтилација, нарушување на навигацијата на компасот и приказите на поларниот свет на многу пониски географски широчини од нормалното. Геомагнетната бура од 1989 година поттикна струи предизвикани од тлото кои го нарушиле распространувањето електрична енергија низ поголемиот дел од покраината Квебек[46] и предизвикале поларни светлини дури на југ до Тексас.[47]

Ненадејно јоносферско нарушување

уреди
Главна статија: Ненадејно јоносферско нарушување

Ненадејно јоносферско нарушување (НЈН) е ненормално висока јонизација/густина на плазмата во регионот D на јоносферата предизвикана од сончев блесок. НЈН резултира со ненадејно зголемување на примањето радио бранови што е најтешко во опсегот на горната средна честота (MF) и долната висока честота (HF), и како резултат често ги прекинува или пречи на телекомуникациските системи.[48]

Геомагнетно индуцирани струи

уреди
Главна статија: Геомагнетно индуцирани струи

Геомагнетно индуцираните струи се приказ на вселенското време на ниво на земја, кои влијаат на нормалното функционирање на долгите електрични спроводнички системи. За време на вселенските временски настани, електричните струи во магнетосферата и јоносферата доживуваат големи варијации, кои се прикажуваат и во магнетното поле на Земјата. Овие варијации индуцираат струи (ГИС) во земните проводници. Електричните преносни мрежи и закопаните цевководи се вообичаени примери на такви системи за проводници. ГИС може да предизвика проблеми како што се зголемена корозија на цевководниот челик и оштетени високонапонски енергетски трансформатори.

Јаглерод-14

уреди
 
Запис на сончеви дамки (сина) со 14C (превртен).

Производството на јаглерод-14 (радиојаглерод: 14C) е поврзано со сончевата активност. Јаглерод-14 се создаван во горната атмосфера кога бомбардирањето со космички зраци на атмосферски азот (14N) предизвикало азотот да претрпи β+ распад, со што бил преобразен во необичен изотоп на јаглерод со атомска тежина од 14, наместо почестиот 12. Бидејќи галактичките космички зраци се делумно исклучени од Сончевиот Систем со надворешното движење на магнетните полиња во сончевиот ветер, зголемената сончева активност го намалува производството на 14C.[49]

Концентрацијата на атмосферски 14C е помала за време на сончевите максимуми и повисока за време на сончевите минимуми. Со мерење на заробените 14C во дрво и броење на прстените на дрвјата, може да биде мерено и датирано настанувањето радиојаглерод во однос на неодамнешното дрво. Реконструкцијата на изминатите 10.000 години покажува дека производството на 14C било многу поголемо за време на средината на холоценот пред 7.000 години и се намалило до пред 1.000 години. Покрај варијациите во сончевата активност, долгорочните трендови во производството на јаглерод-14 се под влијание на промените во геомагнетното поле на Земјата и од промените во циклусот на јаглеродот во биосферата (особено оние поврзани со промените во обемот на вегетација помеѓу ледените доба ).[се бара извор]

Клима

уреди
Главна статија: Сончева активност и клима

Додека сончевата активност била главен двигател на климатските промени во текот на геолошкиот период, нејзината улога во затоплувањето што започна во дваесеттиот век се чини дека не била значајна.[50]

Историја на набљудување

уреди
Главна статија: Набљудување на Сонцето

Сончевата активност и сродните настани редовно се бележани уште од времето на Вавилонците. Раните записи ги опишале затемнувањата на Сонцето, короната и сончевите дамки.

 
Илустрација на сончеви дамки нацртана од германскиот исусовски изучувач од 17 век , Атанасиј Кирхер.

Набргу по пронаоѓањето на телескопите, во раните 1600-ти, астрономите почнале да го набљудуваат Сонцето. Томас Хариот бил првиот што ги забележал сончевите дамки, во 1610 година. Набљудувачите ги потврдиле помалку честите сончеви дамки и поларните зраци за време на Маундеровиот минимум.[51]

Сончевата спектрометрија започнала во 1817 година.[52] Рудолф Волф собрал набљудувања на сончевите дамки уште во циклусот во 1755-1766 година. Тој воспоставил релативна формулација за број на сончеви дамки (Волфовиот или циришки број на сончеви дамки) која станала стандардна мерка. Околу 1852 година, Сејбин, Волф, Готје и фон Ламон независно нашле врска помеѓу сончевиот циклус и геомагнетната активност.[52]

На 2 април 1845 година, Физо и Фуко првпат го фотографирале Сонцето. Фотографијата помогнала во проучувањето на сончевите протуберанции, гранулација, спектроскопија и затемнување на Сонцето.[52]

