Солнечные явления

редактировать
Природные явления, происходящие в магнитно нагретых внешних атмосферах Солнца Солнечная активность: НАСА Обсерватория солнечной динамики запечатлела это изображение солнечной вспышки класса X1.2 14 мая 2013 года. Изображение показывает свет с длиной волны 304 ангстрем.

Солнечные явления - это природные явления, происходящие внутри магнитно нагретых внешних атмосфер на Солнце. Эти явления принимают различные формы, включая солнечный ветер, поток радиоволн, энергетические всплески, такие как солнечные вспышки, выброс корональной массы или солнечные извержения, нагрев короны и солнечные пятна.

Эти явления, по-видимому, вызваны спиральным динамо около центра масс Солнца, которое генерирует сильные магнитные поля, и хаотическим динамо около поверхности, которое генерирует меньшее магнитное поле. флуктуации поля.

Общая сумма всех солнечных колебаний называется солнечной вариацией. Коллективный эффект всех солнечных вариаций в пределах гравитационного поля Солнца упоминается как космическая погода. Основным компонентом погоды является солнечный ветер, поток плазмы, выпущенный из верхних слоев атмосферы Солнца. Он отвечает за полярное сияние, естественное освещение в небе в Арктике и Антарктике. Нарушения космической погоды могут вызывать солнечные бури на Земле, нарушая связь, а также геомагнитные бури в магнитосфере Земли и внезапные ионосферные возмущения в ионосфера. Изменения интенсивности солнечного излучения также влияют на климат Земли. Эти вариации могут объяснить такие события, как ледниковые периоды и Великое событие оксигенации, в то время как будущее расширение Солнца до красного гиганта, вероятно, положит конец жизни на Земле.

Солнечная активность и связанные с ней события были зарегистрированы с 8 века до нашей эры. Вавилоняне вписали и, возможно, предсказали солнечные затмения, в то время как самые ранние дошедшие до нас сообщения о солнечных пятнах относятся к китайской Книге перемен, c.800 г. до н. Э. Первое дошедшее до нас описание солнечной короны датируется 968 годом, в то время как самое раннее изображение солнечного пятна относится к 1128 году, а солнечный протуберанец был описан в 1185 году в Русских новгородских хрониках. Изобретение телескопа позволило значительно продвинуться в понимании, что позволило провести первые подробные наблюдения в 1600-х годах. Солнечная спектроскопия началась в 1800-х годах, по которой можно было определить свойства солнечной атмосферы, в то время как создание дагерротипии привело к первым фотографиям Солнца 2 апреля 1845 года. изучение солнечных протуберанцев, грануляции и спектроскопия. В начале ХХ века в Америке резко возрос интерес к астрофизике. По всему миру был построен ряд новых обсерваторий с солнечными телескопами. Изобретение в 1931 году коронографа позволило изучать корону при дневном свете.

Содержание

  • 1 Солнце
  • 2 Солнечный цикл
  • 3 Типа
    • 3.1 Корональный выброс массы
    • 3.2 Диаметр
    • 3.3 Вспышки
    • 3.4 Освещенность
    • 3.5 Протонное событие
    • 3.6 Протуберанцы и волокна
    • 3.7 Солнечные пятна
    • 3.8 Ветер
  • 4 Эффекты
    • 4.1 Космическая погода
      • 4.1.1 Солнечные бури
      • 4.1.2 Полярное сияние
      • 4.1.3 Геомагнитная буря
      • 4.1.4 Внезапное возмущение ионосферы
      • 4.1.5 Геомагнитно-индуцированные токи
    • 4.2 Углерод-14
    • 4.3 Климат
  • 5 История наблюдений
  • 6 См. Также
  • 7 Примечания
  • 8 Ссылки
  • 9 Дополнительная литература
  • 10 Внешние ссылки

Солнце

Изображение Солнца в ложных цветах, показывающее его турбулентную поверхность. (кредит: НАСА - SDO )

Солнце - это звезда, расположенная в центре Солнечной системы. Она имеет почти идеально сферическую форму и состоит из горячей плазмы и магнитных полей. Его диаметр составляет около 1 392 684 км (865 374 миль), что примерно в 109 раз больше диаметра Земли, а его масса ( 1,989 × 10 кг, что примерно в 330 000 раз больше массы Земли) составляет около 99,86% от общей массы Солнечной системы. Химически около трех четвертей массы Солнца состоит из водорода, а остальная часть в основном состоит из гелий. Оставшиеся 1,69% (что в 5600 раз больше массы Земли) состоят из более тяжелых элементов, включая кислород, углерод, неон <4.>и железо.

