Solar döngü: Revizyonlar arasındaki fark

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmemiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
Khutuck Bot (mesaj | katkılar)
Botlar
1.111.729 değişiklik
k Bot v3: Kaynak ve içerik düzenleme (hata bildir)
Rumpekel (mesaj | katkılar)
1 değişiklik
"Solar cycle" sayfasının çevrilmesiyle oluşturuldu.
Etiketler: İçerik Çevirmeni İçerik Çevirmeni 2
1. satır: 1. satır:

[[Dosya:Sunspot_Numbers.png|alt=Line graph showing historical sunspot number count, Maunder and Dalton minima, and the Modern Maximum|sağ|küçükresim|400x400pik| Maunder Minimum dahil 400 yıllık güneş lekesi geçmişi]]
[[Dosya:Sunspot_Numbers.png|alt=Line graph showing historical sunspot number count, Maunder and Dalton minima, and the Modern Maximum|sağ|küçükresim|400x400pik| Maunder Minimum dahil 400 yıllık güneş lekesi geçmişi]]
[[Dosya:Solar_Cycle_Prediction.gif|sağ|küçükresim|400x400pik| "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. " <ref>{{Web kaynağı|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml|başlık=NASA/Marshall Solar Physics|erişimtarihi=17 Kasım 2015|çalışma=nasa.gov}}</ref>]]
[[Dosya:Solar_Cycle_Prediction.gif|sağ|küçükresim|400x400pik| "Sunspot Döngüsü 24 için mevcut tahmin, 2013 yazının sonlarında en fazla yaklaşık 69 olan düzleştirilmiş bir güneş lekesi sayısı veriyor. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı Ağustos 2013'te 68.9'a ulaştı, bu nedenle resmi maksimum değer en azından bu kadar yüksek olacak. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı, son beş ayda bu ikinci zirveye doğru yeniden yükseliyor ve şimdi ilk zirvenin seviyesini (Şubat 2012'de 66.9) aştı. Çoğu döngü çift tepelidir ancak bu, güneş lekesi sayısındaki ikinci zirvenin birinciden daha büyük olduğu ilk dönemdir. Şu anda 24. Döngüde beş yıldan fazladır. Mevcut tahmin edilen ve gözlemlenen boyut, bunu, 1906 Şubat'ında maksimum 64,2'ye sahip olan Döngü 14'ten bu yana en küçük güneş lekesi döngüsü yapıyor. " <ref>{{Web kaynağı|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml|başlık=NASA/Marshall Solar Physics|erişimtarihi=2015-11-17|çalışma=nasa.gov}}</ref>]]

'''Güneş döngüsü''' veya '''güneş manyetik aktivite döngüsü''', güneş yüzeyinde gözlemlenen [[güneş lekeleri]]nin sayısındaki varyasyonlar açısından ölçülen [[Güneş]] aktivitesindeki neredeyse 11 yıllık periyodik bir değişikliktir. Güneş lekeleri 17. yüzyılın başlarından beri gözlemlenmektedir ve güneş lekesi zaman serisi, herhangi bir doğal fenomenin sürekli olarak gözlemlenen (kaydedilen) en uzun zaman serisidir.
=== Güneş ===
[[Dosya:Solar-cycle-data.png|küçükresim| 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 ====
[[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 ediniz).

Güneş manyetik alanının iki kutuplu bileşeni, maksimum güneş enerjisi süresi boyunca kutupları tersine çevirir ve güneş minimumda tepe gücüne ulaşmaktadır.

=== Uzay ===

==== Uzay aracı ====
CME'ler ( [[Taçküre kütle atımı|koronal kütle püskürtmeleri]] ), bazen güneş kozmik ışınları olarak da bilinen yüksek enerjili [[Proton|protonlardan]] oluşan bir radyasyon akışı üretir. Bunlar [[Yapay uydu|uydulardaki]] elektronik ve [[Güneş pili|güneş pillerinde]] radyasyon hasarına neden olabiliyor. Güneş proton olayları ayrıca elektronik cihazlarda [[Single event upset|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 alanı|Dünya'nın manyetik alanının]] ürettiği kalkanın dışında kalan bir uzay görevindeki [[Astronot|astronotlar]] için tehlikelidir. Gelecekteki görev tasarımları ( ''örneğin'', bir [[İnsanlı Mars uçuşu|Mars Görevi 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 geliştirmiştir. <ref>{{Kitap kaynağı|başlık=Die Häufigkeit der Sonnenflecken|tarih=1953|dil=de|yer=Berlin|yayıncı=Ahademie Verlag}}</ref>

Olumlu tarafı, maksimum güneş enerjisi sırasında artan ışınım, Dünya atmosferinin zarfını genişleterek, düşük yörüngeli [[Uzay enkazı|uzay kalıntılarının]] daha hızlı bir şekilde yeniden girmesine neden olmaktadır.

==== Galaktik kozmik ışın akışı ====
Güneş püskürtmesinin gezegenler arası uzaya dışa doğru genişlemesi, galaksinin başka yerlerinden güneş sistemine giren yüksek enerjili [[Kozmik ışın|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, İç Güneş Sistemindeki kozmik ışın akışı, genel güneş aktivitesi seviyesi ile bağlantılıdır. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Solar Modulation of Cosmic Rays|yazarlar=Potgeiter|sayı=1|sayfa=3|çalışma=Living Reviews in Solar Physics|yıl=2013|cilt=10|doi=10.12942/lrsp-2013-3}}</ref> Bu anti korelasyon, Dünya yüzeyindeki kozmik ışın akısı ölçümlerinde açıkça tespit edilebilir.

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 [[Karbon-14|<sup>14</sup> C]] ve <nowiki><sup id="mwAZg">10</sup></nowiki> Be gibi radyonüklitleri içerir. Konsantrasyonları, ağaç gövdelerinde veya buz çekirdeklerinde ölçülebilir ve güneş aktivitesi seviyelerinin uzak geçmişe yeniden yapılandırılmasına izin verir. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://cc.oulu.fi/%7Eusoskin/personal/nature02995.pdf|başlık=Unusual activity of the Sun during recent decades compared to the previous 11,000 years|yazarlar=Solanki|tarih=2004|sayı=7012|sayfalar=1084–7|çalışma=Nature|cilt=431|pmid=15510145|doi=10.1038/nature02995}}</ref> 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 çeşitli sürelerde bastırılmış faaliyet dönemlerinin tekrar tekrar meydana geldiğini göstermektedir.

=== Atmosferik ===

==== Güneş ışınımı ====
Toplam güneş ışıması (TSI), Dünya'nın üst atmosferinde meydana gelen güneş ışınımlı enerji miktarıdır. TSI varyasyonları, uydu gözlemleri 1978'in sonlarında başlayana kadar tespit edilemezdi. 1970'lerden 2000'lere kadar [[Yapay uydu|uydularda]] bir dizi [[radyometre]] fırlatıldı. <ref name="ACRIM">Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor (ACRIM) [http://www.acrim.comtotal/ solar irradiance monitoring 1978 to present ]{{Ölü bağlantı|date=November 2016}} (Satellite observations of total solar irradiance); access date 2012-02-03</ref> 1360 ila 1370 W için değiştirilebilir TSİ ölçümleri / on uydular arasında <sup>2</sup> m. 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. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=ACRIM3 and the Total Solar Irradiance database|yazarlar=Richard C. Willson|tarih=2014-05-16|sayı=2|sayfalar=341–352|çalışma=Astrophysics and Space Science|cilt=352|doi=10.1007/s10509-014-1961-4}}</ref> Bu% 0,045 / on yıllık fark, iklim modellerini etkiliyor.