На 1 септември 1859 година, Ричард К. Карингтон и одделно Р. Хоџсон првпат забележале сончев блесок.[52] Карингтон и Густав Спорер откриле дека Сонцето покажува диференцијалн вртење и дека надворешниот слој мора да биде течен.[52]

Во 1907-08 година, Џорџ Елери Хејл го открил магнетниот циклус на Сонцето и магнетната природа на сончевите дамки. Хејл и неговите колеги подоцна ги заклучиле законите за поларитетот на Хејл кои го опишале неговото магнетно поле.[52]

Пронајдокот на коронографот на Бернард Лиот од 1931 година, дозволил короната да биде проучувана на полна дневна светлина.[52]

Сонцето било, до 1990-тите, единствената ѕвезда чија површина била разрешена.[53] Други големи достигнувања вклучуваат разбирање на:[54]

  • Јамки што емитуваат рендгенски зраци (на пример, од сателитот „Јохкох“)
  • Корона и сончев ветер (на пример, од Сончевата и хелиосферна набљудувачница)
  • Варијанција на сончевата светлина со нивото на активност и верификација на овој ефект кај други ѕвезди од сончевиот тио (на пример, од ACRIM)
  • Интензивната спикулна состојба на магнетните полиња на видливата површина на ѕвезда како Сонцето (на пример, од сателитот Хиноде)
  • Присуството на магнетни полиња од 0,5 × 105 до 1 × 105 гаус во основата на проводната зона, веројатно во некој спикулен облик, заклучено од динамиката на растечките снопови на азимутен флукс.
  • Емисија на електронско неутрино на ниско ниво од јадрото на Сонцето.[54]

Во доцниот дваесетти век, сателитите почнале да го набљудуваат Сонцето, обезбедувајќи многу сознанија. На пример, модулацијата на сончевата светлина од магнетно активните подрачја била потврдена со сателитски мерења на вкупното сончево зрачење со опитот ACRIM1 на Мисијата за сончев максимум (лансирана во 1980 година).[28]

Поврзано

уреди

Забелешки

уреди
  1. ↑ Сите броеви во оваа статија се со кратки размери. Една милијарда е 109 или 1.000.000.000.
  2. ↑ Хидротермалните заедници живеат толку длабоко под морето што немаат пристап до сончевата светлина. Наместо тоа, бактериите користат сулфурни соединенија како извор на енергија, преку хемосинтеза.
  3. ↑ Ова се заснова на хипотезата дека просечното човечко око може да има резолуција 3.3×10−4 радијани или 70 лачни секунди, со 1.5 milliметарs (0.059 ин) максимално проширување на зеницата при релативно силна светлина.[32]