Солнце образовалось около 4,567 миллиарда лет назад в результате гравитационного коллапса области внутри большого молекулярного облака. Большая часть вещества собралась в центре, а остальная часть сплющилась в вращающийся диск, который стал балансом Солнечной системы. Центральная масса становилась все более горячей и плотной, в конечном итоге инициируя термоядерный синтез в ее ядре.

Солнце является звездой главной последовательности G-типа (G2V) на основе спектрального класса и неофициально обозначается как желтый карлик, поскольку его видимый излучение наиболее интенсивно в желто-зеленой части спектра . На самом деле он белый, но с поверхности Земли он кажется желтым из-за атмосферного рассеяния синего света. На метке спектрального класса G2 указывает его температуру поверхности, составляющую приблизительно 5778 K (5505 ° C (9,941 ° F)), а V указывает, что Солнце, как и большинство звезд, является основной. последовательность звезда, и, таким образом, вырабатывает свою энергию путем плавления водорода в гелий. В своем ядре Солнце каждую секунду сплавляет около 620 миллионов метрических тонн водорода.

Среднее расстояние Земли от Солнца составляет примерно 1 астрономическая единица (около 150 000 000 км; 93 000 000 миль), хотя расстояние меняется по мере того, как Земля перемещается от перигелия в январе до афелия в июле. На этом среднем расстоянии свет проходит от Солнца до Земли примерно за 8 минут 19 секунд. энергия этого солнечного света поддерживает почти все живое на Земле посредством фотосинтеза, а также определяет климат и погоду Земли. Еще в XIX веке ученые мало знали о физическом составе и источнике энергии Солнца. Это понимание все еще развивается; ряд современных аномалий в поведении Солнца остаются невыясненными.

Солнечный цикл

Прогнозирование цикла солнечных пятен

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

Солнечный цикл также модулирует поток коротковолнового солнечного излучения от <280 от ультрафиолета до рентгеновского излучения и влияет на частоту солнечных вспышек, корональных выбросов массы и других явлений солнечной эрупции.

Типы

Выбросы корональной массы

Файл: Solar Storm 1 августа 2010.ogv Воспроизвести медиа Видео серии выбросов корональной массы в августе 2010 г.

Выброс массы (CME) - это массивная вспышка солнечного ветра и магнитных полей, поднимающихся над солнечной короной. Вблизи солнечных максимумов Солнце производит около трех CME каждый день, тогда как солнечные минимумы происходят примерно один раз в пять дней. КВМ, наряду с солнечными вспышками другого происхождения, могут нарушить радиопередачи и повредить спутники и линии электропередачи, что приведет к потенциально массивным и долговременным отключения электроэнергии.

корональные выбросы массы часто возникают вместе с другими формами солнечной активности, в первую очередь солнечными вспышками, но причинно-следственная связь не установлена. Большинство слабых вспышек не имеют CME; самые сильные делают. Большинство выбросов происходит из активных областей на поверхности Солнца, таких как группировки солнечных пятен, связанные с частыми вспышками. Другие формы солнечной активности, часто связанные с выбросами корональной массы, - это эруптивные протуберанцы, корональное затемнение, корональные волны и волны Мортона, также называемые солнечными цунами.

Магнитное пересоединение является причиной CME и солнечных вспышек. Магнитное пересоединение - это название, данное перегруппировке силовых линий магнитного поля, когда два противоположно направленных магнитных поля сводятся вместе. Эта перестройка сопровождается внезапным высвобождением энергии, накопленной в исходных противоположно направленных полях.

