İçeriğe atla

Solar döngü

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875). Alman astronom, güneş lekelerinin uzun gözlemleri ile güneş döngüsünü keşfetti

Solar döngü, Güneş döngüsü veya güneş manyetik aktivite döngüsü, Güneş aktivitesi güneş yüzeyinde gözlenen güneş lekeleri sayısındaki varyasyonları açısından ölçülen yaklaşık periyodik 11 yıllık bir değişimdir. 17. yüzyılın başlarından beri güneş lekeleri gözlenmiştir ve güneş lekesi zaman serisi herhangi bir doğal fenomenin en uzun sürekli gözlenen (kaydedilmiş) zaman serisidir.

"Sunspot Cycle 24 için geçerli tahmin 2013 yazında yaklaşık 69 maksimum düzeltilmiş bir güneş lekesi sayısı verir. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı Ağustos 2013'te 68,9'a ulaştı, bu yüzden resmi maksimum en az bu kadar yüksek olacak. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı son beş ay içinde tekrar bu ikinci zirveye doğru yükseliyor ve şimdi ilk zirve (Şubat 2012'de 66,9) seviyesini aştı. Birçok döngü çift doruğa ulaştı ama bu güneş lekesi sayısındaki ikinci zirvenin ilkinden daha büyük olduğu ilk döngüdür. Şu anda Döngü 24 içine beş yıl içinde bulunmaktadır. Şu anda öngörülen ve gözlenen boyut, 1906'nın Şubat ayında maksimum 64,2 olan Döngü 14'ten bu yana en küçük güneş lekesi döngüsüdür."[1]

Güneş lekelerinde 11 yıllık yarı-periyodikliğe eşlik eden Güneş'in büyük ölçekli dipolar (kuzey-güney) manyetik alan bileşeni de her 11 yılda bir takla atar; ancak, dipolar alanda zirve güneş lekesi sayısında zirve gerisinde, eski iki döngü arasında en az meydana gelen. Güneş radyasyonu ve güneş materyalinin ejeksiyon düzeyleri, sayısı ve güneş lekeleri boyutu, güneş patlamaları ve koronal döngüler tüm senkronize bir dalgalanma sergilemektedir.

Bu döngü, Güneş'in görünüşündeki değişiklikler ve auroralar gibi karasal fenomenler tarafından yüzyıllardır gözlemlenmiştir. Güneş lekesi döngüsü ve geçici aperatiser süreçler tarafından tahrik güneş aktivitesi uzay hava ve darbe uzay ve darbe uzay ve yer tabanlı teknolojilerin yanı sıra Dünya'nın atmosferi ve aynı zamanda muhtemelen yüzyıllar ve daha uzun ölçeklerde iklim dalgalanmaları oluşturarak Güneş Sistemi gezegenlerin çevre yönetir.

Güneş'te manyetizma evrimi

Güneş lekesi döngüsünü anlamak ve tahmin etmek, uzay bilimi ve evrenin başka yerlerinde manyetohidrodinamik fenomenlerin anlaşılması açısından önemli sonuçlar doğurarak astrofiziğin en büyük zorluklarından biri olmaya devam etmektedir.

Tanım

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş döngüleri yaklaşık 11 yıllık bir ortalama süresi var. Güneş maksimum ve güneş minimum maksimum ve minimum güneş lekesi sayımları dönemleri bakın. Döngüler en az bir den diğerine yayılır.

Gözlemsel tarih

[değiştir | kaynağı değiştir]
Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875). Alman astronom, güneş lekelerinin uzun gözlemleri ile güneş döngüsünü keşfetti

Güneş lekeleri ilk olarak 1609'dan itibaren Galileo Galilei, Christoph Scheiner ve çağdaşları tarafından sistematik olarak gözlemlenmiştir. Güneş döngüsü 1843 yılında Samuel Heinrich Schwabe tarafından keşfedildi, gözlemler 17 yıl sonra güneş lekelerinin ortalama sayısında periyodik bir varyasyon fark.[2] Ancak Schwabe 1775 yılında yazdı Christian Horrebow önce oldu: "bu yıl belirli bir dizi ders sonra, Güneş'in görünümünü sayısı ve lekelerin büyüklüğü ne olursa olsun kendini tekrarlar görünür" 1761 ve Kopenhag gözlemevi Rundetaarn itibaren yaptığı gözlemler dayalı.[3] Rudolf Wolf bu ve diğer gözlemleri derleyip inceledi, döngüyü 1745'e kadar yeniden inşa etti ve sonunda bu yeniden yapılanmaları Galileo ve çağdaşlarının on yedinci yüzyılın başlarındaki güneş lekelerinin ilk gözlemlerine itti.

Wolf'un numaralandırma şemasından sonra, 1755-1766 döngüsü geleneksel olarak "1" olarak numaralandırılır. Wolf bugün kullanılmaya devam eden standart bir güneş lekesi sayı indeksi, Wolf endeksi oluşturdu.

1645 ve 1715 arasındaki dönem, birkaç güneş lekeleri bir süre, Maunder minimum olarak bilinir, Edward Walter Maunder sonra, kim kapsamlı bu tuhaf olay araştırılmış, ilk Gustav Spörer tarafından kaydetti .

On dokuzuncu yüzyılın ikinci yarısında Richard Carrington ve Spörer bağımsız döngüsünün farklı bölgelerinde farklı güneş enlemlerinde görünen güneş lekeleri fenomeni kaydetti.

Döngünün fiziksel temeli George Ellery Hale ve işbirlikçileri tarafından açıklığa kavuşturulmuştur, 1908'de güneş lekelerinin güçlü bir şekilde manyetize edildiğini göstermiştir (Dünya'nın ötesindeki manyetik alanların ilk tespiti). 1919'da güneş lekesi çiftlerinin manyetik polaritesinin:

  • Bir döngü boyunca sabittir;
  • Bir döngü boyunca ekvator karşısında ters mi;
  • Kendini bir döngüden diğerine çevirir.

Hale'in gözlemleri, manyetik döngünün orijinal durumuna (polarite dahil) dönmeden önce iki güneş döngüsünü veya 22 yılı kapsadığını ortaya koymuştur. Hemen hemen tüm belirtileri polariteye duyarsız olduğundan, "11 yıllık güneş döngüsü" araştırma odağı olmaya devam etmektedir; ancak, 22 yıllık döngünün iki yarısı genellikle aynı değildir: 11 yıllık döngüler genellikle Wolf'un güneş lekesi sayılarının daha yüksek ve daha düşük toplamları arasında geçiş (Gnevyshev-Ohl kuralı).[4]

1961'de Harold ve Horace Babcock'un baba-oğul ekibi güneş döngüsünün güneş üzerinde bir bütün olarak ortaya çıkan bir spatiotemporal manyetik süreç olduğunu belirledi. Onlar güneş yüzeyi güneş lekeleri dışında manyetize olduğunu gözlemledi, bu (zayıf) manyetik alan ilk bir dipol sipariş etmektir ve bu dipol güneş lekesi döngüsü ile aynı dönemde polarite ters uğrar. Horace'ın Babcock Modeli, Güneş'in salınımlı manyetik alanını 22 yıllık yarı-sabit bir periyodikliğe sahip olarak tanımladı. ve poloidal güneş manyetik alan bileşenleri arasındaki salınımlı enerji değişimini kapsamaktadır.

Rudolf Wolf (1816–1893), İsviçreli astronom, güneş aktivitesinin tarihsel yeniden inşasını on yedinci yüzyıla kadar gerçekleştirdi.

Döngü geçmişi

[değiştir | kaynağı değiştir]
11,400 yıl içinde güneş aktivitesinin yeniden inşası. 8.000 yıl önce eşit derecede yüksek aktivite dönemi işaretlenmiştir.
Radyokarbonda kaydedilen güneş aktivitesi olayları. Şu anki dönem sağda. 1900'den beri değerler gösterilmez.