Güneş ışıması döngü boyunca sistematik olarak değişir, <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Observations of Solar Irradiance Variability|yazarlar=Willson|tarih=1981|yazarları-göster=etal|sayı=4483|sayfalar=700–2|çalışma=Science|cilt=211|pmid=17776650|doi=10.1126/science.211.4483.700}}</ref> hem toplam ışıma hem de bağıl bileşenlerinde (UV'ye karşı görünür ve diğer frekanslar). [[Güneşsel aydınlatma gücü|Güneş parlaklığı]], güneş enerjisi maksimum döngüsü ortasında, terminal güneş enerjisi minimumundan yüzde 0,07 daha parlaktır. [[Işık yuvarı|Fotosferik]] manyetizma 1996–2013 TSI varyasyonunun birincil nedeni (% 96) gibi görünmektedir. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Reconstruction of total and spectral solar irradiance from 1974 to 2013 based on KPVT, SoHO/MDI and SDO/HMI observations|yazarlar=K.L. Yeo|tarih=2014-09-23|yazarları-göster=etal|sayfalar=A85|çalışma=Astronomy & Astrophysics|cilt=570|doi=10.1051/0004-6361/201423628}}</ref> Ultraviyole ışığın görünür ışığa oranı değişir. <ref name="InvertedForcingpaper">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://spiral.imperial.ac.uk/bitstream/10044/1/18858/2/Nature_467_7316_2010.pdf|başlık=An influence of solar spectral variations on radiative forcing of climate|yazarlar=Haigh|tarih=October 6, 2010|sayı=7316|sayfalar=696–9|çalışma=Nature|cilt=467|pmid=20930841|doi=10.1038/nature09426}}</ref>

TSİ güneş manyetik aktivite döngüsü ile aynı fazda farklılık <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Sun's luminosity over a complete solar cycle|yazarlar=Willson RC|tarih=1991|sayı=6321|sayfalar=42–4|çalışma=Nature|cilt=351|doi=10.1038/351042a0}}</ref> 1361,5 yaklaşık W / <sup>m2</sup> arasında bir ortalama değer çevresinde 0.1 ila yaklaşık% lik bir genlik ile <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=ACRIM3 and the Total Solar Irradiance database|yazarlar=Willson|sayı=2|sayfalar=341–352|çalışma=Astrophysics and Space Science|yıl=2014|cilt=352|doi=10.1007/s10509-014-1961-4}}</ref> ( " [[Güneş enerjisi sabiti|güneş sabiti]] "). 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 <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Observations of solar irradiance variability|yazarlar=Willson R.C.|tarih=1981|sayı=4483|sayfalar=700–2|çalışma=Science|cilt=211|pmid=17776650|doi=10.1126/science.211.4483.700}}</ref> (TSI varyasyon grafiklerine bakınız). <ref name="ACRIM-graphic">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://acrim.com/Acrim1%20Results.htm|başlık=Total Solar Irradiance Graph from ACRIM page|erişimtarihi=2015-11-17|yayıncı=ACRIM project web page}}</ref> Uydu çağı TSI varyasyonları küçük ama tespit edilebilir eğilimler göstermektedir.. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/2d12a82903973c5cf9134bebf8c30ff741efaf0a|başlık=Secular total solar irradiance trend during solar cycles 21–23|yazarlar=Willson R.C.|tarih=2003|sayı=5|sayfa=1199|çalışma=Geophys. Res. Lett.|cilt=30|doi=10.1029/2002GL016038}}</ref> <ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/6cb35aea1db9a4e700f2f16c0648ed5c14bf710e|başlık=ACRIM-gap and TSI trend issue resolved using a surface magnetic flux TSI proxy model|yazarlar=Scafetta N.|tarih=2009|sayı=5|sayfalar=L05701|çalışma=Geophys. Res. Lett.|cilt=36|doi=10.1029/2008GL036307}}</ref>

Güneş lekeleri ortalama fotosferden daha koyu (daha soğuk) olsa bile TSI güneş maksimumda daha yüksektir. Buna, güneş maksimumları sırasında güneş lekeleri dışındaki mıknatıslanmış yapılar, örneğin fasulalar ve ortalama fotosferden daha parlak (daha sıcak) olan "parlak" ağın aktif unsurları neden olur. Soğutucuyla ilişkili ışık açığını topluca aşırı telafi ediyorlar, ancak daha az sayıda güneş lekesi. Güneş dönüşü ve güneş lekesi döngüsü zaman ölçeklerindeki TSI değişikliklerinin birincil nedeni, bu radyal olarak aktif güneş manyetik yapılarının değişen fotosferik kapsamıdır.{{Kaynak belirt|date=July 2015}}
<sup class="noprint Inline-Template Template-Fact" data-ve-ignore="true" style="white-space:nowrap;">&#x5B; ''<nowiki><span title="This claim needs references to reliable sources. (July 2015)">alıntı gerekli</span></nowiki>'' &#x5D;</sup>
[[Ozon]] üretimi ve kaybı ile ilgili UV ışınımındaki enerji değişiklikleri atmosferik etkilere sahiptir. 30 [[Pascal (birim)|hPa]] [[Atmosfer basıncı|atmosferik basınç]] seviyesi, 20–23 güneş çevrimleri sırasında güneş aktivitesi ile fazda yüksekliği değiştirdi. UV ışınımındaki artış, daha yüksek ozon üretimine neden olarak stratosferik ısınmaya ve [[Stratosfer|stratosferik]] ve [[Troposfer|troposferik]] rüzgar sistemlerinde kutuplara doğru yer değiştirmelere yol açmıştır. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Impact of Solar Variability on Climate|yazarlar=Haigh|tarih=May 17, 1996|sayı=5264|sayfalar=981–984|çalışma=Science|cilt=272|pmid=8662582|doi=10.1126/science.272.5264.981}}</ref>{{Temiz}}

==== Kısa dalga boylu radyasyon ====
[[Dosya:The_Solar_Cycle_XRay_hi.jpg|sol|küçükresim| Bir güneş döngüsü: 30 Ağustos 1991'den 6 Eylül 2001'e kadar bir güneş lekesi döngüsü sırasında güneş aktivitesindeki değişimi gösteren on yıllık bir [[Yohkoh]] SXT görüntülerinin montajı. Kredi: ISAS (Japonya) ve [[NASA|NASA'nın]] (ABD) Yohkoh görevi.]]
5870 K sıcaklıkta, [[Işık yuvarı|fotosfer]] aşırı ultraviyole (EUV) ve üzerinde bir oranda radyasyon yayar. Bununla birlikte, Güneş atmosferinin daha sıcak olan üst katmanları ( [[Renk yuvarı|kromosfer]] ve [[Taç küre|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|X-ışını]] için bu değişimi göstermektedir. Örneğin [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] veya TRACE uyduları tarafından gözlemlendiği gibi, solar UV veya EUV radyasyon akışında da döngüye bağlı benzer farklılıklar gözlemlenir.