Когда КВМ воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует магнитное поле Земли, изменяя направление стрелки компаса и индукция больших электрических токов заземления на самой Земле; это называется геомагнитной бурей и является глобальным явлением. Удары CME могут вызвать магнитное пересоединение в хвосте магнитосферы Земли (полуночная сторона магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они формируют полярное сияние.

Диаметр

Данные, полученные главным образом от прибора Michelson Doppler Imager на SOHO, показывают изменения диаметра Солнца быть примерно 0,001%, что намного меньше, чем влияние изменений магнитной активности.

Вспышки

Солнечная вспышка - это внезапная яркая вспышка, наблюдаемая над поверхностью Солнца или солнечным краем, что интерпретируется как выделение энергии до 6 × 10 джоулей (примерно шестая часть от полной энергии, выделяемой Солнцем каждую секунду или 160 миллиарда мегатонн эквивалента тротилового эквивалента, что в 25000 раз больше энергии, чем выделяется в результате удара кометы Шумейкера – Леви 9 с Юпитером). За ним может последовать выброс корональной массы. Вспышка выбрасывает облака электронов, ионов и атомов через корону в космос. Эти облака обычно достигают Земли через день или два после события. Подобные явления у других звезд известны как звездные вспышки.

Солнечные вспышки сильно влияют на космическую погоду около Земли. Они могут производить потоки высокоэнергетических частиц в солнечном ветре, известные как солнечные протонные события. Эти частицы могут воздействовать на магнитосферу Земли в виде геомагнитной бури и представлять радиационную опасность для космических аппаратов и космонавтов.

Освещенность

Энергетическая освещенность - это мощность на единицу площади, производимая Солнцем в виде электромагнитного излучения. Энергия излучения может быть измерена в космосе или на поверхности Земли после атмосферного поглощения и рассеяния. Общее солнечное излучение (TSI) - это мера мощности солнечного излучения на единицу площади, перпендикулярной лучам, падающим на верхние слои атмосферы Земли. солнечная постоянная - это стандартная мера среднего TSI на расстоянии, равном одной астрономической единице (AU).

Инсоляция - это функция расстояния от Солнца, солнечного цикла и изменений между циклами. Облучение на Земле наиболее интенсивно в точках, прямо обращенных (перпендикулярно) Солнцу.

Протонное событие

Солнечные частицы взаимодействуют с магнитосферой Земли. Размеры не соответствуют масштабу.

Солнечное протонное событие (SPE) или «протонная буря» происходит, когда частицы (в основном протоны), испускаемые Солнцем, ускоряются либо вблизи Солнца во время вспышки, либо в межпланетном пространстве из-за ударных волн CME.. События могут включать другие ядра, такие как ионы гелия и ионы HZE. Эти частицы вызывают множество эффектов. Они могут проникать в магнитное поле Земли и вызывать ионизацию в ионосфере. Эффект похож на авроральные явления, за исключением того, что в нем участвуют протоны, а не электроны. Энергичные протоны представляют значительную радиационную опасность для космических кораблей и космонавтов. Энергичные протоны могут достигнуть Земли в течение 30 минут после пика основной вспышки.

Выступы и нити

Файл: Solar prominence.ogv Воспроизвести медиа Видеоклип о солнечном выступе

Выступ - это большой, яркий газообразный элемент, выходящий наружу от поверхности Солнца, часто в виде петли. Выступы прикреплены к поверхности Солнца в фотосфере и простираются в сторону короны. Хотя корона состоит из высокотемпературной плазмы, которая не излучает много видимого света, протуберанцы содержат гораздо более холодную плазму, аналогичную по составу хромосфере.

Протуберанец плазма обычно в сто раз холоднее и плотнее корональной плазмы. Известность формируется в течение примерно земного дня и может сохраняться в течение недель или месяцев. Некоторые выступы распадаются и образуют CME.

Типичный выступ простирается на многие тысячи километров; Самая большая из зарегистрированных была оценена в длину более 800 000 километров (500 000 миль) - примерно в радиусе Солнца.