Son 11.400 yıl içinde güneş lekesi numaraları karbon-14tabanlı dendroclimatology kullanılarak yeniden inşa edilmiştir. 1940'larda başlayan güneş aktivitesi düzeyi istisnai - benzer büyüklükte son dönem yaklaşık 9.000 yıl önce meydana geldi (sıcak Boreal döneminde).[5] Güneş, son 11.400 yılın sadece ~10'u boyunca benzer şekilde yüksek bir manyetik aktivite seviyesindeydi. Hemen hemen tüm önceki yüksek aktivite dönemleri mevcut bölüm daha kısa idi. Fosil kayıtları Güneş döngüsünün en az son 700 milyon yıldır istikrarlı olduğunu göstermektedir. Örneğin, Erken Permiyen sırasında döngü uzunluğu 10.62[6] yıl ve benzer neoproterozoic olduğu tahmin edilmektedir.[7]

2009 yılına kadar, 28 döngünün 1699 ve 2008 yılları arasında 309 yıla yayıldığı ve ortalama 11,04 yıl süre verdiği düşünüldü, ancak araştırmalar bunların en uzununun (1784-1799) aslında iki döngü olabileceğini gösterdi.[8] Eğer öyleyse ortalama uzunluk sadece 10,7 yıl civarında olacaktır. Gözlemler 9 yıl kadar kısa ve 14 yıl kadar gözlemlendiği için ve 1784-1799 döngüsü iki katına çıkarsa, iki bileşen döngüsünden birinin uzunluğu 8 yıldan az olmalıdır. Önemli genlik varyasyonları da oluşur.

Güneş aktivitesi tarihsel "büyük minima" bir listesi vardır.

Olay Başlangıç Son
Homeric minimum MÖ 750 MÖ 550
Oort minimum 1040 CE 1080 CE
Orta Çağ maksimum 1100 1250
Wolf minimum 1280 1350
Spörer minimum 1450 1550
Maunder minimum 1645 1715
Dalton minimum 1790 1820
Modern maksimum 1914 2008
Modern minimum 2008 Aralık 2019

Son çevrimler

[değiştir | kaynağı değiştir]

25. çevrim

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: 25. Güneş çevrimi

25. Güneş çevrimi Aralık 2019'da başladı.[9] 25. çevrimiçin çok zayıftan güçlü büyüklüğe kadar değişen, farklı yöntemlere dayalı çeşitli tahminler yapılmıştır.[10] Bhowmik ve Nandy'nin (2018) veriye dayalı güneş dinamosu ve güneş yüzeyi akı taşıma modellerine dayanan fizik temelli bir tahmini, mevcut minimumlarda güneş kutup alanının gücünü doğru tahmin etmiş gibi görünüyor ve 24. çevrime benzer veya biraz daha zayıf güçlü ama önemsiz olmayan bir 25. Güneş çevrimi öngörüyor.[11] Özellikle, Güneş'in önümüzdeki on yıl içinde Maunder-minimum benzeri (durgun) bir duruma düşme olasılığını dışlamaktadırlar. 2019'un başlarında 25. Güneş çevrimi Tahmin Paneli tarafından yapılan bir ön uzlaşma vardır.[12] NOAA'nın Uzay Hava Durumu Tahmin Merkezi (SWPC) ve NASA tarafından düzenlenen Panel, yayınlanan 25. Güneş çevrimi tahminlerine dayanarak, 25. Güneş çevrimi'nin 24. Güneş çevrimiyle çok benzer olacağı sonucuna vardı. 25. çevrimden önceki güneş çevrimi minimumunun, 24. çevrimden önceki minimum gibi uzun ve derin olacağı öngörülüyor. Güneş maksimumunun, revize edilmiş güneş lekesi sayısı cinsinden verilen 95 ila 130 güneş lekesi aralığı ile 2023 ve 2026 yılları arasında gerçekleşmesi beklenmektedir.

24. çevrim

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: 24. Güneş çevrimi

Güneş döngüsü 4 Ocak 2008'de başladı,[13] erken 2010 yılına kadar minimal aktivite ile. Döngüde "çift tepeli" güneş maksimum. İlk zirve 2011'de 99'a, 2014'ün başında ise 101'e ulaştı.[14]

23. çevrim

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: 23. Güneş çevrimi

Bu döngü 11,6 yıl sürdü, Mayıs 1996'da başlayan ve Ocak 2008'de sona erdi. Güneş döngüsü sırasında gözlenen maksimum düzeltilmiş güneş lekesi sayısı (aylık güneş lekeleri sayısı on iki aylık bir dönemde ortalama) 120,8 (Mart 2000) ve en az 1,7 idi.[15] Bu döngü boyunca toplam 805 gün boyunca güneş lekeleri yoktu.[16][17]

Olaylar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş döngüsü manyetik aktiviteyi yansıttığı için, güneş lekeleri ve koronal kütle atımları dahil olmak üzere çeşitli manyetik olarak güneş olayları tahrik edilen güneş döngüsünü takip eder.

Güneş lekeleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'in görünen yüzeyi, fotosfer, daha fazla güneş lekesi olduğunda daha aktif bir şekilde yayılır. Güneş parlaklığının uydudan izlenmesi, Schwabe döngüsü ile parlaklık arasında tepeden tepeye yaklaşık% 0,1'lik bir genlik ile doğrudan bir ilişki ortaya koydu. Büyük güneş lekesi grupları Dünya'nın görünümü boyunca döndüğünde, 10 günlük bir zaman ölçeğinde parlaklık% 0,3'e kadar azalır ve büyük güneş lekesi gruplarıyla ilişkili faktörler nedeniyle 6 aya kadar% 0,05'e kadar artar.

Günümüzde en iyi bilgi, güneş "yüzey" manyetik alanının görülebildiği MDI manyetogramı gibi SOHO'dan (Avrupa Uzay Ajansı ve NASA'nın ortak bir projesi) gelmektedir. Her döngü başladığında, güneş lekeleri orta enlemlerde belirir ve ardından minimum solar değere ulaşılana kadar ekvatora gittikçe yaklaşır. Bu desen en iyi sözde kelebek diyagramı şeklinde görselleştirilir. Güneş görüntüleri enlemsel şeritlere bölünür ve güneş lekelerinin aylık ortalamalı kısmi yüzeyleri hesaplanır. Bu, renk kodlu bir çubuk olarak dikey olarak çizilir ve süreç, bu zaman serisi diyagramını oluşturmak için her ay tekrarlanır.[18]

Chronicles'da bir güneş lekesinin çizimi
Güneş lekesi kelebek diyagramının bu versiyonu, NASA Marshall Uzay Uçuş Merkezi'ndeki güneş grubu tarafından oluşturuldu. En yeni sürüm solarcyclescience.com adresinde bulunabilir.
Güneş lekesi kelebek diyagramının bu versiyonu, NASA Marshall Uzay Uçuş Merkezi'ndeki güneş grubu tarafından oluşturuldu. En yeni sürüm solarcyclescience.com adresinde bulunabilir.

Manyetik alan değişiklikleri güneş lekelerinde yoğunlaşırken, daha küçük büyüklükte de olsa tüm güneş benzer değişikliklere uğrar.

Güneş manyetik alanının radyal bileşeninin, ardışık güneş dönüşü üzerinden ortalaması alınan zamana karşı güneş enlem diyagramı. Güneş lekelerinin "kelebek" imzası, düşük enlemlerde açıkça görülebilir. NASA Marshall Uzay Uçuş Merkezi'ndeki güneş grubu tarafından yapılan diyagram. En yeni sürüm solarcyclescience.com adresinde bulunabilir.

Koronal kütle çıkarma

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş manyetik alanı koronayı yapılandırır ve ona güneş tutulmaları zamanlarında görülebilen karakteristik şeklini verir. Karmaşık koronal manyetik alan yapıları, güneş yüzeyindeki sıvı hareketlerine ve güneşin iç kısmındaki dinamo hareketiyle üretilen manyetik akının ortaya çıkmasına tepki olarak gelişir. Henüz ayrıntılı olarak anlaşılmayan nedenlerden dolayı, bazen bu yapılar stabiliteyi kaybederek gezegenler arası boşluğa koronal kitle püskürtmelerine veya morötesi ve X-ışını radyasyonunun yanı sıra enerjik parçacıkların ani lokalize manyetik enerji salınımının neden olduğu parlamalara yol açar. Bu patlama olayları, Dünya'nın üst atmosferi ve uzay ortamı üzerinde önemli bir etkiye sahip olabilir ve şu anda uzay havası olarak adlandırılan şeyin temel itici güçleridir. Koronal kütle atımlarının ve işaret fişeklerinin meydana gelme sıklığı, döngü tarafından büyük ölçüde değiştirilir.