Наводи

уреди
  1. ↑ Siscoe, George L.; Schrijver, Carolus J., уред. (2010). Heliophysics : evolving solar activity and the climates of space and earth (1. publ.. изд.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 9780521112949. Посетено на 3 септември 2024.
  2. ↑ Giampapa, Mark S; Hill, Frank; Norton, Aimee A; Pevtsov, Alexei A. „Causes of Solar Activity“ (PDF). A Science White Paper for the Heliophysics 2010 Decadal Survey: 1. Посетено на 3 септември 2024.
  3. ↑ „How Round is the Sun?“. NASA. 2 октомври 2008. Архивирано од изворникот на 17 септември 2018. Посетено на 3 септември 2024.
  4. ↑ „First Ever STEREO Images of the Entire Sun“. НАСА. 6 февруари 2011. Архивирано од изворникот на 8 март 2011. Посетено на 3 септември 2024.
  5. ↑ Emilio, M.; Kuhn, J. R.; Bush, R. I.; Scholl, I. F. (2012). „Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits“. The Astrophysical Journal. 750 (2): 135. arXiv:1203.4898. Bibcode:2012ApJ...750..135E. doi:10.1088/0004-637X/750/2/135. S2CID 119255559.
  6. ↑ Woolfson, M. (2000). „The origin and evolution of the solar system“. Astronomy & Geophysics. 41 (1): 1.12–1.19. Bibcode:2000A&G....41a..12W. CiteSeerX 10.1.1.475.5365. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.
  7. ↑ Basu, S.; Antia, H. M. (2008). „Helioseismology and Solar Abundances“. Physics Reports. 457 (5–6): 217–283. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002.
  8. ↑ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 ноември 2012). „The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk“. Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187.
  9. ↑ Wilk, S. R. (2009). „The Yellow Sun Paradox“. Optics & Photonics News: 12–13. Архивирано од изворникот на 2012-06-18.
  10. ↑ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. стр. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  11. ↑ Kruszelnicki, Karl S. (17 април 2012). „Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost“. Australian Broadcasting Corporation. Посетено на 3 септември 2024. Every second, the Sun burns 620 million tonnes of hydrogen...
  12. ↑ „Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020“. Поморска набљудувачница на Соединетите Држави. 31 јануари 2008. Архивирано од изворникот на 13 October 2007. Посетено на 17 July 2009.
  13. ↑ Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. стр. 25–27. ISBN 978-0-684-85618-6.
  14. ↑ Portman, D. J. (1952-03-01). „Review of Cycles in Weather and Solar Activity. by Maxwell O. Johnson“. The Quarterly Review of Biology. 27 (1): 136–137. doi:10.1086/398866. JSTOR 2812845.
  15. ↑ Christian, Eric R. (5 март 2012). „Coronal Mass Ejections“. NASA.gov. Архивирано од изворникот на 10 април 2000. Посетено на 3 септември 2024.
  16. ↑ Nicky Fox. „Coronal Mass Ejections“. Goddard Space Flight Center @ NASA. Посетено на 3 септември 2024.
  17. ↑ Baker, Daniel N.; и др. (2008). Severe Space Weather Events – Understanding Societal and Economic Impacts: A Workshop Report. National Academies Press. стр. 77. ISBN 978-0-309-12769-1.
  18. ↑ Wired world is increasingly vulnerable to coronal ejections from the Sun, Aviation Week & Space Technology, издание од 14 јануари 2013, стр. 49–50: "But the most serious potential for damage rests with the transformers that maintain the proper voltage for efficient transmission of electricity through the grid."
  19. ↑ „Coronal Mass Ejections: Scientists Unlock the Secrets of Exploding Plasma Clouds On the Sun“. Science Daily.
  20. ↑ [1] Архивирано на 24 февруари 2021 г. NASA Science
  21. ↑ Kopp, G.; Lawrence, G; Rottman, G. (2005). „The Total Irradiance Monitor (TIM): Science Results“. Solar Physics. 20 (1–2): 129–139. Bibcode:2005SoPh..230..129K. doi:10.1007/s11207-005-7433-9.
  22. ↑ Menzel, Whipple, and de Vaucouleurs, "Survey of the Universe", 1970
  23. ↑ Contribution of High Charge and Energy (HZE) Ions During Solar-Particle Event of September 29, 1989 Kim, Myung-Hee Y.; Wilson, John W.; Cucinotta, Francis A.; Simonsen, Lisa C.; Atwell, William; Badavi, Francis F.; Miller, Jack, NASA Johnson Space Center; Langley Research Center, May 1999.
  24. ↑ 24,0 24,1 Atkinson, Nancy (6 август 2012). „Huge Solar Filament Stretches Across the Sun“. Universe Today. Посетено на 3 септември 2024.
  25. ↑ „About Filaments and Prominences“. Посетено на 3 септември 2024.
  26. ↑ Eddy, J.A. (1990). „Samuel P. Langley (1834–1906)“. Journal for the History of Astronomy. 21: 111–20. Bibcode:1990JHA....21..111E. doi:10.1177/002182869002100113. Архивирано од изворникот на May 10, 2009.
  27. ↑ Foukal, P. V.; Mack, P. E.; Vernazza, J. E. (1977). „The effect of sunspots and faculae on the solar constant“. The Astrophysical Journal. 215: 952. Bibcode:1977ApJ...215..952F. doi:10.1086/155431.
  28. ↑ 28,0 28,1 „Observations of Solar Irradiance Variability“. Science. 211 (4483): 700–2. февруари 1981. Bibcode:1981Sci...211..700W. doi:10.1126/science.211.4483.700. PMID 17776650.