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

Солнечные пятна

Солнечные пятна - это относительно темные области на излучающей «поверхности» Солнца ( фотосфера ), где интенсивная магнитная активность подавляет конвекцию и охлаждает фотосферу. Факулы - это немного более яркие области, которые образуются вокруг групп солнечных пятен, поскольку поток энергии к фотосфере восстанавливается, и как нормальный поток, так и энергия, блокируемая пятнами, повышают температуру излучающей «поверхности». Ученые начали размышлять о возможных отношениях между солнечными пятнами и солнечной светимостью еще в 17 веке. Яркость уменьшается из-за солнечных пятен (обычно < - 0.3%) are correlated with increases (generally < + 0.05%) caused both by faculae that are associated with active regions as well as the magnetically active 'bright network'.

Чистый эффект в периоды повышенной солнечной магнитной активности заключается в увеличении солнечного излучения, поскольку факелы больше и сохраняются дольше, чем солнечные пятна. И наоборот, периоды более низкой солнечной магнитной активности и меньшего количества солнечных пятен ( например, минимум Маундера ) может коррелировать со временами более низкой освещенности.

Активность солнечных пятен измерялась с использованием числа Вольфа в течение примерно 300 лет. Этот индекс (также известное как число Цюриха) использует как количество солнечных пятен, так и число групп солнечных пятен для компенсации вариаций измерений. Исследование 2003 года показало, что с 1940-х годов солнечные пятна были более частыми, чем в предыдущие 1150 лет.

Солнечные пятна обычно появляются в виде пар с противоположной магнитной полярностью. Подробные наблюдения выявляют закономерности в годовых минимумах и максимумах и в относительном расположении. По мере продвижения каждого цикла широта пятен уменьшается с 30–45 ° до примерно 7 ° после солнечный макс имум. Это изменение широты следует закону Шперера.

Чтобы пятно было видно человеческому глазу, оно должно иметь диаметр около 50 000 км, покрывая 2 000 000 000 квадратных километров (770 000 000 квадратных миль), или 700 миллионных частей видимой области. За последние циклы с Земли видно примерно 100 солнечных пятен или компактных групп пятен.

Солнечные пятна расширяются и сжимаются при движении и могут перемещаться со скоростью несколько сотен метров в секунду, когда впервые появляются.

Ветер

Схема магнитосферы Земли. Солнечный ветер течет слева направо. Моделирование магнитного поля Земли во взаимодействии с (солнечным) межпланетным магнитным полем, которое иллюстрирует динамические изменения глобальное магнитное поле в ходе возмущения: временное сжатие магнитосферы усиленным потоком солнечного ветра сопровождается вытягиванием силовых линий в хвост.

Солнечный ветер представляет собой поток плазма, высвобождаемая из верхней атмосферы Солнца. Она состоит в основном из электронов и протонов с энергией обычно от 1,5 до 10 кэВ. Поток частиц различается по плотности, температура и скорость во времени и по солнечной долготе. Эти частицы могут покинуть гравитацию Солнца из-за t наследник высокой энергии.

Солнечный ветер делится на медленный солнечный ветер и быстрый солнечный. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 километров в секунду (250 миль / с), температуру 1,4–1,6 × 10 К и состав, близкий к короне. Быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км / с, температуру 8 × 10 К и почти совпадает с фотосферой. Медленный солнечный ветер вдвое плотнее и более изменчив по интенсивности, чем быстрый солнечный ветер. Медленный ветер имеет более сложную структуру с турбулентными областями и крупномасштабной организацией.

И быстрый, и медленный солнечный ветер могут прерываться большими, быстро движущимися всплесками плазмы, называемыми межпланетными выбросами CME или ICME. Они вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы, генерируя электромагнитные волны и ускоряющие частицы (в основном протоны и электроны), которые образуют потоки ионизирующего излучения, которые предшествуют CME.

Эффекты

Космическая погода

Пример космической погоды: Aurora australis в атмосфере Земли Наблюдается космическим кораблем "Дискавери", май 1991 г.

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

Солнечные бури

Солнечные бури вызываются возмущениями на Солнце, чаще всего корональными облаками связанные с солнечными вспышками CME, исходящими из областей активных солнечных пятен или, реже, из корональных дыр. Солнце может вызывать интенсивные геомагнитные и протонные бури, способные вызвать перебои в подаче электроэнергии, сбои или отключение связи (включая системы GPS ) и временные / безвозвратное отключение спутников и другой космической техники. Солнечные бури могут быть опасны для высокоширотной и высотной авиации и пилотируемых космических полетов. Геомагнитные бури вызывают полярные сияния.