Herhangi bir boyuttaki işaret fişekleri, solar maksimumda minimumda olduğundan 50 kat daha sıktır. Büyük koronal kütle püskürtmeleri, maksimum güneş enerjisinde günde ortalama birkaç kez meydana gelir ve güneş minimumda birkaç günde bire kadar düşer. Bu olayların boyutu, hassas bir şekilde güneş döngüsünün aşamasına bağlı değildir. Aralık 2006'da solar minimuma çok yakın olan üç büyük X-sınıfı parlama; 5 Aralık'taki bir X9.0 parlaması, rekordaki en parlak olaylardan biri olarak duruyor.

Desenler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Üç güneş döngüsüne genel bir bakış, güneş lekesi döngüsü, galaktik kozmik ışınlar ve yakın uzay ortamımızın durumu arasındaki ilişkiyi gösterir.
2.300 yıllık Hallstatt güneş enerjisi değişim döngüsü

Waldmeier etkisi, daha büyük maksimum genliklere sahip döngülerin maksimum değerlerine ulaşmanın, daha küçük genlikli döngülerden daha az zaman alma eğiliminde olduğu gözlemini adlandırır.[19][20] Maksimum genlikler, önceki döngülerin uzunluklarıyla negatif olarak ilişkilidir, bu da tahmine yardımcı olur.[21] Güneş maksimumları ve minimumları, güneş döngülerinden daha büyük zaman ölçeklerinde de dalgalanmalar sergiler. Artan ve azalan eğilimler, bir yüzyıl veya daha uzun süre devam edebilir.[22]

Schwabe Döngüsü, adını Wolfgang Gleißberg'den alan 87 yıllık (70-100 yıllık) Gleissberg döngüsünün bir genlik modülasyonu olduğu düşünülmektedir.[23] Gleissberg döngüsü, bir sonraki güneş döngüsünün, 2010'da yaklaşık 145 ± 30'luk bir maksimum düzleştirilmiş güneş lekesi sayısına sahip olduğunu (bunun yerine 2010, döngünün minimum solar değerinden hemen sonraydı) ve sonraki döngünün 2023'te maksimum yaklaşık 70 ± 30'a sahip olduğunu ima etti. Korona ve Heliosfer'deki manyetik alanlardaki asırlık varyasyonlar, buz tabakaları ve ağaç halkaları gibi karasal rezervuarlarda depolanan Karbon-14 ve berilyum-10 kozmojenik izotopları kullanılarak[24] ve köprü oluşturan Jeomanyetik fırtına aktivitesinin tarihi gözlemleri kullanılarak tespit edilmiştir.[25]

Bu varyasyonlar, güneş atmosferinin tepesinden Heliosfer'e[26] manyetik akının ortaya çıkışını ölçmek için manyetik akı süreklilik denklemleri ve gözlemlenen güneş lekesi sayılarını kullanan modeller kullanılarak başarıyla yeniden üretilmiştir, bu da güneş lekesi gözlemlerinin, jeomanyetik aktivitenin ve kozmojenik izotopların Güneş aktivitesi varyasyonlarının yakınsak bir anlayışını sunar.

Varsayımlı döngüler

[değiştir | kaynağı değiştir]

Yaklaşık 11 yıllık güneş lekesi döngüsünden daha uzun periyotlarla güneş aktivitesinin periyodikliği önerilmiştir: 210 yıllık Suess döngüsü (diğer adıyla "de Vries döngüsü", adı sırasıyla Hans Eduard Suess ve Hessel De Vries'den alınmıştır) radyokarbon çalışmalarından kaydedilmiştir, ancak 400 yıllık güneş lekesi kaydında "Suess Döngüsüne dair çok az kanıt" görünmektedir.

Hallstatt döngüsünün (adını Avrupa'da buzulların ilerlediği soğuk ve yağışlı bir dönemin adı verilen) yaklaşık 2.400 yıl sürdüğü varsayılıyor.[27][28][29] Henüz isimlendirilmemiş bir döngü 6.000 yılı aşabilir.[29]

105, 131, 232, 385, 504, 805 ve 2.241 yıllık karbon-14 döngülerinde, muhtemelen diğer kaynaklardan türetilen döngülerle eşleşen gözlenmiştir.[30]

Damon ve Sonett,[31] 208 ve 88 yıllık karbon 14 tabanlı orta ve kısa vadeli varyasyonlarını önermişlerdir; 208 yıllık dönemi modüle eden 2300 yıllık bir radyokarbon dönemi öneriyor.[32]

Güneş manyetik alanı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'in manyetik alanı, atmosferini ve dış katmanlarını korona boyunca ve güneş rüzgarına kadar yapılandırır. Uzay-zamansal değişimleri, çeşitli ölçülebilir güneş olaylarına yol açar. Diğer güneş olayları, birincisi için enerji kaynağı ve dinamik motor görevi gören döngü ile yakından ilgilidir.

Etkileri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş

[değiştir | kaynağı değiştir]
Güneş lekesi sayı indeksi, TSI, 10.7cm radyo akısı ve parlama indeksinde görülen aktivite döngüleri 21, 22 ve 23. Her miktar için dikey ölçek, TSI ile aynı dikey eksende fazla çizmeye izin verecek şekilde ayarlanmıştır. Tüm miktarların zamansal varyasyonları, faza sıkı sıkıya bağlıdır, ancak genliklerdeki korelasyon derecesi bir dereceye kadar değişkendir.

Yüzey Manyetizması

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş lekeleri sonunda çürür ve fotosferde manyetik akı bırakır. Bu akı, türbülanslı konveksiyon ve büyük ölçekli solar akışlarla dağıtılır ve çalkalanır. Bu taşıma mekanizmaları, yüksek güneş enlemlerinde manyetize bozunma ürünlerinin birikmesine yol açar ve sonunda kutup alanlarının polaritesini tersine çevirir (yukarıdaki Hathaway / NASA / MSFC grafiğinde mavi ve sarı alanların nasıl tersine döndüğüne dikkat edin).Güneş manyetik alanının iki kutuplu bileşeni, maksimum güneş enerjisi süresi boyunca kutupları tersine çevirir ve güneş minimumda tepe gücüne ulaşır.

Uzay

[değiştir | kaynağı değiştir]

Uzay aracı

[değiştir | kaynağı değiştir]

CME'ler (koronal kütle püskürtmeleri), bazen güneş kozmik ışınları olarak da bilinen yüksek enerjili protonlardan oluşan bir radyasyon akışı üretir. Bunlar uydulardaki elektronik ve güneş hücrelerinde radyasyon hasarına neden olabilir. Güneş proton olayları ayrıca elektronik cihazlarda tek olaylı çöküş (SEU) olaylarına neden olabilir; aynı zamanda, maksimum güneş enerjisi sırasında azalan galaktik kozmik radyasyon akışı, parçacık akışının yüksek enerjili bileşenini azaltır.

CME radyasyonu, Dünya'nın manyetik alanının ürettiği kalkanın dışında kalan bir uzay görevindeki astronotlar için tehlikelidir. Gelecekteki görev tasarımları (örneğin, bir Mars Misyonu için) bu nedenle, astronotların böyle bir olay sırasında geri çekilmeleri için radyasyon korumalı bir "fırtına barınağı" içerir.

Gleißberg, ardışık döngülere dayanan bir CME tahmin yöntemi geliştirdi.[33]

Olumlu tarafı, maksimum güneş enerjisi sırasında artan ışınım, Dünya atmosferinin zarfını genişleterek, düşük yörüngeli uzay kalıntılarının daha hızlı bir şekilde yeniden girmesine neden oluyor.