Toplam güneş radyasyonunun yalnızca çok küçük bir bölümünü oluştursa da, güneş UV, EUV ve X-ışını radyasyonunun Dünya'nın üst atmosferi üzerindeki etkisi derindir. Solar UV akısı, [[Stratosfer|stratosferik kimyanın]] önemli bir faktörüdür ve iyonlaştırıcı radyasyondaki artışlar, [[İyonosfer|iyonosferden]] etkilenen sıcaklığı ve [[Elektrik direnci ve iletkenliği|elektriksel iletkenliği]] önemli ölçüde etkiler.{{Temiz}}

==== Güneş radyo akışı ====
Santimetrik (radyo) dalga boyunda Güneş'ten emisyon, esas olarak aktif bölgeleri örten manyetik alanlarda hapsolmuş koronal plazmadan kaynaklanır. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Recent solar radio astronomy at centimeter wavelength: the temporal variability of the 10.7-cm flux|yazarlar=Tapping K.F.|tarih=1987|sayı=D1|sayfalar=829–838|çalışma=J. Geophys. Res.|cilt=92|doi=10.1029/JD092iD01p00829}}</ref> F10.7 endeksi, 10.7 dalga boyunda birim frekans başına güneş radyosu akısının bir ölçüsüdür.&nbsp;cm, gözlemlenen güneş radyosu emisyonunun zirvesine yakın. F10.7 genellikle SFU veya güneş akısı birimlerinde ifade edilir (1 SFU = 10 <sup>−22</sup> W m <sup>−2</sup> Hz <sup>−1</sup> ). 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 [[Çok yüksek frekans|VHF]] frekansları da etkilenmesine rağmen, güneş lekesi aktivitesi, özellikle [[Kısa dalga radyo|kısa dalga]] bantları olmak üzere uzun mesafeli [[Radyo|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&nbsp;cm 'lik güneş akısı, noktadan noktaya karasal iletişimi engelleyebilir. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Effect of 10.7 cm Solar Radiation on 2.4 GHz Digital Spread Spectrum Communications|tarih=July–October 1999|sayı=3|çalışma=NARTE News|cilt=17}}</ref>

==== Bulutlar ====
Kozmik ışın değişikliklerinin döngü üzerindeki etkilerine ilişkin spekülasyonlar potansiyel olarak şunları içerir:

* İyonizasyondaki değişiklikler, bulut oluşumu için yoğunlaşma çekirdeği görevi gören aerosol bolluğunu etkiler. Solar minimum sırasında, daha fazla kozmik ışın Dünya'ya ulaşır ve potansiyel olarak Bulut yoğunlaşma çekirdeklerinin öncüleri olarak ultra küçük aerosol parçacıkları oluşturur. 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 [[Yansıtabilirlik|albedo'sunu]] etkileyebilir.{{Kaynak belirt|date=August 2015}}<sup class="noprint Inline-Template Template-Fact" data-ve-ignore="true" style="white-space:nowrap;">&#x5B; ''<nowiki><span title="This claim needs references to reliable sources. (August 2015)">alıntı gerekli</span></nowiki>'' &#x5D;</sup><sup class="noprint Inline-Template Template-Fact" data-ve-ignore="true" style="white-space:nowrap;">&#x5B; ''<nowiki><span title="This claim needs references to reliable sources. (August 2015)">alıntı gerekli</span></nowiki>'' &#x5D;</sup>
* Özellikle yüksek [[Enlem|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. kollar daha uzun zaman dilimlerinde), <ref name="shaviv2005">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.phys.huji.ac.il/~shaviv/articles/sensitivity.pdf|başlık=On climate response to changes in the cosmic ray flux and radiative budget|erişimtarihi=17 June 2011|yazarlar=Shaviv, Nir J|sayı=A08105|sayfalar=A08105|çalışma=Journal of Geophysical Research|yıl=2005|cilt=110|doi=10.1029/2004JA010866}}</ref> <ref name="Svensmark2007">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Cosmoclimatology: a new theory emerges|yazarlar=Svensmark, Henrik|sayı=1|sayfalar=1.18–1.24|çalışma=Astronomy & Geophysics|yıl=2007|cilt=48|doi=10.1111/j.1468-4004.2007.48118.x}}</ref> <ref name="Svensmark1998">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.cosis.net/abstracts/COSPAR02/00975/COSPAR02-A-00975.pdf|başlık=Influence of Cosmic Rays on Earth's Climate|erişimtarihi=17 June 2011|yazarlar=Svensmark|sayı=22|sayfalar=5027–5030|çalışma=[[Physical Review Letters]]|yıl=1998|cilt=81|doi=10.1103/PhysRevLett.81.5027}}</ref> <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Celestial driver of Phanerozoic climate?|yazarlar=Shaviv, Nir J|sayı=7|sayfa=4|çalışma=Geological Society of America|yıl=2003|cilt=13|doi=10.1130/1052-5173(2003)013<0004:CDOPC>2.0.CO;2}}</ref> ancak bu hipotez doğrulanmadı. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Solar influences on cosmic rays and cloud formation: A reassessment|yazarlar=Sun, B.|sayı=D14|sayfalar=4211|çalışma=Journal of Geophysical Research|yıl=2002|cilt=107|doi=10.1029/2001jd000560}}</ref>

Daha sonraki makaleler, bulutların kozmik ışınlarla üretilmesinin çekirdeklenme parçacıklarıyla açıklanamayacağını gösterdi. Hızlandırıcı sonuçları, bulut oluşumuna neden olmak için yeterli ve yeterince büyük parçacıklar üretemedi; <ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/031882e43ffc03f94d8e83020a5067c63815705d|başlık=Can cosmic rays affect cloud condensation nuclei by altering new particle formation rates?|yazarlar=Pierce, J.|sayı=9|sayfa=36|çalışma=Geophysical Research Letters|yıl=2009|cilt=36|doi=10.1029/2009gl037946}}</ref> <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Cosmic rays, aerosol formation and cloud-condensation nuclei: sensitivities to model uncertainties|yazarlar=Snow-Kropla, E.|tarih=Apr 2011|yazarları-göster=etal|sayı=8|sayfa=4001|çalışma=Atmospheric Chemistry and Physics|cilt=11|doi=10.5194/acp-11-4001-2011}}</ref> bu, büyük bir güneş fırtınasından sonraki gözlemleri içerir. <ref name="Erlykin, A., et al. 137">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=A review of the relevance of the 'CLOUD' results and other recent observations to the possible effect of cosmic rays on the terrestrial climate|yazarlar=Erlykin, A.|tarih=Aug 2013|yazarları-göster=etal|sayı=3|sayfa=137|çalışma=Meteorology and Atmospheric Physics|cilt=121|doi=10.1007/s00703-013-0260-x}}</ref> [[Çernobil Faciası|Çernobil'den]] sonraki gözlemler herhangi bir indüklenmiş bulut göstermiyor.