  29. ↑ Rodney Viereck, NOAA Space Environment Center. The Sun-Climate Connection
  30. ↑ Usoskin, Ilya G.; Solanki, Sami K.; Schüssler, Manfred; Mursula, Kalevi; Alanko, Katja (2003). „A Millennium Scale Sunspot Number Reconstruction: Evidence For an Unusually Active Sun Since the 1940s“. Physical Review Letters. 91 (21): 211101. arXiv:astro-ph/0310823. Bibcode:2003PhRvL..91u1101U. doi:10.1103/PhysRevLett.91.211101. PMID 14683287.
  31. ↑ „Sunspots“. NOAA. Посетено на 3 септември 2024.
  32. ↑ 32,0 32,1 Kennwell, John (2014). „Naked Eye Sunspots“. Bureau of Meteorology. Commonwealth of Australia. Архивирано од изворникот на 3 септември 2014. Посетено на 3 септември 2024.
  33. ↑ Bruno, Roberto; Carbone, Vincenzo (2016). Turbulence in the Solar Wind. Switzerland: Springer International Publishing. стр. 4. ISBN 978-3-319-43440-7.
  34. ↑ Feldman, U.; Landi, E.; Schwadron, N. A. (2005). „On the sources of fast and slow solar wind“. Journal of Geophysical Research. 110 (A7): A07109.1–A07109.12. Bibcode:2005JGRA..110.7109F. doi:10.1029/2004JA010918.
  35. ↑ Kallenrode, May-Britt (2004). Space Physics: An Introduction to Plasmas and. Springer. ISBN 978-3-540-20617-0.
  36. ↑ Suess, Steve (3 јуни 1999). „Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona“. The Solar Probe. NASA/Marshall Space Flight Center. Архивирано од изворникот на 10 јуни 2008. Посетено на 3 септември 2024.
  37. ↑ Phillips, Tony (21 јануари 2009). „Severe Space Weather—Social and Economic Impacts“. NASA Science News. National Aeronautics and Space Administration. Архивирано од изворникот на 2021-06-02. Посетено на 3 септември 2024.
  38. ↑ „NOAA Space Weather Scales“. NOAA Space Weather Prediction Center. 1 март 2005. Архивирано од изворникот на 7 мај 2014. Посетено на 3 септември 2024.
  39. ↑ Bell, Trudy E.; T. Phillips (6 мај 2008). „A Super Solar Flare“. NASA Science News. National Aeronautics and Space Administration. Посетено на 3 септември 2024.
  40. ↑ Kappenman, John (2010). Geomagnetic Storms and Their Impacts on the U.S. Power Grid (PDF). META-R. 319. Голета, Калифорнија: Metatech Corporation for Oak Ridge National Laboratory. OCLC 811858155. Архивирано од изворникот (PDF) на 2013-03-10.
  41. ↑ Feldstein, Y. I. (1963). „Some problems concerning the morphology of auroras and magnetic disturbances at high latitudes“. Geomagnetism and Aeronomy. 3: 183–192. Bibcode:1963Ge&Ae...3..183F.
  42. ↑ Feldstein, Y. I. (1986). „A Quarter Century with the Auroral Oval“. EOS. 67 (40): 761. Bibcode:1986EOSTr..67..761F. doi:10.1029/EO067i040p00761-02.
  43. ↑ НАСА, Директорат за вселенска мисија (2009). „Space Weather 101“. Mission:Science. Архивирано од изворникот на 2010-02-07. Посетено на 3 септември 2024.
  44. ↑ Corotating Interaction Regions, Corotating Interaction Regions Proceedings of an ISSI Workshop, 6–13 June 1998, Bern, Switzerland, Springer (2000), Hardcover, ISBN 978-0-7923-6080-3, Softcover, ISBN 978-90-481-5367-1
  45. ↑ Corotating Interaction Regions, Corotating Interaction Regions Proceedings of an ISSI Workshop, 6–13 June 1998, Bern, Switzerland, Springer (2000), Hardcover, ISBN 978-0-7923-6080-3, Softcover, ISBN 978-90-481-5367-1
  46. ↑ „Scientists probe northern lights from all angles“. CBC. 22 октомври 2005.
  47. ↑ „Earth dodges magnetic storm“. New Scientist. 24 јуни 1989.
  48. ↑ Federal Standard 1037C Glossary of Telecommunications Terms], Посетено на 3 септември 2024
  49. ↑ „Astronomy: On the Sunspot Cycle“. Архивирано од изворникот на 13 февруари 2008. Посетено на 3 септември 2024.
  50. ↑ Hegerl, et al., Chapter 9: Understanding and Attributing Climate Change Архивирано на 28 ноември 2011 г., Executive Summary Архивирано на 18 ноември 2018 г., во IPCC AR4 WG1 2007.
  51. ↑ „History of Solar Physics: A Time Line of Great Moments: 0–1599“. High Altitude Observatory. University Corporation for Atmospheric Research. Архивирано од изворникот на 18 август 2014. Посетено на 3 септември 2024.
  52. ↑ 52,0 52,1 52,2 52,3 52,4 52,5 52,6 „History of Solar Physics: A Time Line of Great Moments: 1800–1999“. High Altitude Observatory. University Corporation for Atmospheric Research. Архивирано од изворникот на 18 август 2014. Посетено на 3 септември 2024.
  53. ↑ Burns, D.; Baldwin, J. E.; Boysen, R. C.; Haniff, C. A.; и др. (септември 1997). „The surface structure and limb-darkening profile of Betelgeuse“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 290 (1): L11–L16. Bibcode:1997MNRAS.290L..11B. doi:10.1093/mnras/290.1.l11.
  54. ↑ 54,0 54,1 National Research Council (U.S.). Task Group on Ground-based Solar Research (1998). Ground-based Solar Research: An Assessment and Strategy for the Future. Washington D.C.: National Academy Press. стр. 10.

Дополнителна книжевност

уреди

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сончеви_појави&oldid=5277728“