Galaktik kozmik ışın akışı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş püskürtmesinin gezegenler arası uzaya dışa doğru genişlemesi, galaksinin başka yerlerinden güneş sistemine giren yüksek enerjili kozmik ışınları dağıtmada etkili olan aşırı plazma yoğunlukları sağlar. Güneş patlaması olaylarının frekansı döngü tarafından modüle edilir ve buna göre dış güneş sistemindeki kozmik ışın saçılma derecesini değiştirir. Sonuç olarak, iç Güneş Sistemindeki kozmik ışın akışı, genel güneş aktivitesi seviyesi ile bağıntılıdır.[34] Bu anti korelasyon, Dünya yüzeyindeki kozmik ışın akısı ölçümlerinde açıkça tespit edilir.

Dünya atmosferine giren bazı yüksek enerjili kozmik ışınlar, ara sıra nükleer parçalanma reaksiyonlarına neden olacak kadar moleküler atmosferik bileşenlerle yeterince sert çarpışır. Fisyon ürünleri, Dünya yüzeyine yerleşen 14C ve 10Be gibi radyonüklitleri içerir. Konsantrasyonları, ağaç gövdelerinde veya buz çekirdeklerinde ölçülebilir ve güneş aktivitesi seviyelerinin uzak geçmişe yeniden yapılandırılmasına izin verir.[35] Bu tür rekonstrüksiyonlar, yirminci yüzyılın ortalarından bu yana genel güneş aktivitesi seviyesinin son 10.000 yılın en yüksekleri arasında yer aldığını ve bu süre zarfında farklı sürelerde bastırılmış faaliyet dönemlerinin tekrar tekrar meydana geldiğini gösteriyor.

Atmosferik

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş ışınımı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Toplam güneş ışıması (TSI), Dünya'nın üst atmosferinde meydana gelen güneş ışımalı enerji miktarıdır. TSI varyasyonları, uydu gözlemleri 1978'in sonlarında başlayana kadar tespit edilemezdi. 1970'lerden 2000'lere kadar uydularda bir dizi radyometre fırlatıldı.[36] TSI ölçümleri on uyduda 1360 ila 1370 W / m2 arasında değişiyordu. Uydulardan biri olan ACRIMSAT, ACRIM grubu tarafından başlatıldı. Örtüşmeyen ACRIM uyduları arasındaki tartışmalı 1989-1991 "ACRIM boşluğu", ACRIM grubu tarafından +% 0,037 / on yıl artış gösteren bir kompozite dönüştürüldü. ACRIM verilerine dayanan başka bir seri, PMOD grubu tarafından üretilir ve −% 0,008 / on yıl düşüş eğilimi gösterir. Bu% 0,045 / on yıllık fark, iklim modellerini etkiliyor.

Güneş ışıması döngü boyunca sistematik olarak değişir, hem toplam ışıma hem de ilgili bileşenlerinde (UV'ye karşı görünür ve diğer frekanslar).[37] Güneş parlaklığı, güneş enerjisi maksimum döngüsü ortasında, terminal güneş enerjisi minimumundan yüzde 0,07 daha parlaktır.[38] 1996-2013 TSI varyasyonunun birincil nedeni (% 96) fotosferik manyetizma gibi görünmektedir.[39] Ultraviyole ışığın görünür ışığa oranı değişir.[40]

TSI, güneş manyetik aktivite döngüsü ile faz olarak değişir ve genliği yaklaşık% 0.1, yaklaşık 1361.5 W / m2 ("güneş sabiti") civarında bir ortalama değer ile değişir.[41] Ortalama% −0.3'e kadar olan varyasyonlar, büyük güneş lekesi gruplarından ve +% 0,05'lik büyük faktörlerden ve 7-10 günlük bir zaman ölçeğindeki parlak ağdan kaynaklanmaktadır (TSI varyasyon grafiklerine bakınız).[37] Uydu çağı TSI varyasyonları küçük ama tespit edilebilir eğilimler gösterir.[42]

Güneş lekeleri ortalama fotosferden daha koyu (daha soğuk) olsa bile TSI güneş maksimumda daha yüksektir. Bunun nedeni, güneş maksimumları sırasında güneş lekeleri dışındaki mıknatıslanmış yapılar, örneğin fasulalar ve ortalama fotosferden daha parlak (daha sıcak) olan "parlak" ağın aktif öğeleri gibi. Soğutucuyla ilişkili ışık açığını topluca aşırı telafi ediyorlar, ancak daha az sayıda güneş lekesi var. Güneş dönüşü ve güneş lekesi döngüsü zaman ölçeklerindeki TSI değişikliklerinin birincil nedeni, bu radyal olarak aktif güneş manyetik yapılarının değişen fotosferik kapsamıdır.

Ozon üretimi ve kaybı ile ilgili UV ışınımındaki enerji değişiklikleri atmosferik etkilere sahiptir. 30 hPa atmosferik basınç seviyesi, 20-23 arasındaki güneş çevrimleri sırasında güneş aktivitesiyle fazda yüksekliği değiştirdi. UV ışınımındaki artış, daha yüksek ozon üretimine neden olarak stratosferik ısınmaya ve stratosferik ve troposferik rüzgar sistemlerinde kutuplara doğru yer değiştirmelere neden oldu.[43]

Kısa boylu dalga radyasyon

[değiştir | kaynağı değiştir]
Bir güneş döngüsü: 30 Ağustos 1991'den 6 Eylül 2001'e kadar bir güneş lekesi döngüsü sırasında güneş aktivitesindeki değişimi gösteren on yıllık Yohkoh SXT görüntülerinin bir montajı. Kredi: ISAS'ın (Japonya) Yohkoh görevi ve NASA (ABD).

5870 K sıcaklıkta, fotosfer aşırı ultraviyole (EUV) ve üzerinde bir oranda radyasyon yayar. Bununla birlikte, Güneş atmosferinin daha sıcak olan üst katmanları (kromosfer ve korona) daha kısa dalga boylu radyasyon yayar. Üst atmosfer homojen olmadığından ve önemli manyetik yapı içerdiğinden, güneş ultraviyole (UV), EUV ve X-ışını akısı döngü boyunca belirgin şekilde değişir.

Soldaki fotoğraf montajı, Japon uydusu Yohkoh tarafından 30 Ağustos 1991'den sonra 22. döngünün zirvesinde, 6 Eylül 2001'de 23. döngünün zirvesinde gözlemlendiği gibi yumuşak X-ışını için bu varyasyonu göstermektedir. Örneğin SOHO veya TRACE uyduları tarafından gözlemlendiği gibi, solar UV veya EUV radyasyon akışında döngü ile ilgili farklılıklar gözlemlenir.

Toplam güneş radyasyonunun yalnızca küçük bir bölümünü oluştursa da, güneş UV, EUV ve X-ışını radyasyonunun Dünya'nın üst atmosferi üzerindeki etkisi çok büyük. Solar UV akısı, stratosferik kimyanın önemli bir faktörüdür ve iyonlaştırıcı radyasyondaki artışlar, iyonosferden etkilenen sıcaklığı ve elektriksel iletkenliği önemli ölçüde etkiler.

Güneş radyo akışı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Santimetrik (radyo) dalga boyunda Güneşten emisyon, esas olarak aktif bölgeleri örten manyetik alanlarda hapsolmuş koronal plazmadan kaynaklanmaktadır.[44] F10.7 endeksi, gözlemlenen güneş radyosu emisyonunun zirvesine yakın, 10.7 cm'lik bir dalga boyunda birim frekans başına güneş radyosu akısının bir ölçüsüdür. F10.7 genellikle SFU veya güneş akısı birimlerinde ifade edilir (1 SFU = 10−22 W m − 2 Hz − 1). Dağınık, radyoaktif olmayan koronal plazma ısıtmanın bir ölçüsünü temsil eder. Genel güneş aktivitesi seviyelerinin mükemmel bir göstergesidir ve güneş UV emisyonları ile iyi ilişkilidir.