=== Karasal ===

==== Organizmalar ====
Güneş döngüsünün canlı organizmalar üzerindeki etkisi araştırılmıştır (bkz. Kronobiyoloji ). Bazı araştırmacılar, insan sağlığı ile bağlantılar bulduklarını iddia ediyor. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.nel.edu/21_3/3StoryBeh_Halb.htm|başlık=Cross-spectrally coherent ~10.5- and 21-year biological and physical cycles, magnetic storms and myocardial infarctions|arşivtarihi=2008-07-29|arşivurl=https://web.archive.org/web/20080729003640/http://www.nel.edu/21_3/3StoryBeh_Halb.htm|yazarlar=Halberg|tarih=2000|sayı=3|sayfalar=233–258|çalışma=Neuroendocrinology Letters|cilt=21|pmid=11455355}}</ref>

300'de ultraviyole UVB ışığı miktarı&nbsp;Nm'nin Dünya'ya ulaşması, koruyucu [[Ozonosfer|ozon tabakasındaki]] değişiklikler nedeniyle güneş döngüsüne göre% 400'e kadar değişir. Stratosferde [[ozon]], [[Oksijen|O <sub>2</sub>]] moleküllerinin ultraviyole ışıkla [[Fotoliz|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. <ref>[http://consensus.nih.gov/1989/1989SunUVSkin074html.htm Consensus Development Conference Statement] Sunlight, Ultraviolet Radiation, and the Skin, NIH, 1989</ref>

==== Radyo iletişimi ====
Radyo bağlantı Skywave modları (bükülerek yapmaktadır [[Kırılma (fizik)|ışık kırıcı]] ) radyo dalgaları ( [[elektromanyetik radyasyon]] yoluyla) [[İyonosfer]] . Güneş döngüsünün "zirveleri" sırasında iyonosfer, güneş fotonları ve [[Kozmik ışın|kozmik ışınlar]] tarafından giderek daha fazla iyonlaşır. Bu, radyo dalgasının yayılmasını, iletişimi kolaylaştırabilecek veya engelleyebilecek karmaşık şekillerde etkiler. Skywave modlarının tahmin edilmesi, ticari [[Okyanus|deniz]] ve [[Hava aracı|uçak]] [[İletişim|iletişimi]], amatör radyo operatörleri ve [[Kısa dalga radyo|kısa dalga]] yayıncıları için oldukça ilgi çekicidir. Bu kullanıcılar, bu güneş ve iyonosferik varyanslardan en çok etkilenen [[Yüksek frekans|Yüksek Frekans]] veya 'HF' radyo spektrumu dahilindeki frekansları işgal eder. Güneş enerjisi çıkışındaki değişiklikler, iletişim için kullanılabilen en yüksek [[Frekans|frekansın]] sınırı olan maksimum kullanılabilir frekansı etkiler.

==== İklim ====
Güneş aktivitesindeki hem uzun vadeli hem de kısa vadeli varyasyonların potansiyel olarak küresel iklimi etkilediği öne sürülüyor, ancak güneş değişimi ile iklim arasındaki herhangi bir bağlantıyı göstermenin zor olduğu kanıtlandı. <ref name="haigh">Joanna D. Haigh "[http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2007-2/ The Sun and the Earth's Climate]", ''Living Reviews in Solar Physics'' (access date 31 January 2012)</ref>

İlk araştırmalar, hava koşullarını sınırlı başarı ile ilişkilendirmeye çalıştı <ref name="spencer">{{Kitap kaynağı|url=http://www.aip.org/history/climate/|başlık=The Discovery of Global Warming|erişimtarihi=17 April 2008|kısım=Changing Sun, Changing Climate?|kısım-url=http://www.aip.org/history/climate/solar.htm|tarih=2003|yayıncı=Harvard University Press|isbn=978-0-674-01157-1}}</ref> ardından güneş aktivitesini küresel sıcaklıkla ilişkilendirme 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 gösteriyor. <ref name="SolarForcing">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://spiral.imperial.ac.uk/bitstream/10044/1/18859/2/Nature%20Geoscience_4_11_2011.pdf|başlık=Solar forcing of winter climate variability in the Northern Hemisphere|yazarlar=Ineson S.|tarih=October 9, 2011|sayı=11|sayfalar=753–7|çalışma=[[Nature Geoscience]]|cilt=4|doi=10.1038/ngeo1282}}</ref>

Önerilen üç mekanizma, güneş değişikliklerinin iklim etkilerine aracılık eder:

* Toplam güneş ışınımı (" 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 tespit edilebilir etkilere sahiptir. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Eleven-year solar cycle variations in the atmosphere: observations, mechanisms and models|yazarlar=Labitzke K.|tarih=2003|sayı=3|sayfalar=311–7|çalışma=The Holocene|cilt=13|doi=10.1191/0959683603hl623rp}}</ref> <ref>Pablo J.D. Mauas & Andrea P. Buccino. "[[arxiv:1003.0414|Long-term solar activity influences on South American rivers]]" page 5. Journal of Atmospheric and Solar-Ter
restrial Physics on Space Climate, March 2010. Accessed: 20 September 2014.</ref> <ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/183eeece68cac4081b7ebe898d446e57675b6c0c|başlık=[Impact of variations in solar activity on hydrological decadal patterns in northern Italy]|yazarlar=Zanchettin|tarih=2008|sayı=D12|sayfa=D12102|çalışma=Journal of Geophysical Research|cilt=113|doi=10.1029/2007JD009157}}</ref> Camp ve Tung, güneş ışınımının 0.18'lik bir varyasyonla ilişkili olduğunu öne sürüyor.&nbsp;K ± 0.08&nbsp;K (0,32&nbsp;° F ± 0.14&nbsp;° F) güneş maksimum ve minimum arasında ölçülen ortalama küresel sıcaklıkta. <ref name="solar-climate">{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/aa31a54d467e66ed9a36180d24338940edc11aee|başlık=Surface warming by the solar cycle as revealed by the composite mean difference projection|yazarlar=C. D. Camp|tarih=2007|sayı=14|sayfalar=L14703|çalışma=Geophysical Research Letters|cilt=34|doi=10.1029/2007GL030207}}</ref>


Diğer etkiler arasında buğday fiyatları ile bir ilişki bulan bir çalışma <ref>[https://www.newscientist.com/article.ns?id=dn6680 Sunspot activity impacts on crop success] [[New Scientist]], 18 Nov. 2004</ref> ve [[Paraná Nehri|Paraná Nehri'ndeki]] su akışı ile zayıf bir korelasyon bulan bir diğeri bulunmaktadır. <ref>[https://www.newscientist.com/channel/earth/mg20026814.100-sunspot-activity-may-be-linked-to-rainfall.html "Sunspot activity may be linked to rainfall"], [[New Scientist]], 8 Nov., 2008, p. 10.</ref> Yüz milyonlarca yıl önce ağaç halkası kalınlıklarında <ref name="Luthardt2017">{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/75df08e53b6b869190e9bf4c491be75f955999eb|başlık=Fossil forest reveals sunspot activity in the early Permian|yazarlar=Luthardt|tarih=February 2017|sayı=2|sayfa=279|çalışma=[[Geology (journal)|Geology]]|cilt=45|doi=10.1130/G38669.1}}</ref> ve bir gölün dibindeki katmanlarda <ref name="NeoP">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Sunspot cycles recorded in siliciclastic biolaminites at the dawn of the Neoproterozoic Sturtian glaciation in South China|yazarlar=Li|tarih=Sep 2018|yazarları-göster=etal|sayfalar=75–91|çalışma=Precambrian Research|cilt=315|doi=10.1016/j.precamres.2018.07.018}}</ref> on bir yıllık döngü bulundu.
Güneş lekelerindeki 11 yıllık yarı periyodikliğe eşlik eden Güneş'in büyük ölçekli dipolar (kuzey-güney) manyetik alan bileşeni de her 11 yılda bir tersine döner; bununla birlikte, dipolar alandaki tepe, güneş lekesi sayısındaki tepe noktasının gerisindedir, ilki iki döngü arasında minimumda meydana gelir. Güneş radyasyonu ve güneş malzemesinin [[Güneş lekeleri|püskürtülmesi]] seviyeleri, güneş [[Güneş lekeleri|lekelerinin]] sayısı ve boyutu, [[Güneş püskürtüsü|güneş patlamaları]] ve [[koronal döngü]]lerin tümü, [[Koronal döngü|aktiften]] sessizliğe, tekrar aktif duruma, 11 yıllık bir süre ile senkronize bir dalgalanma sergiler.


Mevcut bilimsel fikir birliği, özellikle de [[Hükûmetlerarası İklim Değişikliği Paneli|IPCC'ninki]], güneş değişikliklerinin [[Küresel ısınma|küresel iklim değişikliğini]] yönlendirmede yalnızca marjinal bir rol oynadığı yönündedir <ref name="haigh">Joanna D. Haigh "[http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2007-2/ The Sun and the Earth's Climate]", ''Living Reviews in Solar Physics'' (access date 31 January 2012)</ref> çünkü son zamanlarda ölçülen güneş enerjisi değişiminin ölçülen 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 artmıştı. Aksi takdirde, güneşin hava üzerindeki etkilerini anlama düzeyi düşüktür. <ref>{{Kaynak|url=https://archive.ipcc.ch/publications_and_data/ar4/wg1/en/ch2.html|başlık=Chapter 2: Changes in Atmospheric Constituents and Radiative Forcing|bölüm=2.9.1 Uncertainties in Radiative Forcing|kısım-url=https://archive.ipcc.ch/publications_and_data/ar4/wg1/en/ch2s2-9-1.html#table-2-11|editörler=IPCC AR4 WG1|yıl=2007|isbn=978-0-521-88009-1}}</ref>
Bu döngü, Güneş'in görünümündeki değişiklikler ve [[Kutup ışıkları|auroralar]] gibi karasal fenomenler tarafından yüzyıllardır gözlemlenmiştir. Hem güneş lekesi döngüsü hem de geçici periyodik olmayan süreçler tarafından yönlendirilen güneş aktivitesi, uzay havası yaratarak ve uzay ve yer tabanlı teknolojilerin yanı sıra Dünya atmosferini ve ayrıca yüzyıllar boyunca muhtemelen iklim dalgalanmaları oluşturarak Güneş Sistemi gezegenlerin çevresini yönetir.


Güneş döngüsü ayrıca, üst [[Termosfer|termosferik]] seviyelerde yoğunluğu etkileyerek [[Alçak Dünya yörüngesi|Düşük Dünya Yörüngeli (LEO)]] nesnelerinin yörüngesel bozulmasını da etkiler. <ref name="sair">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=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|yazarlar=Molaverdikhani|tarih=2016|sayı=6|sayfalar=924–937|çalışma=Advances in Space Research|cilt=58|doi=10.1016/j.asr.2016.05.035}}</ref>
Güneş lekesi döngüsünü anlamak ve tahmin etmek, uzay bilimi ve Evrenin başka yerlerindeki manyetohidrodinamik olayların anlaşılması için büyük sonuçları olan astrofizikteki en büyük zorluklardan biri olmaya devam ediyor.
[[Dosya:Evolution_of_Magnetism_on_the_Sun.ogv|küçükresim|Güneş'te manyetizma evrimi.]]


== Tanım ==
== Güneş dinamosu ==
11 yıllık güneş lekesi döngüsünün, 22 yıllık Babcock-Leighton güneş dinamo döngüsünün yarısı olduğu düşünülmektedir; bu, aynı zamanda sağlayan solar plazma akışlarının aracılık ettiği toroidal ve poloidal solar manyetik alanlar arasındaki titreşimli bir enerji değişimine karşılık gelir. her adımda dinamo sistemine enerji. Güneş döngüsü maksimumda, dış poloidal dipolar manyetik alan, dinamo döngüsü minimum gücüne yakındır, ancak [[Tachocline bölgesi|takoklin]] içindeki diferansiyel dönüş yoluyla üretilen bir iç toroidal dört kutuplu alan, maksimum gücüne yakındır. Dinamo döngüsünün bu noktasında, [[Konveksiyon bölgesi|Konveksiyon bölgesindeki]] yüzen yukarı yükselme, toroidal manyetik alanın fotosfer boyunca ortaya çıkmasına neden olarak, zıt manyetik kutuplarla doğu-batı yönünde kabaca hizalanmış güneş lekeleri çiftlerine yol açar. Güneş lekesi çiftlerinin manyetik polaritesi, Hale döngüsü olarak bilinen bir fenomen olan her güneş döngüsünü değiştirir. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Magnetic Polarity of Sun-Spots|yazarlar=Hale|sayfa=153|çalışma=The Astrophysical Journal|yıl=1919|cilt=49|doi=10.1086/142452}}</ref> <ref name="solarcycle">{{Haber kaynağı|url=http://www.physorg.com/news119271347.html|başlık=NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle|erişimtarihi=10 July 2009|tarih=4 January 2008|çalışma=[[PhysOrg]]}}</ref>
Güneş döngülerinin ortalama süresi yaklaşık 11 yıldır. Solar maksimum ve solar minimum, maksimum ve minimum güneş lekesi sayıları dönemlerini ifade eder. Döngüler minimumdan diğerine uzanır.


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 rotasyon, 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 gelmektedir. <ref>{{Haber kaynağı|url=http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html|başlık=Sun flips magnetic field|erişimtarihi=11 July 2009|arşivtarihi=15 November 2005|arşivurl=https://web.archive.org/web/20051115051328/http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html|tarih=16 February 2001|çalışma=[[CNN]]}}http://www.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html</ref> <ref>{{Web kaynağı|url=https://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm|başlık=The Sun Does a Flip|erişimtarihi=11 July 2009|arşivtarihi=4 November 2001|arşivurl=https://web.archive.org/web/20011104023531/https://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm|tarih=15 February 2001|yayıncı=[[NASA]]}}</ref>
== Gözlemsel tarih ==


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 ( [https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/832/1/9/meta Hazra ve Nandy 2016] ). Bu akı taşıma süreçlerinin görece güçlü yönleri aynı zamanda güneş döngüsünün fiziğe dayalı tahminlerinde önemli bir rol oynayan güneş döngüsünün "hafızasını" da belirlemektedir. 8[https://iopscience.iop.org/article/10.1086/524352 Özellikle Yeates, Nandy ve Mackay (2008)] ve [https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/761/1/L13 Karak ve Nandy (2012))], güneş döngüsü belleğinin kısa olduğunu ve bir döngüden fazla sürdüğünü belirlemek için stokastik olarak zorlanmış doğrusal olmayan güneş dinamosu simülasyonlarını kullanmışlardır, bu nedenle sadece doğru tahminlerin mümkün olduğunu ima ediyor sonraki güneş lekesi döngüsü için ve ötesinde değildir. Güneş dinamo mekanizmasındaki kısa bir döngülü belleğin bu varsayımı, daha sonra [https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/767/2/L25 Munoz-Jaramillo ve diğerleri] tarafından gözlemsel olarak doğrulanmıştır. [https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/767/2/L25 . (2013)] .
== Kaynakça ==
{{Kaynakça|30em}}


[[Tachocline bölgesi|Takoklin]] uzun zamandır Güneş'in geniş ölçekli manyetik alanını oluşturmanın anahtarı olarak düşünülse de, son araştırmalar da bu varsayımı sorgulamıştır. [[Kahverengi cüce|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. Bu ikisinin sınırında [[Tachocline bölgesi|takoklin bulunur]] . Bununla birlikte, kahverengi cüceler ışıma çekirdeği ve takoklinlerden yoksundurlar. Yapıları, çekirdekten yüzeye uzanan güneş benzeri bir konvektif zarftan oluşur. Bir [[Tachocline bölgesi|takokline sahip olmadıkları için]] yine de güneş benzeri manyetik aktivite sergiledikleri için, solar manyetik aktivitenin sadece konvektif zarfta üretildiği öne sürülmüştür. <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?|yazarlar=Route|tarih=October 20, 2016|sayı=2|sayfa=27|çalışma=The Astrophysical Journal Letters|cilt=830|doi=10.3847/2041-8205/830/2/L27}}</ref>
[[Kategori:Dönemsel fenomenler]]
[[Kategori:Dönemsel fenomenler]]
[[Kategori:Güneş olayları]]
[[Kategori:Güneş olayları]]

Sayfanın 16.55, 5 Ocak 2021 tarihindeki hâli

Line graph showing historical sunspot number count, Maunder and Dalton minima, and the Modern Maximum
Maunder Minimum dahil 400 yıllık güneş lekesi geçmişi
"Sunspot Döngüsü 24 için mevcut tahmin, 2013 yazının sonlarında en fazla yaklaşık 69 olan düzleştirilmiş bir güneş lekesi sayısı veriyor. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı Ağustos 2013'te 68.9'a ulaştı, bu nedenle resmi maksimum değer en azından bu kadar yüksek olacak. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı, son beş ayda bu ikinci zirveye doğru yeniden yükseliyor ve şimdi ilk zirvenin seviyesini (Şubat 2012'de 66.9) aştı. Çoğu döngü çift tepelidir ancak bu, güneş lekesi sayısındaki ikinci zirvenin birinciden daha büyük olduğu ilk dönemdir. Şu anda 24. Döngüde beş yıldan fazladır. Mevcut tahmin edilen ve gözlemlenen boyut, bunu, 1906 Şubat'ında maksimum 64,2'ye sahip olan Döngü 14'ten bu yana en küçük güneş lekesi döngüsü yapıyor. " [1]

Güneş

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

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 ediniz).

Güneş manyetik alanının iki kutuplu bileşeni, maksimum güneş enerjisi süresi boyunca kutupları tersine çevirir ve güneş minimumda tepe gücüne ulaşmaktadır.

Uzay

Uzay aracı

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 pillerinde radyasyon hasarına neden olabiliyor. 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 Görevi 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 geliştirmiştir. [2]

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

Galaktik kozmik ışın akışı

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, İç Güneş Sistemindeki kozmik ışın akışı, genel güneş aktivitesi seviyesi ile bağlantılıdır. [3] Bu anti korelasyon, Dünya yüzeyindeki kozmik ışın akısı ölçümlerinde açıkça tespit edilebilir.

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 14 C ve <sup id="mwAZg">10</sup> Be gibi radyonüklitleri içerir. Konsantrasyonları, ağaç gövdelerinde veya buz çekirdeklerinde ölçülebilir ve güneş aktivitesi seviyelerinin uzak geçmişe yeniden yapılandırılmasına izin verir. [4] 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 çeşitli sürelerde bastırılmış faaliyet dönemlerinin tekrar tekrar meydana geldiğini göstermektedir.

Atmosferik

Güneş ışınımı

Toplam güneş ışıması (TSI), Dünya'nın üst atmosferinde meydana gelen güneş ışınımlı enerji miktarıdır. TSI varyasyonları, uydu gözlemleri 1978'in sonlarında başlayana kadar tespit edilemezdi. 1970'lerden 2000'lere kadar uydularda bir dizi radyometre fırlatıldı. [5] 1360 ila 1370 W için değiştirilebilir TSİ ölçümleri / on uydular arasında 2 m. 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. [6] Bu% 0,045 / on yıllık fark, iklim modellerini etkiliyor.

Güneş ışıması döngü boyunca sistematik olarak değişir, [7] hem toplam ışıma hem de bağıl bileşenlerinde (UV'ye karşı görünür ve diğer frekanslar). Güneş parlaklığı, güneş enerjisi maksimum döngüsü ortasında, terminal güneş enerjisi minimumundan yüzde 0,07 daha parlaktır. Fotosferik manyetizma 1996–2013 TSI varyasyonunun birincil nedeni (% 96) gibi görünmektedir. [8] Ultraviyole ışığın görünür ışığa oranı değişir. [9]

TSİ güneş manyetik aktivite döngüsü ile aynı fazda farklılık [10] 1361,5 yaklaşık W / m2 arasında bir ortalama değer çevresinde 0.1 ila yaklaşık% lik bir genlik ile [11] ( " güneş sabiti "). 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 [12] (TSI varyasyon grafiklerine bakınız). [13] Uydu çağı TSI varyasyonları küçük ama tespit edilebilir eğilimler göstermektedir.. [14] [15]

Güneş lekeleri ortalama fotosferden daha koyu (daha soğuk) olsa bile TSI güneş maksimumda daha yüksektir. Buna, güneş maksimumları sırasında güneş lekeleri dışındaki mıknatıslanmış yapılar, örneğin fasulalar ve ortalama fotosferden daha parlak (daha sıcak) olan "parlak" ağın aktif unsurları neden olur. Soğutucuyla ilişkili ışık açığını topluca aşırı telafi ediyorlar, ancak daha az sayıda güneş lekesi. Güneş dönüşü ve güneş lekesi döngüsü zaman ölçeklerindeki TSI değişikliklerinin birincil nedeni, bu radyal olarak aktif güneş manyetik yapılarının değişen fotosferik kapsamıdır.[kaynak belirtilmeli] [ <span title="This claim needs references to reliable sources. (July 2015)">alıntı gerekli</span> ]

Ozon üretimi ve kaybı ile ilgili UV ışınımındaki enerji değişiklikleri atmosferik etkilere sahiptir. 30 hPa atmosferik basınç seviyesi, 20–23 güneş çevrimleri sırasında güneş aktivitesi ile fazda yüksekliği değiştirdi. UV ışınımındaki artış, daha yüksek ozon üretimine neden olarak stratosferik ısınmaya ve stratosferik ve troposferik rüzgar sistemlerinde kutuplara doğru yer değiştirmelere yol açmıştır. [16]

Kısa dalga boylu radyasyon

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

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 değişimi göstermektedir. Örneğin SOHO veya TRACE uyduları tarafından gözlemlendiği gibi, solar UV veya EUV radyasyon akışında da döngüye bağlı benzer farklılıklar gözlemlenir.

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

Güneş radyo akışı

Santimetrik (radyo) dalga boyunda Güneş'ten emisyon, esas olarak aktif bölgeleri örten manyetik alanlarda hapsolmuş koronal plazmadan kaynaklanır. [17] F10.7 endeksi, 10.7 dalga boyunda birim frekans başına güneş radyosu akısının bir ölçüsüdür. cm, gözlemlenen güneş radyosu emisyonunun zirvesine yakın. 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. [18]

Bulutlar

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

  • İyonizasyondaki değişiklikler, bulut oluşumu için yoğunlaşma çekirdeği görevi gören aerosol bolluğunu etkiler. Solar minimum sırasında, daha fazla kozmik ışın Dünya'ya ulaşır ve potansiyel olarak Bulut yoğunlaşma çekirdeklerinin öncüleri olarak ultra küçük aerosol parçacıkları oluşturur. 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 albedo'sunu etkileyebilir.[kaynak belirtilmeli][ <span title="This claim needs references to reliable sources. (August 2015)">alıntı gerekli</span> ][ <span title="This claim needs references to reliable sources. (August 2015)">alıntı gerekli</span> ]
  • 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. kollar daha uzun zaman dilimlerinde), [19] [20] [21] [22] ancak bu hipotez doğrulanmadı. [23]

Daha sonraki makaleler, bulutların kozmik ışınlarla üretilmesinin çekirdeklenme parçacıklarıyla açıklanamayacağını gösterdi. Hızlandırıcı sonuçları, bulut oluşumuna neden olmak için yeterli ve yeterince büyük parçacıklar üretemedi; [24] [25] bu, büyük bir güneş fırtınasından sonraki gözlemleri içerir. [26] Çernobil'den sonraki gözlemler herhangi bir indüklenmiş bulut göstermiyor.

Karasal

Organizmalar

Güneş döngüsünün canlı organizmalar üzerindeki etkisi araştırılmıştır (bkz. Kronobiyoloji ). Bazı araştırmacılar, insan sağlığı ile bağlantılar bulduklarını iddia ediyor. [27]

300'de ultraviyole UVB ışığı miktarı Nm'nin Dünya'ya ulaşması, koruyucu ozon tabakasındaki değişiklikler nedeniyle güneş döngüsüne göre% 400'e kadar değişir. Stratosferde ozon, O 2 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. [28]

Radyo iletişimi

Radyo bağlantı Skywave modları (bükülerek yapmaktadır ışık kırıcı ) radyo dalgaları ( elektromanyetik radyasyon yoluyla) İyonosfer . Güneş döngüsünün "zirveleri" sırasında iyonosfer, güneş fotonları ve kozmik ışınlar tarafından giderek daha fazla iyonlaşır. Bu, radyo dalgasının yayılmasını, iletişimi kolaylaştırabilecek veya engelleyebilecek karmaşık şekillerde etkiler. Skywave modlarının tahmin edilmesi, ticari deniz ve uçak iletişimi, amatör radyo operatörleri ve kısa dalga yayıncıları için oldukça ilgi çekicidir. Bu kullanıcılar, bu güneş ve iyonosferik varyanslardan en çok etkilenen Yüksek Frekans veya 'HF' radyo spektrumu dahilindeki frekansları işgal eder. Güneş enerjisi çıkışındaki değişiklikler, iletişim için kullanılabilen en yüksek frekansın sınırı olan maksimum kullanılabilir frekansı etkiler.

İklim

Güneş aktivitesindeki hem uzun vadeli hem de kısa vadeli varyasyonların potansiyel olarak küresel iklimi etkilediği öne sürülüyor, ancak güneş değişimi ile iklim arasındaki herhangi bir bağlantıyı göstermenin zor olduğu kanıtlandı. [29]

İlk araştırmalar, hava koşullarını sınırlı başarı ile ilişkilendirmeye çalıştı [30] ardından güneş aktivitesini küresel sıcaklıkla ilişkilendirme 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 gösteriyor. [31]

Önerilen üç mekanizma, güneş değişikliklerinin iklim etkilerine aracılık eder:

  • Toplam güneş ışınımı (" 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 tespit edilebilir etkilere sahiptir. [32] [33] [34] Camp ve Tung, güneş ışınımının 0.18'lik bir varyasyonla ilişkili olduğunu öne sürüyor. K ± 0.08 K (0,32 ° F ± 0.14 ° F) güneş maksimum ve minimum arasında ölçülen ortalama küresel sıcaklıkta. [35]

Diğer etkiler arasında buğday fiyatları ile bir ilişki bulan bir çalışma [36] ve Paraná Nehri'ndeki su akışı ile zayıf bir korelasyon bulan bir diğeri bulunmaktadır. [37] Yüz milyonlarca yıl önce ağaç halkası kalınlıklarında [38] ve bir gölün dibindeki katmanlarda [39] on bir yıllık döngü bulundu.

Mevcut bilimsel fikir birliği, özellikle de IPCC'ninki, güneş değişikliklerinin küresel iklim değişikliğini yönlendirmede yalnızca marjinal bir rol oynadığı yönündedir [29] çünkü son zamanlarda ölçülen güneş enerjisi değişiminin ölçülen 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 artmıştı. Aksi takdirde, güneşin hava üzerindeki etkilerini anlama düzeyi düşüktür. [40]

Güneş döngüsü ayrıca, üst termosferik seviyelerde yoğunluğu etkileyerek Düşük Dünya Yörüngeli (LEO) nesnelerinin yörüngesel bozulmasını da etkiler. [41]

Güneş dinamosu

11 yıllık güneş lekesi döngüsünün, 22 yıllık Babcock-Leighton güneş dinamo döngüsünün yarısı olduğu düşünülmektedir; bu, aynı zamanda sağlayan solar plazma akışlarının aracılık ettiği toroidal ve poloidal solar manyetik alanlar arasındaki titreşimli 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 bölgesindeki yüzen yukarı yükselme, toroidal manyetik alanın fotosfer boyunca ortaya çıkmasına neden olarak, zıt manyetik kutuplarla doğu-batı yönünde kabaca hizalanmış güneş lekeleri çiftlerine yol açar. Güneş lekesi çiftlerinin manyetik polaritesi, Hale döngüsü olarak bilinen bir fenomen olan her güneş döngüsünü değiştirir. [42] [43]

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 rotasyon, 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 gelmektedir. [44] [45]

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 süreçlerinin görece güçlü yönleri aynı zamanda güneş döngüsünün fiziğe dayalı tahminlerinde önemli bir rol oynayan güneş döngüsünün "hafızasını" da belirlemektedir. 8Özellikle 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 kullanmışlardır, bu nedenle sadece doğru tahminlerin mümkün olduğunu ima ediyor sonraki güneş lekesi döngüsü için ve ötesinde değildir. Güneş dinamo mekanizmasındaki kısa bir döngülü belleğin bu varsayımı, daha sonra Munoz-Jaramillo ve diğerleri tarafından gözlemsel olarak doğrulanmıştır. . (2013) .

Takoklin uzun zamandır Güneş'in geniş ölçekli manyetik alanını oluşturmanın anahtarı olarak düşünülse de, son araştırmalar da bu varsayımı sorgulamıştır. 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. Bu ikisinin sınırında takoklin bulunur . Bununla birlikte, kahverengi cüceler ışıma çekirdeği ve takoklinlerden yoksundurlar. Yapıları, çekirdekten yüzeye uzanan güneş benzeri bir konvektif zarftan oluşur. Bir takokline sahip olmadıkları için yine de güneş benzeri manyetik aktivite sergiledikleri için, solar manyetik aktivitenin sadece konvektif zarfta üretildiği öne sürülmüştür. [46]