Наиболее значительная из известных солнечных бурь произошла в сентябре 1859 года и известна как событие Кэррингтона.

Аврора

Северное сияние - это проявление естественного света в небо, особенно в высокоширотных (Арктических и Антарктических ) регионах, в виде большого круга вокруг полюса. Это вызвано столкновением солнечного ветра и заряженных частиц магнитосферы с высотной атмосферой (термосферой ).

Большинство полярных сияний происходит в полосе, известной как авроральная зона, которая обычно имеет ширину от 3 ° до 6 ° по широте и наблюдается под углом от 10 ° до 20 ° от геомагнитных полюсов на всех долготах., но чаще всего наиболее ярко в период весеннего и осеннего равноденствия. Заряженные частицы и солнечный ветер направляются в атмосферу магнитосферой Земли. Геомагнитная буря расширяет зону полярных сияний до более низких широт.

Полярные сияния связаны с солнечным ветром. Магнитное поле Земли захватывает ее частицы, многие из которых движутся к полюсам, где они ускоряются к Земле. Столкновения этих ионов с атмосферой высвобождают энергию в виде полярных сияний, появляющихся в больших кругах вокруг полюсов. Полярные сияния более часты и ярче во время интенсивной фазы солнечного цикла, когда КВМ увеличивают интенсивность солнечного ветра.

Геомагнитная буря

Геомагнитная буря - это временное возмущение магнитосферы Земли вызвано ударной волной солнечного ветра и / или облаком магнитного поля, которое взаимодействует с магнитным полем Земли. Увеличение давления солнечного ветра сжимает магнитосферу, и магнитное поле солнечного ветра взаимодействует с магнитным полем Земли для передачи увеличенной энергии в магнитосферу. Оба взаимодействия увеличивают движение плазмы через магнитосферу (вызываемое увеличивающимися электрическими полями) и увеличивают электрический ток в магнитосфере и ионосфере.

Возмущение в межпланетной среде, вызывающее бурю, может быть вызвано CME или высокоскоростной поток (совместно вращающаяся область взаимодействия или CIR) солнечного ветра, возникающий из области слабого магнитного поля на поверхности Солнца. Частота геомагнитных бурь увеличивается и уменьшается с циклом солнечных пятен. Бури, вызванные CME, более распространены во время солнечного максимума солнечного цикла, а штормы, вызванные CIR, более распространены во время солнечного минимума.

Некоторые явления космической погоды связаны с геомагнитными бурями. К ним относятся события с участием частиц солнечной энергии (SEP), геомагнитно-индуцированные токи (GIC), ионосферные возмущения, вызывающие мерцание радио и радаров, нарушение навигации по компасу и отображение полярных сияний на гораздо более низких широтах, чем обычный. геомагнитная буря 1989 года возбудила индуцированные землей токи, которые нарушили распределение электроэнергии по большей части провинции Квебек и вызвали полярные сияния на юге до Техаса.

Внезапное возмущение ионосферы

Внезапное возмущение ионосферы (SID) - это аномально высокая плотность ионизации / плазмы в области D ионосферы, вызванная солнечной вспышкой. SID приводит к внезапному увеличению поглощения радиоволн, которое наиболее сильно проявляется в диапазонах верхней средней частоты (MF) и нижней высокой частоты (HF), и, как результат, часто прерывает работу телекоммуникационных систем или создает помехи.

Геомагнитно-индуцированные токи

Геомагнитно-индуцированные токи - это проявление космической погоды на уровне земли, которое влияет на нормальную работу длинного электрического проводника системы. Во время космической погоды электрические токи в магнитосфере и ионосфере испытывают большие колебания, которые проявляются также в магнитном поле Земли. Эти изменения индуцируют токи (GIC) в заземляющих проводниках. Электропередающие сети и подземные трубопроводы являются типичными примерами таких систем проводников. GIC может вызвать такие проблемы, как повышенная коррозия трубопроводной стали и повреждение высоковольтных силовых трансформаторов.