Orta dalga ve düşük VHF frekansları da etkilenmesine rağmen, güneş lekesi aktivitesi, özellikle kısa dalga bantları olmak üzere uzun mesafeli radyo iletişimleri üzerinde büyük bir etkiye sahiptir. Güneş lekesi aktivitesinin yüksek seviyeleri, daha yüksek frekans bantlarında gelişmiş sinyal yayılmasına yol açar, ancak bunlar aynı zamanda güneş gürültüsü ve iyonosferik rahatsızlıkların seviyelerini de arttırır. Bu etkiler, artan güneş radyasyonu seviyesinin iyonosfer üzerindeki etkisinden kaynaklanmaktadır.

10,7 cm'lik güneş akısı, noktadan noktaya karasal iletişimi engelleyebilir.[45]

Bulutlar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmik ışın değişikliklerinin döngü üzerindeki etkilerine dair spekülasyonlar potansiyel olarak şunları içerir:

İyonizasyondaki değişiklikler, bulut oluşumu için yoğunlaşma çekirdeği görevi gören aerosol bolluğunu etkiler.[46] Güneş miniması sırasında daha fazla kozmik ışın Dünya'ya ulaşır ve potansiyel olarak Bulut yoğunlaşma çekirdeklerinin öncüsü olarak ultra küçük aerosol parçacıkları oluşturur.[47] Daha fazla miktarda yoğunlaşma çekirdeğinden oluşan bulutlar daha parlaktır, daha uzun ömürlüdür ve daha az yağış üretme olasılığı yüksektir

Kozmik ışınlardaki bir değişiklik, belirli bulut türlerinde artışa neden olabilir ve Dünya'nın aklını etkileyebilir.

Özellikle yüksek enlemlerde, kozmik ışın varyasyonunun karasal alçak irtifa bulut örtüsünü etkileyebileceği (yüksek irtifa bulutlarıyla korelasyon eksikliğinden farklı olarak), kısmen güneşle çalışan gezegenler arası manyetik alandan (ve galaktik geçişten) etkilenebileceği öne sürüldü. daha uzun zaman dilimlerinde kollar), ancak bu hipotez doğrulanmadı. Daha sonraki makaleler, bulutların kozmik ışınlarla üretilmesinin çekirdeklenme parçacıklarıyla açıklanamayacağını gösterdi. Hızlandırıcı sonuçları, bulut oluşumuna neden olacak kadar yeterli ve yeterince büyük parçacıklar üretemedi; bu, büyük bir güneş fırtınasından sonraki gözlemleri içerir. Çernobil'den sonraki gözlemler herhangi bir indüklenmiş bulut göstermemektedir[48]

Karasal

[değiştir | kaynağı değiştir]

Organizmalar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş döngüsünün canlı organizmalar üzerindeki etkisi araştırılmıştır. Bazı araştırmacılar insan sağlığı ile bağlantılar bulduklarını iddia ediyorlar.

300 mm’de Dünya'ya ulaşan ultraviyole UVB ışığının miktarı, koruyucu ozon tabakasındaki değişiklikler nedeniyle güneş döngüsüne göre% 400'e kadar değişir. Stratosferde ozon, O2 moleküllerinin ultraviyole ışıkla bölünmesiyle sürekli olarak yenilenir. Minimum güneş enerjisi sırasında, Güneş'ten alınan ultraviyole ışığın azalması ozon konsantrasyonunda bir azalmaya yol açarak artan UVB'nin Dünya yüzeyine ulaşmasına izin verir.[49]

Radyo iletişimi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Skywave radyo iletişim modları, radyo dalgalarını (elektromanyetik radyasyon) iyonosferden bükerek (kırarak) çalışır.[50] Güneş döngüsünün "zirveleri" sırasında iyonosfer, güneş fotonları ve kozmik ışınlar tarafından giderek daha fazla iyonlaşır.[51] Bu, radyo dalgasının yayılmasını, iletişimi kolaylaştırabilecek veya engelleyebilecek karmaşık şekillerde etkiler. Skywave modlarının tahmini, ticari deniz ve uçak iletişimi, amatör radyo operatörleri ve kısa dalga yayıncıları için büyük ilgi görmektedir. Bu kullanıcılar, bu güneş ve iyonosferik varyanslardan en çok etkilenen Yüksek Frekans veya 'HF' radyo spektrumundaki frekansları işgal eder. Güneş enerjisi çıkışındaki değişiklikler, iletişim için kullanılabilen en yüksek frekansın sınırı olan maksimum kullanılabilir frekansı etkiler.[52]

İklim

[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş aktivitesindeki hem uzun vadeli hem de kısa vadeli varyasyonların potansiyel olarak küresel iklimi etkilediği öne sürülüyor, ancak güneş varyasyonu ve iklim arasındaki herhangi bir bağlantıyı göstermenin zor olduğu kanıtlandı.

İlk araştırmalar hava durumunu sınırlı başarı ile ilişkilendirmeye çalıştı, ardından güneş aktivitesi ile küresel sıcaklık arasında ilişki kurma girişimleri izledi. Döngü aynı zamanda bölgesel iklimi de etkiler. SORCE'nin Spectral Irradiance Monitor'ünden alınan ölçümler, solar UV değişkenliğinin, örneğin ABD ve kuzey Avrupa'da daha soğuk kışlar ve minimum güneş enerjisi sırasında Kanada ve güney Avrupa'da daha sıcak kışlar ürettiğini göstermektedir.

Önerilen üç mekanizma güneş varyasyonlarının iklim etkilerine aracılık ediyor

Toplam güneş ışığı ("Işınım zorlaması").

Ultraviyole ışıma. UV bileşeni toplamdan daha fazla değişiklik gösterir, bu nedenle UV orantısız bir etkiye sahip (henüz bilinmeyen) bazı nedenlerden ötürü, bu iklimi etkileyebilir.

Güneş rüzgarının aracılık ettiği galaktik kozmik ışın değişiklikleri, bulut örtüsünü etkileyebilir.

Güneş lekesi döngüsü varyasyonunun% 0.1'i, Dünya'nın iklimi üzerinde küçük ama saptanabilir etkilere sahiptir.[53][54] Camp ve Tung, güneş ışınımının, güneş maksimum ve minimum arasında ölçülen ortalama küresel sıcaklıkta 0.18 K ± 0.08 K (0.32 °F ± 0.14 °F) varyasyonuyla ilişkili olduğunu öne sürüyor.[55]

Diğer etkiler arasında buğday fiyatları ile bir ilişki bulan bir çalışma ve Paraná Nehri'ndeki su akışı ile zayıf bir korelasyon bulan bir diğeri bulunmaktadır.[56] Yüz milyonlarca yıl önce ağaç halkası kalınlıklarında ve bir gölün dibindeki katmanlarda on bir yıllık döngü bulundu.

Mevcut bilimsel fikir birliği, özellikle de IPCC'ninki, güneş varyasyonlarının küresel iklim değişikliğini yönlendirmede yalnızca marjinal bir rol oynadığı yönündedir, çünkü son zamanlarda ölçülen güneş enerjisi değişiminin büyüklüğü, sera gazlarından kaynaklanan zorlamadan çok daha küçüktür. Ayrıca, 2010'lardaki ortalama güneş enerjisi aktivitesi 1950'lerdekinden daha yüksek değildi (yukarıya bakın), oysa ortalama küresel sıcaklıklar bu dönemde önemli ölçüde arttı. Aksi takdirde, güneşin hava üzerindeki etkilerini anlama düzeyi düşüktür.

Güneş döngüsü ayrıca, üst termosferik seviyelerdeki yoğunluğu etkileyerek Düşük Dünya Yörüngeli (LEO) nesnelerinin yörüngesel bozulmasını da etkiler.[57]

Güneş dinamosu

[değiştir | kaynağı değiştir]

11 yıllık güneş lekesi döngüsünün, 22 yıllık Babcock-Leighton güneş dinamo döngüsünün yarısı olduğu düşünülmektedir; bu, aynı zamanda güneş plazma akışlarının aracılık ettiği toroidal ve poloidal güneş manyetik alanları arasında salınımlı bir enerji değişimine karşılık gelir. her adımda dinamo sistemine enerji. Güneş döngüsü maksimumda, dış poloidal dipolar manyetik alan, dinamo döngüsü minimum gücüne yakındır, ancak takoklin içindeki diferansiyel dönüş yoluyla üretilen bir iç toroidal dört kutuplu alan, maksimum gücüne yakındır. Dinamo döngüsünün bu noktasında, Konveksiyon bölgesi içinde yüzen yukarı yükselme, toroidal manyetik alanın fotosfer boyunca ortaya çıkmasına neden olarak, zıt manyetik kutuplarla kabaca doğu-batı hizasında olan güneş lekeleri çiftlerine yol açar. Güneş lekesi çiftlerinin manyetik polaritesi, Hale döngüsü olarak bilinen bir fenomen olan her güneş döngüsünü değiştirir.[58][59]

Güneş döngüsünün azalan fazı sırasında, enerji iç toroidal manyetik alandan dış poloidal alana kayar ve güneş lekelerinin sayısı azalır. Solar minimumda, toroidal alan buna uygun olarak minimum güçte, güneş lekeleri nispeten nadirdir ve poloidal alan maksimum güçtedir. Bir sonraki döngü sırasında, diferansiyel dönüş, manyetik enerjiyi poloidalden toroidal alana, önceki döngünün tersi olan bir polarite ile geri dönüştürür. Süreç sürekli olarak devam eder ve idealleştirilmiş, basitleştirilmiş bir senaryoda, her 11 yıllık güneş lekesi döngüsü, Güneş'in geniş ölçekli manyetik alanının kutupluluğundaki bir değişikliğe karşılık gelir. Güneş dinamo modelleri, güneşin içindeki diferansiyel dönme, meridyen sirkülasyon ve türbülanslı pompalama gibi plazma akısı taşıma işlemlerinin, güneş manyetik alanının toroidal ve poloidal bileşenlerinin geri dönüşümünde önemli bir rol oynadığını göstermektedir (Hazra ve Nandy 2016). Bu akı taşıma işlemlerinin görece güçlü yönleri, güneş döngüsünün fiziğe dayalı tahminlerinde önemli bir rol oynayan güneş döngüsünün "hafızasını" da belirler. Özellikle Yeates, Nandy ve Mackay (2008) ve Karak ve Nandy (2012), güneş döngüsü belleğinin kısa olduğunu ve bir döngüden fazla sürdüğünü belirlemek için stokastik olarak zorlanmış doğrusal olmayan güneş dinamosu simülasyonlarını kullandılar, bu nedenle sadece doğru tahminlerin mümkün olduğunu ima ediyorlar. sonraki güneş lekesi döngüsü için ve ötesine değil. Güneş dinamo mekanizmasındaki kısa bir döngü belleğinin bu varsayımı daha sonra Munoz-Jaramillo ve diğerleri tarafından gözlemsel olarak doğrulandı. (2013).[60][61]

Takoklin uzun zamandır Güneş'in geniş ölçekli manyetik alanını oluşturmanın anahtarı olarak düşünülse de, son araştırmalar bu varsayımı sorguladı. Kahverengi cücelerin radyo gözlemleri, büyük ölçekli manyetik alanları da koruduklarını ve manyetik aktivite döngüleri gösterebileceklerini göstermiştir. Güneş, konvektif bir zarfla çevrili bir ışıma çekirdeğine sahiptir ve bu ikisinin sınırında takoklin bulunur. Bununla birlikte, kahverengi cüceler ışıma çekirdeği ve takoklinlerden yoksundur. Yapıları, çekirdekten yüzeye uzanan güneş benzeri konvektif bir zarftan oluşur. Takokline sahip olmadıkları için yine de güneş benzeri manyetik aktivite sergiledikleri için, solar manyetik aktivitenin sadece konvektif zarfta üretildiği öne sürülmüştür.[62]

Gezegenlerin tahmin edilen etkisi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıllar boyunca yayınlanan birçok spekülatif makale ile gezegenlerin güneş döngüsü üzerinde bir etkiye sahip olabileceği uzun süredir teorize edilmiştir. 1974'te bu fikre dayanan Jüpiter Etkisi adlı en çok satanlar vardı. Örneğin, Güneş'in derinliklerinde küresel olmayan bir takoklin katmanına gezegenlerin uyguladığı torkun güneş dinamosunu senkronize edebileceği öne sürüldü.[63] Bununla birlikte, sonuçlarının yanlış uygulanmış düzleştirme yönteminin, örtüşmeye yol açan bir artefaktı olduğu gösterilmiştir.[64] Yine de, gezegensel kuvvetlerin güneş üzerindeki varsayılan etkisini (bariz merkezin etrafındaki hayali hareketi dahil) öneren çalışmalar, bunun için niceliksel bir fiziksel mekanizma olmasa da ara sıra ortaya çıkmaya devam ediyor.[65] Bununla birlikte, güneş değişkenliğinin esasen stokastik ve tek bir güneş döngüsünün ötesinde öngörülemez olduğu bilinmektedir,[66] bu da güneş dinamosu üzerindeki deterministik gezegensel etki fikriyle çelişir. Dahası, modern dinamo modelleri, herhangi bir gezegensel etki olmaksızın güneş döngüsünü tam olarak yeniden üretir. Buna göre, güneş dinamosu üzerindeki gezegensel etkinin marjinal olduğu ve Occam'ın jilet ilkelerine aykırı olduğu düşünülmektedir.

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]
  • Brückner-Egeson-Lockyer cycle
  • Formation and evolution of the Solar System
  • List of articles related to the Sun
  • List of coronal mass ejections
  • List of solar cycles
  • List of solar storms
  • Stellar evolution
  • Sun life cycle
  • Sunlight

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ "NASA launches solar mission". Physics World. 28 (4): 11-11. Nisan 2015. doi:10.1088/2058-7058/28/4/20. ISSN 0953-8585. 
  2. ^ Schwabe, Heinrich; Schwabe, Hofrath (1844). "Sonnen — Beobachtungen im Jahre 1843". Astronomische Nachrichten. 21 (15): 234-235. doi:10.1002/asna.18440211505. ISSN 0004-6337. 
  3. ^ Jørgensen, Carsten Sønderskov; Karoff, Christoffer; Senthamizh Pavai, V.; Arlt, Rainer (Haziran 2019). "Christian Horrebow's Sunspot Observations – I. Life and Published Writings". Solar Physics (İngilizce). 294 (6): 77. doi:10.1007/s11207-019-1465-z. ISSN 0038-0938. 
  4. ^ Hathaway, David H. (2 Mart 2010). "The Solar Cycle". Living Reviews in Solar Physics. 7 (1). doi:10.1007/lrsp-2010-1. ISSN 2367-3648. 
  5. ^ Solanki, S. K.; Usoskin, I. G.; Kromer, B.; Schüssler, M.; Beer, J. (Ekim 2004). "Unusual activity of the Sun during recent decades compared to the previous 11,000 years". Nature (İngilizce). 431 (7012): 1084-1087. doi:10.1038/nature02995. ISSN 0028-0836. 24 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ocak 2021. 
  6. ^ Luthardt, Ludwig; Rößler, Ronny (9 Ocak 2017). "Fossil forest reveals sunspot activity in the early Permian". Geology. 45 (3): 279-282. doi:10.1130/g38669.1. ISSN 0091-7613. 
  7. ^ Li, Pengbo; Tang, Dongjie; Shi, Xiaoying; Jiang, Ganqing; Zhao, Xiangkuan; Zhou, Xiqiang; Wang, Xinqiang; Chen, Xi (Eylül 2018). "Sunspot cycles recorded in siliciclastic biolaminites at the dawn of the Neoproterozoic Sturtian glaciation in South China". Precambrian Research. 315: 75-91. doi:10.1016/j.precamres.2018.07.018. ISSN 0301-9268. 
  8. ^ Usoskin, Ilya G.; Mursula, Kalevi; Arlt, Rainer; Kovaltsov, Gennady A. (15 Temmuz 2009). "A SOLAR CYCLE LOST IN 1793-1800: EARLY SUNSPOT OBSERVATIONS RESOLVE THE OLD MYSTERY". The Astrophysical Journal. 700 (2): L154-L157. doi:10.1088/0004-637x/700/2/l154. ISSN 0004-637X. 
  9. ^ National Weather Service. "Hello Solar Cycle 25". 18 Mart 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Eylül 2020. 
  10. ^ örnek için: "ADS search for "solar sunspot cycle 25 prediction"". 18 Ekim 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Mart 2020. 
  11. ^ Bhowmik, Prantika; Nandy, Dibyendu (6 Aralık 2018). "Prediction of the strength and timing of sunspot cycle 25 reveal decadal-scale space environmental conditions". Nature Communications (İngilizce). 9 (1): 5209. arXiv:1909.04537 $2. Bibcode:2018NatCo...9.5209B. doi:10.1038/s41467-018-07690-0. ISSN 2041-1723. PMC 6283837 $2. PMID 30523260. 
  12. ^ "Solar Cycle 25 Preliminary Forecast | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center". www.swpc.noaa.gov. 14 Ocak 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Şubat 2024. 
  13. ^ "KOMPSAT-2 ESA Archive". KOMPSAT-2 ESA Archive. 2017. 7 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ocak 2021. 
  14. ^ Crown, Misty D. (Haziran 2012). "Validation of the NOAA Space Weather Prediction Center's solar flare forecasting look-up table and forecaster-issued probabilities". Space Weather. 10 (6): n/a-n/a. doi:10.1029/2011sw000760. ISSN 1542-7390. 
  15. ^ TIAN, ZhongDa; LI, ShuJiang; WANG, YanHong; SHA, Yi; WANG, XiangDong (26 Eylül 2016). "A hybrid prediction model of smoothed monthly mean sunspot number". SCIENTIA SINICA Physica, Mechanica & Astronomica. 46 (11): 119601. doi:10.1360/sspma2016-00191. ISSN 1674-7275. 
  16. ^ Herdiwijaya, D (Ocak 2019). "Spectral energy of multisource and multielement of solar energetic particles during the spotless days on solar cycle 24". Journal of Physics: Conference Series. 1127: 012035. doi:10.1088/1742-6596/1127/1/012035. ISSN 1742-6588. 
  17. ^ "Title page". 2010 IFIP Wireless Days. IEEE. Ekim 2010. doi:10.1109/wd.2010.5657772. ISBN 978-1-4244-9230-5. 
  18. ^ "Deep space X-ray flash is most powerful ever recorded". New Scientist. 207 (2770): 4-5. Temmuz 2010. doi:10.1016/s0262-4079(10)61766-6. ISSN 0262-4079. 
  19. ^ Künzel, H. (23 Mart 2006). "M. Waldmeier: The sunspot-activity in the years 1610-1960. Zürich 1961 : Verlag Schulthess u. Co. AG". Astronomische Nachrichten. 286 (6): 285-286. doi:10.1002/asna.19622860613. ISSN 0004-6337. 
  20. ^ Braun, Holger; Christl, Marcus; Rahmstorf, Stefan; Ganopolski, Andrey; Mangini, Augusto; Kubatzki, Claudia; Roth, Kurt; Kromer, Bernd (Kasım 2005). "Possible solar origin of the 1,470-year glacial climate cycle demonstrated in a coupled model". Nature. 438 (7065): 208-211. doi:10.1038/nature04121. ISSN 0028-0836. 
  21. ^ Du, Zhan-Le; Wang, Hua-Ning; He, Xiang-Tao (Ağustos 2006). "The Relation between the Amplitude and the Period of Solar Cycles". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (4): 489-494. doi:10.1088/1009-9271/6/4/12. ISSN 1009-9271. 
  22. ^ Hathaway, David H.; Wilson, Robert M. (Ekim 2004). "What the Sunspot Record Tells Us About Space Climate". Solar Physics. 224 (1-2): 5-19. doi:10.1007/s11207-005-3996-8. ISSN 0038-0938. 
  23. ^ "The spectrum of radiocarbon". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences. 330 (1615): 413-426. 24 Nisan 1990. doi:10.1098/rsta.1990.0022. ISSN 0080-4614. 
  24. ^ Usoskin, Ilya G. (2008). "A History of Solar Activity over Millennia". Living Reviews in Solar Physics. 5. doi:10.12942/lrsp-2008-3. ISSN 1614-4961. 
  25. ^ Lockwood, Mike (2013). "Reconstruction and Prediction of Variations in the Open Solar Magnetic Flux and Interplanetary Conditions". Living Reviews in Solar Physics. 10. doi:10.12942/lrsp-2013-4. ISSN 1614-4961. 
  26. ^ Owens, Mathew J.; Forsyth, Robert J. (2013). "The Heliospheric Magnetic Field". Living Reviews in Solar Physics. 10. doi:10.12942/lrsp-2013-5. ISSN 1614-4961. 
  27. ^ "The Sun and climate". Fact Sheet. 2000. doi:10.3133/fs09500. ISSN 2327-6932. 
  28. ^ Vasiliev, S. S.; Dergachev, V. A. (31 Ocak 2002). "The ~ 2400-year cycle in atmospheric radiocarbon concentration: bispectrum of <sup>14</sup><i>C</i> data over the last 8000 years". Annales Geophysicae. 20 (1): 115-120. doi:10.5194/angeo-20-115-2002. ISSN 1432-0576. 
  29. ^ a b Usoskin, I. G.; Gallet, Y.; Lopes, F.; Kovaltsov, G. A.; Hulot, G. (Mart 2016). "Solar activity during the Holocene: the Hallstatt cycle and its consequence for grand minima and maxima". Astronomy & Astrophysics. 587: A150. doi:10.1051/0004-6361/201527295. ISSN 0004-6361. 
  30. ^ Damon, P. E.; Jirikowic, J. L. (1992). "The Sun as a Low-Frequency Harmonic Oscillator". Radiocarbon. 34 (2): 199-205. doi:10.1017/s003382220001362x. ISSN 0033-8222. 
  31. ^ Wilkes, M.V. (Şubat 1962). "The solar and luni-solar harmonic components of geomagnetic variation at San Fernando". Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics. 24 (2): 73-92. doi:10.1016/0021-9169(62)90187-3. ISSN 0021-9169. 
  32. ^ Dalimin, Mohammad Noh; Kumar, Pradeep (Ocak 1987). "A computational analysis of the amount of solar energy reaching the earth's atmosphere". Solar & Wind Technology. 4 (2): 219-228. doi:10.1016/0741-983x(87)90052-x. ISSN 0741-983X. 
  33. ^ Gleißberg, Wolfgang; Skoberla, Paul (1933). "Reduktion von Beobachtungen von Sternbedeckungen 1932". Astronomische Nachrichten. 250 (23): 389-392. doi:10.1002/asna.19332502303. ISSN 0004-6337. 
  34. ^ Raychaudhuri, Probhas (Nisan 1986). "Solar neutrino flux, cosmic rays, and the solar activity cycle". Solar Physics. 104 (2): 415-424. doi:10.1007/bf00159091. ISSN 0038-0938. 
  35. ^ Dergachev, Valentin A.; Vasiliev, Sergey S. (Ekim 2004). "Sources of δ18O Concentration Variability in Greenland Ice Cores: Temperature, North Atlantic Oscillation and Solar Activity". Solar Physics. 224 (1-2): 433-443. doi:10.1007/s11207-005-8363-2. ISSN 0038-0938. 
  36. ^ Lee III, Robert B.; Wilson, Robert S. (3 Ekim 1998). "Validation of 1985-1997 active cavity radiometer spacecraft measurements of total solar irradiance variability". Earth Observing Systems III. SPIE. doi:10.1117/12.325643. 
  37. ^ a b WILLSON, R. C.; GULKIS, S.; JANSSEN, M.; HUDSON, H. S.; CHAPMAN, G. A. (13 Şubat 1981). "Observations of Solar Irradiance Variability". Science. 211 (4483): 700-702. doi:10.1126/science.211.4483.700. ISSN 0036-8075. 
  38. ^ Willson, Richard C. (1 Ağustos 2014). "ACRIM3 and the Total Solar Irradiance database". Astrophysics and Space Science (İngilizce). 352 (2): 341-352. doi:10.1007/s10509-014-1961-4. ISSN 1572-946X. 
  39. ^ Yeo, K. L.; Krivova, N. A.; Solanki, S. K.; Glassmeier, K. H. (Ekim 2014). "Reconstruction of total and spectral solar irradiance from 1974 to 2013 based on KPVT, SoHO/MDI, and SDO/HMI observations". Astronomy & Astrophysics. 570: A85. doi:10.1051/0004-6361/201423628. ISSN 0004-6361. 
  40. ^ Haigh, Joanna D.; Winning, Ann R.; Toumi, Ralf; Harder, Jerald W. (Ekim 2010). "An influence of solar spectral variations on radiative forcing of climate". Nature. 467 (7316): 696-699. doi:10.1038/nature09426. ISSN 0028-0836. 
  41. ^ Willson, Richard C.; Hudson, Hugh S. (Mayıs 1991). "The Sun's luminosity over a complete solar cycle". Nature. 351 (6321): 42-44. doi:10.1038/351042a0. ISSN 0028-0836. 
  42. ^ Mordvinov, A.V.; Willson, R.C. (Temmuz 2003). "Effect of Large-Scale Magnetic Fields on Total Solar Irradiance". Solar Physics. 215 (1): 5-16. doi:10.1023/a:1024832809100}. ISSN 0038-0938. 
  43. ^ Haigh, J. D. (17 Mayıs 1996). "The Impact of Solar Variability on Climate". Science. 272 (5264): 981-984. doi:10.1126/science.272.5264.981. ISSN 0036-8075. 
  44. ^ Tapping, K. F. (1987). "Recent solar radio astronomy at centimeter wavelengths: The temporal variability of the 10.7-cm flux". Journal of Geophysical Research. 92 (D1): 829. doi:10.1029/jd092id01p00829. ISSN 0148-0227. 
  45. ^ "Revised ICD-10-CM Codes to Take Effect October 1". Psychiatric News. 53 (17). 7 Eylül 2018. doi:10.1176/appi.pn.2018.9a23. ISSN 0033-2704. 
  46. ^ Tinsley, Brian A. (Kasım 2000). "Influence of Solar Wind on the Global Electric Circuit, and Inferred Effects on Cloud Microphysics, Temperature, and Dynamics in the Troposphere". Space Science Reviews. 94 (1/2): 231-258. doi:10.1023/a:1026775408875. ISSN 0038-6308. 
  47. ^ Kirkby, Jasper; CLOUD Collaboration (2013). "Atmospheric nucleation and growth in the CLOUD experiment at CERN". AIP. doi:10.1063/1.4803258. 
  48. ^ Sun, Bomin (2002). "Solar influences on cosmic rays and cloud formation: A reassessment". Journal of Geophysical Research (İngilizce). 107 (D14): 4211. doi:10.1029/2001JD000560. ISSN 0148-0227. 
  49. ^ Rossi, Joseph S. (1989). "The Hazards of Sunlight: A Report on the Consensus Development Conference on Sunlight, Ultraviolet Radiation, and the Skin". PsycEXTRA Dataset. Erişim tarihi: 6 Ocak 2021. 
  50. ^ Haigh, Joanna D. (2007). "The Sun and the Earth's Climate". Living Reviews in Solar Physics. 4. doi:10.12942/lrsp-2007-2. ISSN 1614-4961. 
  51. ^ Weart, Spencer R., 1942- (2003). The discovery of global warming. Cambridge, Mass.: Harvard University Press. ISBN 0-674-01157-0. OCLC 51505599. 6 Temmuz 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ocak 2021. 
  52. ^ Ineson, Sarah; Scaife, Adam A.; Knight, Jeff R.; Manners, James C.; Dunstone, Nick J.; Gray, Lesley J.; Haigh, Joanna D. (9 Ekim 2011). "Solar forcing of winter climate variability in the Northern Hemisphere". Nature Geoscience. 4 (11): 753-757. doi:10.1038/ngeo1282. ISSN 1752-0894. 
  53. ^ Labitzke, K.; Matthes, K. (Nisan 2003). "Eleven-year solar cycle variations in the atmosphere: observations, mechanisms and models". The Holocene. 13 (3): 311-317. doi:10.1191/0959683603hl623rp. ISSN 0959-6836. 
  54. ^ Mauas, Pablo J.D.; Buccino, Andrea P.; Flamenco, Eduardo (Şubat 2011). "Long-term solar activity influences on South American rivers". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 73 (2-3): 377-382. doi:10.1016/j.jastp.2010.02.019. ISSN 1364-6826. 
  55. ^ Camp, Charles D.; Tung, Ka Kit (18 Temmuz 2007). "Surface warming by the solar cycle as revealed by the composite mean difference projection". Geophysical Research Letters. 34 (14). doi:10.1029/2007gl030207. ISSN 0094-8276. 
  56. ^ Ananthaswamy, Anil (Kasım 2008). "Sunspot activity linked to Earth riverflow". New Scientist. 200 (2681): 10. doi:10.1016/s0262-4079(08)62794-3. ISSN 0262-4079. 
  57. ^ Molaverdikhani, Karan; Ajabshirizadeh, Ali; Davoudifar, Pantea; Lashkanpour, Majid (Eylül 2016). "Complexity of the Earth's space–atmosphere interaction region (SAIR) response to the solar flux at 10.7 cm as seen through the evaluation of five solar cycle two-line element (TLE) records". Advances in Space Research (İngilizce). 58 (6): 924-937. doi:10.1016/j.asr.2016.05.035. 
  58. ^ Hale, George E.; Ellerman, Ferdinand; Nicholson, S. B.; Joy, A. H. (Nisan 1919). "The Magnetic Polarity of Sun-Spots". The Astrophysical Journal (İngilizce). 49: 153. doi:10.1086/142452. ISSN 0004-637X. 2 Temmuz 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ocak 2021. 
  59. ^ Klotz, Irene (Ekim 2009). "Slow Start to Solar Cycle Tied to Sluggish Interior Stream". Space Weather. 7 (10): n/a-n/a. doi:10.1029/2009sw000527. ISSN 1542-7390. 
  60. ^ Voss, David (Ocak 2001). "Movies Show Quick Magnetic Flips". Focus. 7. doi:10.1103/physrevfocus.7.3. ISSN 1539-0748. 
  61. ^ "16 November 2000-15 February 2001". Journal of Palestine Studies. 30 (3): 123-140. Nisan 2001. doi:10.1525/jps.2001.30.3.123. ISSN 0377-919X. 
  62. ^ Route, Matthew (13 Ekim 2016). "THE DISCOVERY OF SOLAR-LIKE ACTIVITY CYCLES BEYOND THE END OF THE MAIN SEQUENCE?". The Astrophysical Journal. 830 (2): L27. doi:10.3847/2041-8205/830/2/L27. ISSN 2041-8213. 8 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ocak 2021. 
  63. ^ Abreu, J. A.; Beer, J.; Ferriz-Mas, A.; McCracken, K. G.; Steinhilber, F. (28 Kasım 2012). "Is there a planetary influence on solar activity?". Astronomy & Astrophysics. 548: A88. doi:10.1051/0004-6361/201219997. ISSN 0004-6361. 
  64. ^ Poluianov, S.; Usoskin, I. (14 Ocak 2014). "Critical Analysis of a Hypothesis of the Planetary Tidal Influence on Solar Activity". Solar Physics. 289 (6): 2333-2342. doi:10.1007/s11207-014-0475-0. ISSN 0038-0938. 
  65. ^ Stefani, F.; Giesecke, A.; Weier, T. (Mayıs 2019). "A Model of a Tidally Synchronized Solar Dynamo". Solar Physics. 294 (5). doi:10.1007/s11207-019-1447-1. ISSN 0038-0938. 
  66. ^ Petrovay, Kristóf (2010). "Solar Cycle Prediction". Living Reviews in Solar Physics. 7. doi:10.12942/lrsp-2010-6. ISSN 1614-4961. 
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Solar_döngü&oldid=33818880" sayfasından alınmıştır