  1. ^ "NASA/Marshall Solar Physics". nasa.gov. Erişim tarihi: 2015-11-17. 
  2. ^ Die Häufigkeit der Sonnenflecken (Almanca). Berlin: Ahademie Verlag. 1953. 
  3. ^ Potgeiter (2013). "Solar Modulation of Cosmic Rays". Living Reviews in Solar Physics. 10 (1): 3. doi:10.12942/lrsp-2013-3. 
  4. ^ Solanki (2004). "Unusual activity of the Sun during recent decades compared to the previous 11,000 years" (PDF). Nature. 431 (7012): 1084–7. doi:10.1038/nature02995. PMID 15510145. 
  5. ^ Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor (ACRIM) solar irradiance monitoring 1978 to present [ölü/kırık bağlantı] (Satellite observations of total solar irradiance); access date 2012-02-03
  6. ^ Richard C. Willson (2014-05-16). "ACRIM3 and the Total Solar Irradiance database". Astrophysics and Space Science. 352 (2): 341–352. doi:10.1007/s10509-014-1961-4. 
  7. ^ Willson ve diğerleri. (1981). "Observations of Solar Irradiance Variability". Science. 211 (4483): 700–2. doi:10.1126/science.211.4483.700. PMID 17776650. 
  8. ^ K.L. Yeo ve diğerleri. (2014-09-23). "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. 
  9. ^ Haigh (October 6, 2010). "An influence of solar spectral variations on radiative forcing of climate" (PDF). Nature. 467 (7316): 696–9. doi:10.1038/nature09426. PMID 20930841. 
  10. ^ Willson RC (1991). "The Sun's luminosity over a complete solar cycle". Nature. 351 (6321): 42–4. doi:10.1038/351042a0. 
  11. ^ Willson (2014). "ACRIM3 and the Total Solar Irradiance database". Astrophysics and Space Science. 352 (2): 341–352. doi:10.1007/s10509-014-1961-4. 
  12. ^ Willson R.C. (1981). "Observations of solar irradiance variability". Science. 211 (4483): 700–2. doi:10.1126/science.211.4483.700. PMID 17776650. 
  13. ^ "Total Solar Irradiance Graph from ACRIM page". ACRIM project web page. Erişim tarihi: 2015-11-17. 
  14. ^ Willson R.C. (2003). "Secular total solar irradiance trend during solar cycles 21–23". Geophys. Res. Lett. 30 (5): 1199. doi:10.1029/2002GL016038. 
  15. ^ Scafetta N. (2009). "ACRIM-gap and TSI trend issue resolved using a surface magnetic flux TSI proxy model". Geophys. Res. Lett. 36 (5): L05701. doi:10.1029/2008GL036307. 
  16. ^ Haigh (May 17, 1996). "The Impact of Solar Variability on Climate". Science. 272 (5264): 981–984. doi:10.1126/science.272.5264.981. PMID 8662582. 
  17. ^ Tapping K.F. (1987). "Recent solar radio astronomy at centimeter wavelength: the temporal variability of the 10.7-cm flux". J. Geophys. Res. 92 (D1): 829–838. doi:10.1029/JD092iD01p00829. 
  18. ^ "The Effect of 10.7 cm Solar Radiation on 2.4 GHz Digital Spread Spectrum Communications". NARTE News. 17 (3). July–October 1999. 
  19. ^ Shaviv, Nir J (2005). "On climate response to changes in the cosmic ray flux and radiative budget" (PDF). Journal of Geophysical Research. 110 (A08105): A08105. doi:10.1029/2004JA010866. Erişim tarihi: 17 June 2011. 
  20. ^ Svensmark, Henrik (2007). "Cosmoclimatology: a new theory emerges". Astronomy & Geophysics. 48 (1): 1.18–1.24. doi:10.1111/j.1468-4004.2007.48118.x. 
  21. ^ Svensmark (1998). "Influence of Cosmic Rays on Earth's Climate" (PDF). Physical Review Letters. 81 (22): 5027–5030. doi:10.1103/PhysRevLett.81.5027. Erişim tarihi: 17 June 2011. 
  22. ^ Shaviv, Nir J (2003). "Celestial driver of Phanerozoic climate?". Geological Society of America. 13 (7): 4. doi:10.1130/1052-5173(2003)013<0004:CDOPC>2.0.CO;2. 
  23. ^ Sun, B. (2002). "Solar influences on cosmic rays and cloud formation: A reassessment". Journal of Geophysical Research. 107 (D14): 4211. doi:10.1029/2001jd000560. 
  24. ^ Pierce, J. (2009). "Can cosmic rays affect cloud condensation nuclei by altering new particle formation rates?". Geophysical Research Letters. 36 (9): 36. doi:10.1029/2009gl037946. 
  25. ^ Snow-Kropla, E. ve diğerleri. (Apr 2011). "Cosmic rays, aerosol formation and cloud-condensation nuclei: sensitivities to model uncertainties". Atmospheric Chemistry and Physics. 11 (8): 4001. doi:10.5194/acp-11-4001-2011. 
  26. ^ Erlykin, A. ve diğerleri. (Aug 2013). "A review of the relevance of the 'CLOUD' results and other recent observations to the possible effect of cosmic rays on the terrestrial climate". Meteorology and Atmospheric Physics. 121 (3): 137. doi:10.1007/s00703-013-0260-x. 
  27. ^ Halberg (2000). "Cross-spectrally coherent ~10.5- and 21-year biological and physical cycles, magnetic storms and myocardial infarctions". Neuroendocrinology Letters. 21 (3): 233–258. PMID 11455355. 2008-07-29 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  28. ^ Consensus Development Conference Statement Sunlight, Ultraviolet Radiation, and the Skin, NIH, 1989
  29. ^ a b Joanna D. Haigh "The Sun and the Earth's Climate", Living Reviews in Solar Physics (access date 31 January 2012)
  30. ^ "Changing Sun, Changing Climate?". The Discovery of Global Warming. Harvard University Press. 2003. ISBN 978-0-674-01157-1. Erişim tarihi: 17 April 2008. 
  31. ^ Ineson S. (October 9, 2011). "Solar forcing of winter climate variability in the Northern Hemisphere" (PDF). Nature Geoscience. 4 (11): 753–7. doi:10.1038/ngeo1282. 
  32. ^ Labitzke K. (2003). "Eleven-year solar cycle variations in the atmosphere: observations, mechanisms and models". The Holocene. 13 (3): 311–7. doi:10.1191/0959683603hl623rp. 
  33. ^ Pablo J.D. Mauas & Andrea P. Buccino. "Long-term solar activity influences on South American rivers" page 5. Journal of Atmospheric and Solar-Ter restrial Physics on Space Climate, March 2010. Accessed: 20 September 2014.
  34. ^ Zanchettin (2008). "[Impact of variations in solar activity on hydrological decadal patterns in northern Italy]". Journal of Geophysical Research. 113 (D12): D12102. doi:10.1029/2007JD009157. 
  35. ^ C. D. Camp (2007). "Surface warming by the solar cycle as revealed by the composite mean difference projection". Geophysical Research Letters. 34 (14): L14703. doi:10.1029/2007GL030207. 
  36. ^ Sunspot activity impacts on crop success New Scientist, 18 Nov. 2004
  37. ^ "Sunspot activity may be linked to rainfall", New Scientist, 8 Nov., 2008, p. 10.
  38. ^ Luthardt (February 2017). "Fossil forest reveals sunspot activity in the early Permian". Geology. 45 (2): 279. doi:10.1130/G38669.1. 
  39. ^ Li ve diğerleri. (Sep 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. 
  40. ^ IPCC AR4 WG1, (Ed.) (2007), "2.9.1 Uncertainties in Radiative Forcing", Chapter 2: Changes in Atmospheric Constituents and Radiative Forcing, ISBN 978-0-521-88009-1 
  41. ^ Molaverdikhani (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. 58 (6): 924–937. doi:10.1016/j.asr.2016.05.035. 
  42. ^ Hale (1919). "The Magnetic Polarity of Sun-Spots". The Astrophysical Journal. 49: 153. doi:10.1086/142452. 
  43. ^ "NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle". PhysOrg. 4 January 2008. Erişim tarihi: 10 July 2009. 
  44. ^ "Sun flips magnetic field". CNN. 16 February 2001. 15 November 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 July 2009. http://www.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html
  45. ^ "The Sun Does a Flip". NASA. 15 February 2001. 4 November 2001 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 July 2009. 
  46. ^ Route (October 20, 2016). "The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?". The Astrophysical Journal Letters. 830 (2): 27. doi:10.3847/2041-8205/830/2/L27. 
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Solar_döngü&oldid=24564817" sayfasından alınmıştır