Углерод-14

Запись солнечных пятен (синий) с C (перевернутый).

Производство углерода-14 (радиоуглерод: C) связано с солнечной активностью. Углерод-14 образуется в верхних слоях атмосферы, когда бомбардировка атмосферным азотом (N) космическими лучами вызывает β + распад, превращаясь, таким образом, в необычный изотоп углерода с атомной массой 14, а не в более распространенный 12. Поскольку галактические космические лучи частично исключаются из Солнечной системы из-за движения магнитных полей в солнечном ветре наружу, повышенная солнечная активность снижает производство углерода.

Концентрация углерода в атмосфере ниже во время солнечных максимумов и выше во время солнечных минимумов. Путем измерения уловленного углерода в древесине и подсчета годичных колец можно измерить и датировать производство радиоуглерода по сравнению с недавней древесиной. Реконструкция последних 10 000 лет показывает, что производство углерода было намного выше в середине голоцена 7000 лет назад и уменьшилось до 1000 лет назад. Помимо изменений солнечной активности, на долгосрочные тенденции в производстве углерода-14 влияют изменения геомагнитного поля Земли и изменения в круговороте углерода в биосфере (особенно связанные с с изменениями в размере растительности между ледниковыми периодами ).

климатом

Хотя солнечная активность была основным фактором изменения климата в геологическом времени, ее роль в потеплении, начавшемся в двадцатом веке, действительно

История наблюдений

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

Иллюстрация солнечных пятен, сделанная немецким ученым-иезуитом 17-го века Афанасиусом Кирхером

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

Солнечная спектрометрия началась в 1817 году. Рудольф Вольф собирал наблюдения солнечных пятен еще в цикле 1755–1766 годов. Он установил формулировку относительного числа солнечных пятен (число солнечных пятен Вольфа или Цюриха ), которое стало стандартной мерой. Примерно в 1852 году Сабин, Вольф, Готье и фон Ламонт независимо друг от друга обнаружили связь между солнечным циклом и геомагнитной активностью.

2 апреля 1845 года Физо и Фуко первыми. сфотографировал Солнце. Фотография помогла в изучении солнечных протуберанцев, грануляции, спектроскопии и солнечных затмений.

1 сентября 1859 года Ричард К. Кэррингтон и отдельно Р. Ходжсон впервые наблюдали солнечную вспышку. Каррингтон и Густав Шперер обнаружили, что Солнце вращается с разной скоростью на разных широтах и ​​что внешний слой должен быть жидким.

В 1907–08 гг. Джордж Эллери Хейл раскрыл магнитный цикл Солнца и магнитную природу солнечных пятен. Хейл и его коллеги позже вывели законы полярности Хейла, описывающие его магнитное поле.

Изобретение Бернардом Лиотом коронографа в 1931 году позволило изучать корону при дневном свете.

До 1990-х годов Солнце было единственной звездой, поверхность которой была разрешена. Другие важные достижения включают понимание:

  • петель, излучающих рентгеновские лучи (например, Йохко )
  • Корона и солнечный ветер (например, SoHO )
  • Различия яркости Солнца с уровнем активности, и подтверждение этого эффекта на других звездах солнечного типа (например, с помощью ACRIM )
  • Интенсивное фибриллярное состояние магнитных полей на видимой поверхности звезды, такой как Солнце (например, автор Hinode )
  • Наличие магнитных полей от 0,5 × 10 до 1 × 10 гаусс в основании проводящей зоны, предположительно в какой-то фибриллярной форме, на основании динамики восходящих пучков азимутального потока.
  • Низкоуровневое электронное нейтрино испускание ядра Солнца.

В конце двадцатого века спутники начали наблюдать Солнце, что дало много информации. Например, модуляция светимости Солнца магнитно-активными областями была подтверждено спутниковыми измерениями полной солнечной радиации (TSI) в эксперименте ACRIM1 в программе Solar Maximum Mission (запущенной в 1980 году).

См. Также

Примечания

Ссылки

Дополнительная литература

Внешние ссылки

На Викискладе есть материалы, связанные с солнечными явлениями.
Последняя правка сделана 2021-06-08 08:47:53
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте