الدورة الشمسية

الموسوعة الحرة

رسم بياني خطي يوضح عدد البقع الشمسية التاريخية، وأدنى مستويات ماوندر ودالتون، والحد الأقصى الحديث
400 عام من تاريخ البقع الشمسية، بما في ذلك الحد الأدنى لموندر
توقعت التنبؤات للدورة الشمسية الرابعة والعشرين أن يبلغ عدد البقع الشمسية المُعدّل ذروته عند حوالي 101 في أواخر عام 2013. ووصل هذا العدد إلى 116.4 في أبريل 2014، ومن المرجح أن يصبح هذا الرقم هو الأعلى رسميًا. تجاوزت هذه الذروة الثانية مستوى الذروة الأولى (98.3 في مارس 2012). تتميز العديد من الدورات الشمسية بذروتين، لكن هذه هي المرة الأولى التي تتجاوز فيها الذروة الثانية في عدد البقع الشمسية الذروة الأولى. نحن الآن في السنة السابعة من الدورة الرابعة والعشرين. وقد جعل الحجم المتوقع والمُرصَد هذه الدورة أصغر دورة للبقع الشمسية منذ الدورة الرابعة عشرة، التي بلغ فيها العدد المُعدّل ذروته عند 107.2 في فبراير 1906. [ 1 ]

الدورة الشمسية ، والمعروفة أيضاً بدورة النشاط المغناطيسي الشمسي ، أو دورة البقع الشمسية ، أو دورة شواب ، هي تغير دوري مدته 11 عاماً في نشاط الشمس ، ويُقاس من خلال التغيرات في عدد البقع الشمسية المرصودة على سطحها . وخلال هذه الدورة، تشهد مستويات الإشعاع الشمسي وانبعاث المواد الشمسية، وعدد وحجم البقع الشمسية ، والتوهجات الشمسية ، والحلقات الإكليلية ، تقلبات متزامنة بين فترة أدنى نشاط وفترة أعلى نشاط، ثم تعود إلى فترة أدنى نشاط.

ينعكس المجال المغناطيسي للشمس خلال كل دورة شمسية، ويحدث هذا الانعكاس عندما تكون الدورة الشمسية قريبة من ذروتها. بعد دورتين شمسيتين، يعود المجال المغناطيسي للشمس إلى حالته الأصلية، مُكملاً بذلك ما يُعرف بدورة هيل .

لقد تمت ملاحظة هذه الدورة لقرون من خلال التغيرات في مظهر الشمس والظواهر الأرضية مثل الشفق القطبي ، ولكن لم يتم تحديدها بوضوح حتى عام 1843. النشاط الشمسي، المدفوع بكل من الدورة الشمسية والعمليات غير الدورية العابرة ، يحكم بيئة الفضاء بين الكواكب من خلال خلق طقس فضائي والتأثير على التقنيات الفضائية والأرضية بالإضافة إلى الغلاف الجوي للأرض وربما أيضًا تقلبات المناخ على نطاق قرون أو أطول.

لا يزال فهم وتوقع الدورة الشمسية أحد التحديات الكبرى في الفيزياء الفلكية، وله تداعيات كبيرة على علوم الفضاء وفهم ظواهر الديناميكا المغناطيسية المائية في أماكن أخرى من الكون.

يُجمع العلماء حالياً على أن التغيرات الشمسية لا تلعب سوى دور هامشي في إحداث تغير المناخ العالمي ، [ 2 ] حيث أن حجم التغيرات الشمسية المقاسة مؤخراً أصغر بكثير من التأثير الناتج عن غازات الاحتباس الحراري. [ 3 ]

تطور المغناطيسية على الشمس

تعريف

يبلغ متوسط ​​مدة الدورات الشمسية حوالي 11 عامًا. ويشير مصطلحا الحد الأقصى والحد الأدنى للنشاط الشمسي إلى فترات ذروة وانخفاض عدد البقع الشمسية. وتمتد الدورات من حد أدنى إلى الحد الأدنى الذي يليه.

التاريخ القائم على الملاحظة

اكتشف عالم الفلك الألماني صموئيل هاينريش شوابه (1789-1875) الدورة الشمسية من خلال ملاحظات مطولة للبقع الشمسية.
قام رودولف وولف (1816-1893)، وهو فلكي سويسري، بإعادة بناء تاريخية للنشاط الشمسي تعود إلى القرن السابع عشر.

طُرحت فكرة الدورة الشمسية الدورية لأول مرة من قِبل كريستيان هوريبوف بناءً على ملاحظاته المنتظمة للبقع الشمسية التي أجراها بين عامي 1761 و1776 من مرصد رونديتارن في كوبنهاغن ، الدنمارك . في عام 1775، لاحظ هوريبوف كيف "يبدو أنه بعد مرور عدد معين من السنوات، يتكرر مظهر الشمس فيما يتعلق بعدد البقع وحجمها". [ 4 ]

في عام 1843، تم تحديد الدورة الشمسية بوضوح عندما لاحظ صموئيل هاينريش شوابه تغيرًا دوريًا في متوسط ​​عدد البقع الشمسية بعد 17 عامًا من الرصد الشمسي. [ 5 ] وواصل شوابه رصد دورة البقع الشمسية لمدة 23 عامًا أخرى، حتى عام 1867. وفي عام 1852، حدد رودولف وولف أول دورة شمسية مرقمة بدأت في فبراير 1755 استنادًا إلى ملاحظات شوابه وملاحظات أخرى. [ 6 ] كما ابتكر وولف مؤشرًا قياسيًا لعدد البقع الشمسية، وهو رقم وولف ، الذي لا يزال يُستخدم حتى اليوم.

بين عامي 1645 و1715، رُصدت وسُجل عدد قليل جدًا من البقع الشمسية. وقد لاحظ ذلك لأول مرة غوستاف سبورر ، وسُمي فيما بعد بالحد الأدنى لموندر نسبةً إلى الزوجين آني إس دي ماوندر وإدوارد والتر ماوندر اللذين أجريا أبحاثًا مستفيضة حول هذه الفترة المميزة. [ 7 ]

في النصف الثاني من القرن التاسع عشر، لاحظ كلٌ من ريتشارد كارينغتون وسبورر، بشكلٍ مستقل، ظاهرة ظهور البقع الشمسية عند خطوط عرض هليوغرافية مختلفة في مراحل مختلفة من الدورة الشمسية. (انظر قانون سبورر ). وصف ألفريد هاريسون جوي لاحقًا كيف يزداد مقدار "ميلان" البقع الشمسية - حيث تكون البقعة (أو البقع) الأمامية أقرب إلى خط الاستواء من البقعة (أو البقع) الخلفية - مع ازدياد خط عرض هذه المناطق. (انظر قانون جوي ).

أوضح جورج إيليري هيل وزملاؤه الأساس الفيزيائي لهذه الدورة، حيث أظهروا في عام 1908 أن البقع الشمسية ممغنطة بقوة، وكان هذا أول اكتشاف للحقول المغناطيسية خارج الأرض. وفي عام 1919، حددوا عددًا من الأنماط التي ستُعرف مجتمعة باسم قانون هيل .

  • في نفس نصف الكرة الهليوغرافية، تميل المناطق النشطة ثنائية القطب إلى أن يكون لها نفس القطبية الرائدة.
  • في نصف الكرة الأرضية المقابل (أي على الجانب الآخر من خط الاستواء الشمسي) تميل هذه المناطق إلى أن يكون لها قطبية رئيسية معاكسة.
  • تنعكس الأقطاب الرئيسية في نصفي الكرة الأرضية من دورة بقع شمسية إلى أخرى.

كشفت ملاحظات هيل أن الدورة المغناطيسية الكاملة - والتي ستُعرف لاحقًا بدورة هيل - تمتد على دورتين شمسيتين، أو 22 عامًا، قبل أن تعود إلى حالتها الأصلية بما في ذلك القطبية. ولأن جميع المظاهر تقريبًا لا تتأثر بالقطبية، فإن الدورة الشمسية التي تبلغ 11 عامًا لا تزال محورًا للبحث. وعادةً ما لا يكون نصفي دورة هيل متطابقين: إذ تتناوب دورات الـ 11 عامًا عادةً بين مجموعات أعلى وأدنى من أرقام بقع الشمس وفقًا لقاعدة وولف ( قاعدة غنيفيشيف-أول ). [ 8 ]

في عام 1961، أثبت هارولد وهوراس بابكوك ، الأب والابن، أن الدورة الشمسية عملية مغناطيسية مكانية-زمانية تحدث على سطح الشمس ككل. لاحظا أن سطح الشمس ممغنط خارج البقع الشمسية، وأن هذا المجال المغناطيسي الأضعف هو ثنائي قطب من الدرجة الأولى ، وأن هذا الثنائي القطب يخضع لانعكاسات قطبية بنفس دورة البقع الشمسية. وصف نموذج بابكوك لهوراس المجال المغناطيسي الشمسي المتذبذب بأنه ذو دورية شبه ثابتة تبلغ 22 عامًا. [ 5 ] [ 9 ] وقد غطى هذا النموذج التبادل المتذبذب للطاقة بين مكونات المجال المغناطيسي الشمسي الحلقية والقطبية .

تاريخ الدورة

إعادة بناء النشاط الشمسي على مدى 11400  عام

 أُعيد بناء أعداد البقع الشمسية على مدى الـ 11400 سنة الماضية باستخدام نسب نظائر الكربون-14 والبريليوم -10 . [ 10 ] يُعد مستوى النشاط الشمسي الذي بدأ في أربعينيات القرن العشرين استثنائيًا، إذ حدثت آخر فترة مماثلة في شدتها  قبل حوالي 9000 عام (خلال الفترة الدافئة من العصر البوريالي ). [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ]

لم تشهد الشمس مستوىً مماثلاً من النشاط المغناطيسي إلا لحوالي 10% فقط من الـ 11400  سنة الماضية. وكانت جميع فترات النشاط العالي السابقة تقريبًا أقصر من الفترة الحالية. [ 12 ] تشير السجلات الأحفورية إلى أن الدورة الشمسية كانت مستقرة على الأقل خلال الـ 700 مليون سنة الماضية . فعلى سبيل المثال، يُقدّر  طول الدورة خلال العصر البرمي المبكر  بـ 10.62 سنة [ 14 ] ، وكذلك في العصر النيوبروتيروزوي . [ 15 ] [ 16 ]

أحداث النشاط الشمسي المسجلة بالكربون المشع. الفترة الحالية على اليمين. القيم منذ عام 1900 غير معروضة.
الأحداث الرئيسية والتواريخ التقريبية
حدثيبدأنهاية
الحد الأدنى الهوميري [ 17 ]750  قبل الميلاد550  قبل الميلاد
الحد الأدنى للوقت1040 م1080 م
أقصى العصور الوسطى11001250
الحد الأدنى من وولف12801350
الحد الأدنى للرياضة14501550
ماوندر مينيمبل16451715
الحد الأدنى لدالتون17901820
أقصى ما يمكن أن يفعله العصر الحديث19332008

حتى عام 2009، كان يُعتقد أن 28  دورة امتدت على مدى 309  سنوات بين عامي 1699 و2008، بمتوسط ​​طول 11.04  سنة، لكن الأبحاث اللاحقة أظهرت أن أطول هذه الدورات (1784-1799) ربما كانت في الواقع دورتين. [ 18 ] [ 19 ] إذا كان الأمر كذلك، فإن متوسط ​​الطول سيكون حوالي 10.7  سنة فقط. منذ بدء الرصد، لوحظت دورات قصيرة تصل إلى 9  سنوات وأخرى طويلة تصل إلى 14  سنة، وإذا كانت دورة 1784-1799 مزدوجة، فلا بد أن تكون إحدى الدورتين المكونتين لها أقل من 8  سنوات. كما لوحظت اختلافات كبيرة في السعة.

توجد عدة قوائم مقترحة لـ "أدنى مستويات النشاط الشمسي" التاريخية. [ 11 ] [ 20 ]

الدورات الأخيرة

الدورة 25

بدأت الدورة الشمسية الخامسة والعشرون في ديسمبر 2019. [ 21 ] وقد طُرحت عدة تنبؤات بشأنها [ 22 ] استنادًا إلى مناهج مختلفة، تراوحت بين الضعيفة جدًا والقوية. ويبدو أن تنبؤًا قائمًا على الفيزياء، يعتمد على نماذج الدينامو الشمسي ونقل تدفق سطح الشمس المُستمدة من البيانات، قد تنبأ بدقة بقوة المجال القطبي الشمسي عند أدنى مستوياته الحالية، ويتوقع دورة شمسية خامسة وعشرون ضعيفة ولكنها ليست ضئيلة، تُشابه الدورة الرابعة والعشرين أو أقوى منها قليلًا. [ 23 ] والجدير بالذكر أن هذه التنبؤات تستبعد احتمال دخول الشمس في حالة خمول شبيهة بفترة ماوندر الدنيا خلال العقد القادم. وقد توصلت لجنة التنبؤ بالدورة الشمسية الخامسة والعشرون إلى توافق مبدئي في أوائل عام 2019. [ 24 ]

خلصت اللجنة، التي نظمها مركز التنبؤ بالطقس الفضائي التابع للإدارة الوطنية للمحيطات والغلاف الجوي (NOAA) ووكالة ناسا ، استنادًا إلى التنبؤات المنشورة للدورة الشمسية 25، إلى أن الدورة الشمسية 25 ستكون مشابهة جدًا للدورة الشمسية 24. ويتوقعون أن يكون الحد الأدنى للدورة الشمسية قبل الدورة 25 طويلًا وعميقًا، تمامًا مثل الحد الأدنى الذي سبق الدورة 24. ويتوقعون أن يحدث الحد الأقصى للنشاط الشمسي بين عامي 2023 و2026، مع نطاق للبقع الشمسية يتراوح بين 95 و130، وفقًا للرقم المعدل للبقع الشمسية.

الدورة 24

بدأت الدورة الشمسية الرابعة والعشرون في 4  يناير 2008، [ 25 ] بنشاط ضئيل حتى أوائل عام 2010. [ 26 ] [ 27 ] تميزت الدورة بذروتين شمسيتين . بلغت الذروة الأولى 99 في عام 2011، والثانية في أوائل عام 2014 عند 101. [ 28 ] انتهت الدورة  الرابعة والعشرون في ديسمبر 2019 بعد 11 عامًا. [ 21 ]

الدورة 23

استمرت الدورة الشمسية رقم 23 لمدة 11.6  عامًا، بدءًا من مايو  1996 وحتى يناير  2008. بلغ الحد الأقصى لعدد البقع الشمسية (متوسط ​​عدد البقع الشمسية شهريًا على مدار اثني عشر شهرًا) خلال هذه الدورة 120.8 (مارس  2000)، بينما بلغ الحد الأدنى 1.7. [ 29 ]  ولم تُسجّل أي بقع شمسية خلال 805 أيام من هذه الدورة. [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ]

الظواهر

لأن الدورة الشمسية تعكس النشاط المغناطيسي، فإن العديد من الظواهر الشمسية المدفوعة مغناطيسياً تتبع الدورة الشمسية، بما في ذلك البقع الشمسية، والبقع الشمسية/البقع الشمسية، والشبكة، والانبعاثات الكتلية الإكليلية.

البقع الشمسية

رسم لبقعة شمسية في سجلات جون من ورسستر ، حوالي عام 1100 [ 33 ]

يزداد إشعاع سطح الشمس الظاهري، المعروف بالغلاف الضوئي، كلما زاد عدد البقع الشمسية. وقد كشفت مراقبة سطوع الشمس عبر الأقمار الصناعية عن وجود علاقة طردية بين الدورة الشمسية والسطوع، حيث يبلغ فرق الذروة إلى الذروة حوالي 0.1%. [ 34 ] ينخفض ​​السطوع بنسبة تصل إلى 0.3% خلال فترة 10 أيام عندما تدور مجموعات كبيرة من البقع الشمسية عبر مجال رؤية الأرض، ثم يرتفع بنسبة تصل إلى 0.05% لمدة تصل إلى 6 أشهر نتيجةً للوهج المصاحب لمجموعات البقع الشمسية الكبيرة. [ 35 ]

أفضل المعلومات اليوم تأتي من SOHO (مشروع تعاوني بين وكالة الفضاء الأوروبية ووكالة ناسا )، مثل مخطط المغناطيسية MDI، حيث يمكن رؤية المجال المغناطيسي "السطحي" للشمس .

مع بداية كل دورة، تظهر البقع الشمسية في خطوط العرض المتوسطة، ثم تقترب تدريجيًا من خط الاستواء حتى تصل إلى أدنى مستوى لها. يُمكن تمثيل هذا النمط بشكل أفضل باستخدام ما يُعرف بمخطط الفراشة. تُقسّم صور الشمس إلى شرائح عرضية، ويُحسب متوسط ​​المساحة السطحية للبقع الشمسية شهريًا. يُرسم هذا المتوسط ​​عموديًا على شكل شريط مُلوّن، وتُكرر هذه العملية شهرًا بعد شهر لإنتاج هذا المخطط الزمني.

تم تصميم هذه النسخة من مخطط فراشة البقع الشمسية بواسطة فريق الطاقة الشمسية في مركز مارشال لرحلات الفضاء التابع لناسا. ويمكن الاطلاع على أحدث نسخة على الموقع الإلكتروني solarcyclescience.com .

بينما تتركز تغيرات المجال المغناطيسي في البقع الشمسية، فإن الشمس بأكملها تخضع لتغيرات مماثلة، وإن كانت ذات حجم أصغر.

رسم بياني يوضح العلاقة بين الزمن وخط العرض الشمسي للمكون القطري للمجال المغناطيسي الشمسي، محسوبًا على مدار دورات الشمس المتتالية. يظهر بوضوح شكل "الفراشة" للبقع الشمسية عند خطوط العرض المنخفضة. تم إعداد هذا الرسم البياني من قبل فريق دراسة الشمس في مركز مارشال لرحلات الفضاء التابع لناسا. يمكن الاطلاع على أحدث نسخة منه على الموقع الإلكتروني solarcyclescience.com .

البقع والشاطئ

تطور مساحة الشاطئ الشمسي عبر الزمن

البقع الشمسية هي ظواهر مغناطيسية ساطعة على سطح الشمس. تمتد هذه البقع إلى الغلاف اللوني، حيث تُعرف باسم البلاج. عادةً ما يُرصد تطور مساحات البلاج من خلال رصد الشمس باستخدام خط Ca II K (393.37  نانومتر). [ 36 ] يتغير حجم البقع الشمسية ومساحات البلاج بالتزامن مع الدورة الشمسية، وهي أكثر وفرة من البقع الشمسية بحوالي عشرة أضعاف. [ 37 ] وتُظهر علاقة غير خطية مع البقع الشمسية. [ 38 ] كما ترتبط مناطق البلاج بمجالات مغناطيسية قوية على سطح الشمس. [ 39 ] [ 40 ]

التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية

يُشكّل المجال المغناطيسي الشمسي بنية الهالة الشمسية، مانحًا إياها شكلها المميز المرئي أثناء كسوف الشمس. تتطور بنى المجال المغناطيسي الإكليلي المعقدة استجابةً لحركة السوائل على سطح الشمس، وظهور التدفق المغناطيسي الناتج عن عمل الدينامو في باطنها. ولأسباب لم تُفهم تفاصيلها بعد، تفقد هذه البنى استقرارها أحيانًا، مما يؤدي إلى التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية. تتكون التوهجات من انبعاث مفاجئ للطاقة (بشكل أساسي في نطاق الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية )، وقد يصاحبها أو لا يصاحبها انبعاث كتلي إكليلي، وهو عبارة عن حقن جسيمات عالية الطاقة (بشكل أساسي الهيدروجين المتأين) في الفضاء بين الكواكب. تحدث التوهجات والانبعاثات الكتلية الإكليلية نتيجةً لإطلاق موضعي مفاجئ للطاقة المغناطيسية، مما يدفع إلى انبعاث الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية، بالإضافة إلى الجسيمات عالية الطاقة. يمكن أن يكون لهذه الظواهر الانفجارية تأثير كبير على الغلاف الجوي العلوي للأرض والبيئة الفضائية، وهي المحركات الرئيسية لما يُعرف الآن باسم الطقس الفضائي . وبالتالي، فإن حدوث كل من العواصف المغناطيسية الأرضية [ 41 ] وأحداث الجسيمات الشمسية النشطة [ 42 ] يظهر تغيرًا قويًا في الدورة الشمسية، ويبلغ ذروته بالقرب من الحد الأقصى للبقع الشمسية.

يتأثر معدل حدوث الانبعاثات الكتلية الإكليلية والتوهجات الشمسية بشكل كبير بالدورة الشمسية. وتكون التوهجات، مهما كان حجمها، أكثر تواتراً بنحو 50 ضعفاً عند ذروة النشاط الشمسي مقارنةً بأدنى مستوياته. وتحدث الانبعاثات الكتلية الإكليلية الكبيرة في المتوسط ​​بضع مرات يومياً عند ذروة النشاط الشمسي، وصولاً إلى مرة واحدة كل بضعة أيام عند أدنى مستوياته. ولا يتأثر حجم هذه الأحداث بشكل كبير بمرحلة الدورة الشمسية. ومن الأمثلة على ذلك التوهجات الثلاثة الكبيرة من فئة X التي حدثت في ديسمبر 2006، بالقرب من أدنى مستويات النشاط الشمسي؛ ويُعد توهج X9.0 الذي حدث في 5 ديسمبر من بين ألمع التوهجات المسجلة. [ 43 ]

أنماط

تُظهر نظرة عامة على ثلاث دورات شمسية العلاقة بين الدورة الشمسية والأشعة الكونية المجرية وحالة بيئة الفضاء القريب للأرض. [ 44 ]

إلى جانب دورة البقع الشمسية التي تبلغ حوالي 11 عامًا، تم افتراض عدد من الأنماط والدورات الإضافية. [ 8 ]

تأثير والدماير

تصف ظاهرة فالدماير ملاحظة أن أقصى سعة للدورات الشمسية تتناسب عكسيًا مع الفترة الزمنية بين أدنى وأعلى مستوياتها. ولذلك، تميل الدورات ذات السعات القصوى الأكبر إلى استغراق وقت أقل للوصول إلى ذروتها مقارنةً بالدورات ذات السعات الأصغر. [ 45 ] سُميت هذه الظاهرة نسبةً إلى ماكس فالدماير الذي وصفها لأول مرة. [ 46 ]

قاعدة غنيفيشيف-أول

تنص قاعدة غنيفيشيف-أول، في صيغتها الأصلية، على أنه بالنسبة للمؤشر الإجمالي للنشاط الشمسي على مدار دورة مدتها 11 عامًا، توجد علاقة وثيقة في أزواج الدورات الزوجية والفردية اللاحقة، بينما لا تُظهر الأزواج المتقابلة مثل هذه العلاقة. [ 47 ]

دورة غلايسبيرغ

تصف دورة غلايسبيرغ تعديلاً في سعة الدورات الشمسية بفترة تتراوح بين 70 و100 عام، أو ما يعادل سبع أو ثماني دورات شمسية. وقد سُميت نسبةً إلى فولفغانغ غلايسبيرغ. [ 8 ] [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]

كما قام إيليا ج. أوسوسكين وسامي سولانكي بريادة هذا المجال، فقد تم رصد التغيرات المئوية المرتبطة بالمجالات المغناطيسية في الهالة الشمسية والغلاف الشمسي باستخدام نظائر الكربون-14 والبريليوم -10 الكونية المخزنة في خزانات أرضية مثل الصفائح الجليدية وحلقات الأشجار [ 51 ] وباستخدام الملاحظات التاريخية لنشاط العواصف المغناطيسية الأرضية ، والتي تسد الفجوة الزمنية بين نهاية بيانات النظائر الكونية القابلة للاستخدام وبداية بيانات الأقمار الصناعية الحديثة. [ 52 ]

وقد تم إعادة إنتاج هذه الاختلافات بنجاح باستخدام نماذج تستخدم معادلات استمرارية التدفق المغناطيسي وأعداد البقع الشمسية المرصودة لتحديد كمية ظهور التدفق المغناطيسي من أعلى الغلاف الجوي الشمسي وإلى الغلاف الشمسي ، [ 53 ] مما يدل على أن ملاحظات البقع الشمسية والنشاط المغناطيسي الأرضي والنظائر الكونية توفر فهمًا متقاربًا لاختلافات النشاط الشمسي.

دورة سوس

دورة سويس ، أو دورة دي فريس ، هي دورة موجودة في مؤشرات الكربون المشع للنشاط الشمسي، وتبلغ مدتها حوالي 210 سنوات. سُميت نسبةً إلى هانز إدوارد سويس وهيسل دي فريس . [ 49 ] على الرغم من أن معدلات إنتاج النظائر المشعة المحسوبة ترتبط ارتباطًا وثيقًا بسجل البقع الشمسية على مدى 400 عام، إلا أن هناك أدلة قليلة على وجود دورة سويس في سجل البقع الشمسية وحده على مدى 400 عام. [ 8 ]

دورات أخرى مفترضة

دورات هالشتات الشمسية التي تبلغ 2300 عام

تم اقتراح دورية النشاط الشمسي بفترات أطول من الدورة الشمسية التي تبلغ حوالي 11 (22) سنة، بما في ذلك:

  • يُفترض أن دورة هالشتات (التي سُميت نسبةً إلى فترة باردة ورطبة في أوروبا شهدت تقدم الأنهار الجليدية ) تمتد لحوالي 2400 عام. [ 54 ] [ 55 ] [ 56 ] [ 57 ]
  • في دراسات نسب الكربون-14 ، اقتُرحت دورات مدتها 105، 131، 232، 385، 504، 805، و2241 سنة، ربما تتطابق مع دورات مستمدة من مصادر أخرى. [ 58 ] اقترح دامون وسونيت [ 59 ] تغيرات متوسطة وقصيرة المدى تعتمد على الكربون-14 لفترات 208 و88 سنة؛ بالإضافة إلى اقتراح دورة كربون مشع مدتها 2300 سنة تُعدّل الدورة التي مدتها 208 سنوات. [ 60 ]
  • دورة بروكينر-إيجسون-لوكير (دورات من 30 إلى 40 عامًا).
  • تُجري دراسةٌ نُشرت عام 2021 بحثًا حول تغيرات مناخ العصر البليستوسيني على مدى الـ 800 ألف سنة الماضية، وذلك بالاستناد إلى بيانات درجة الحرارة ( δD ) ومستويات ثاني أكسيد الكربون والميثان (CO₂ - CH₄ ) المُستقاة من مشروع EPICA الأوروبي لأخذ عينات الجليد في القارة القطبية الجنوبية [ 61 ]. وتستفيد الدراسة من مزايا منهجية التحليل الطيفي المفرد لسلاسل البيانات الزمنية ذات الدقة الكاملة، مع التركيز بشكل خاص على الإشارات الشمسية ذات النطاق الزمني الألفي. [ 62 ] ويُفسر التأثير الكمي للدورات الشمسية الثلاث (غير المُسماة ~9.7 ألف سنة؛ والمُقترحة "هاينريش-بوند" ~6.0 ألف سنة؛ وهالشتات ~2.5 ألف سنة) مجتمعةً ما يقارب 4.0% (δD)، و2.9% (CO₂ ) ، و6.6% (CH₄ ) من التباين. دورةٌ مدتها حوالي 3.6 ألف سنة، غير معروفةٍ بشكلٍ كافٍ في الأدبيات العلمية، ينتج عنها تباينٌ متوسطٌ لا يتجاوز 0.6%، ولا يبدو أنها مرتبطةٌ بالشمس، مع أنه لا يمكن استبعاد أصلٍ جاذبي. هذه السجلات الفرعية المدارية لمرصد EPICA، التي تمتد على مدى 800 ألف سنة، والتي تتضمن إشاراتٍ مرتبطةً بالشمس على مدى آلاف السنين، تسدّ فجوةً مهمةً في مجال الدورات الشمسية، مُظهرةً لأول مرة الدور الثانوي للنشاط الشمسي في الميزانية الإقليمية لنظام مناخ الأرض خلال العصر البليستوسيني الأوسط والمتأخر.

الآثار

شمس

تُلاحظ دورات النشاط 21 و22 و23 في مؤشر عدد البقع الشمسية، والإشعاع الشمسي الكلي، وتدفق موجات الراديو بطول 10.7 سم، ومؤشر التوهجات. تم تعديل المقاييس الرأسية لكل كمية للسماح بتراكبها على نفس المحور الرأسي للإشعاع الشمسي الكلي. تتزامن التغيرات الزمنية لجميع الكميات بشكل دقيق، ولكن درجة الارتباط في السعات متغيرة إلى حد ما.

المغناطيسية السطحية

تتلاشى البقع الشمسية في نهاية المطاف، مطلقةً تدفقًا مغناطيسيًا في الغلاف الضوئي. يتشتت هذا التدفق ويضطرب بفعل الحمل الحراري المضطرب والتدفقات الشمسية واسعة النطاق. تؤدي آليات النقل هذه إلى تراكم نواتج التحلل الممغنطة عند خطوط العرض الشمسية العالية، مما يؤدي في النهاية إلى عكس قطبية الحقول القطبية (لاحظ كيف ينعكس اتجاه الحقلين الأزرق والأصفر في الرسم البياني أعلاه من هاثاواي/ناسا/مركز مارشال لرحلات الفضاء).

ينعكس قطب المكون ثنائي القطب للمجال المغناطيسي الشمسي في وقت ذروة النشاط الشمسي ويبلغ ذروة قوته عند أدنى مستوى له.

فضاء

مركبة فضائية

تُنتج الانبعاثات الكتلية الإكليلية (CMEs ) تدفقًا إشعاعيًا من البروتونات عالية الطاقة ، تُعرف أحيانًا بالأشعة الكونية الشمسية. قد تُسبب هذه الأشعة أضرارًا إشعاعية للأجهزة الإلكترونية والخلايا الشمسية في الأقمار الصناعية . كما قد تُسبب أحداث البروتونات الشمسية اضطراباتٍ فردية في الأجهزة الإلكترونية؛ وفي الوقت نفسه، يُقلل انخفاض تدفق الإشعاع الكوني المجري خلال ذروة النشاط الشمسي من مُكوّن الطاقة العالية في تدفق الجسيمات.

يشكل إشعاع الانبعاثات الكتلية الإكليلية خطراً على رواد الفضاء في مهمات الفضاء الذين يتواجدون خارج نطاق الحماية التي يوفرها المجال المغناطيسي للأرض . ولذلك، تتضمن تصاميم المهمات المستقبلية ( مثل مهمة المريخ ) "ملجأً مضاداً للإشعاع" ليلجأ إليه رواد الفضاء أثناء حدوث مثل هذا الإشعاع.

قام غلايسبيرغ بتطوير طريقة للتنبؤ بحركة الكتل الإكليلية تعتمد على الدورات المتتالية. [ 63 ]

يؤدي ازدياد الإشعاع الشمسي خلال ذروة النشاط الشمسي إلى توسيع غلاف الغلاف الجوي للأرض، مما يتسبب في دخول الحطام الفضائي ذي المدار المنخفض إلى الغلاف الجوي بسرعة أكبر.

تدفق الأشعة الكونية المجرية

يُؤدي التوسع الخارجي للمقذوفات الشمسية في الفضاء بين الكواكب إلى تكوين كثافات عالية من البلازما، مما يُسهم في تشتيت الأشعة الكونية عالية الطاقة التي تدخل النظام الشمسي من أماكن أخرى في المجرة. ويتأثر تواتر الانفجارات الشمسية بهذه الدورة، مما يُغير درجة تشتيت الأشعة الكونية في النظام الشمسي الخارجي تبعًا لذلك. ونتيجةً لذلك، يرتبط تدفق الأشعة الكونية في النظام الشمسي الداخلي عكسيًا بمستوى النشاط الشمسي العام. [ 64 ] ويُمكن رصد هذا الارتباط العكسي بوضوح في قياسات تدفق الأشعة الكونية على سطح الأرض.

تصطدم بعض الأشعة الكونية عالية الطاقة التي تدخل الغلاف الجوي للأرض بقوة كافية مع مكوناته الجزيئية، مما يؤدي أحيانًا إلى حدوث تفاعلات انشطار نووي . تشمل نواتج الانشطار نظائر مشعة مثل الكربون -14 والبريليوم -10 التي تستقر على سطح الأرض. ويمكن قياس تركيزها في جذوع الأشجار أو عينات الجليد، مما يسمح بإعادة بناء مستويات النشاط الشمسي في الماضي البعيد. [ 65 ] تشير هذه الدراسات إلى أن المستوى الإجمالي للنشاط الشمسي منذ منتصف القرن العشرين يُعد من بين أعلى المستويات المسجلة خلال العشرة آلاف سنة الماضية، وأن فترات انخفاض النشاط الشمسي، متفاوتة المدة، قد تكررت مرارًا خلال تلك الفترة.

الغلاف الجوي

الإشعاع الشمسي

الإشعاع الشمسي الكلي (TSI) هو كمية الطاقة الإشعاعية الشمسية الساقطة على الغلاف الجوي العلوي للأرض. لم يكن بالإمكان رصد تغيرات الإشعاع الشمسي الكلي حتى بدء عمليات الرصد بالأقمار الصناعية في أواخر عام 1978. ومنذ سبعينيات القرن الماضي، أُطلقت سلسلة من أجهزة قياس الإشعاع على متن الأقمار الصناعية . [ 66 ] تراوحت قياسات الإشعاع الشمسي الكلي بين 1355 و1375 واط/م² عبر أكثر من عشرة أقمار صناعية. أحد هذه الأقمار، وهو ACRIMSAT، أُطلق بواسطة مجموعة ACRIM. وقد قامت مجموعة ACRIM باستيفاء "فجوة ACRIM" المثيرة للجدل بين أقمار ACRIM غير المتداخلة خلال الفترة 1989-1991، لتُظهر ارتفاعًا بنسبة 0.037% لكل عقد. كما أنتجت مجموعة PMOD سلسلة أخرى مبنية على بيانات ACRIM، تُظهر اتجاهًا تنازليًا بنسبة 0.008% لكل عقد. [ 67 ] يمكن أن يؤثر هذا الفرق البالغ 0.045% لكل عقد على نماذج المناخ. ومع ذلك، فإن إعادة بناء إجمالي الإشعاع الشمسي باستخدام النماذج يرجح سلسلة PMOD، مما يحل مشكلة فجوة ACRIM. [ 68 ] [ 69 ] [ 70 ]

يتغير الإشعاع الشمسي بشكل منتظم خلال الدورة، [ 71 ] سواءً في إجمالي الإشعاع أو في مكوناته النسبية (الأشعة فوق البنفسجية مقابل الضوء المرئي والترددات الأخرى). ويُقدّر أن سطوع الشمس يزيد بنسبة 0.07% خلال ذروة منتصف الدورة الشمسية مقارنةً بأدنى مستوياتها. ويبدو أن المغناطيسية الضوئية هي السبب الرئيسي (96%) لتغير إجمالي الإشعاع الشمسي خلال الفترة 1996-2013. [ 72 ] وتختلف نسبة الأشعة فوق البنفسجية إلى الضوء المرئي. [ 73 ]

يتغير إجمالي الإشعاع الشمسي (TSI) بالتزامن مع دورة النشاط المغناطيسي الشمسي [ 74 ] بسعة تبلغ حوالي 0.1% حول قيمة متوسطة تبلغ حوالي 1361.5 واط/م² [ 75 ] ( الثابت الشمسي ). وتُعزى تغيرات حول المتوسط ​​تصل إلى -0.3% إلى تجمعات البقع الشمسية الكبيرة، وإلى +0.05% إلى البقع الشمسية الكبيرة والشبكة الساطعة على مدى زمني يتراوح بين 7 و10 أيام [ 76 ] [ 77 ]. وتُظهر تغيرات إجمالي الإشعاع الشمسي التي تم رصدها بواسطة الأقمار الصناعية اتجاهات صغيرة ولكنها قابلة للرصد. [ 78 ] [ 79 ]

يكون إجمالي الإشعاع الشمسي (TSI) أعلى عند ذروة النشاط الشمسي، على الرغم من أن البقع الشمسية تكون أغمق (أبرد) من متوسط ​​الغلاف الضوئي. ويعود ذلك إلى وجود هياكل ممغنطة أخرى غير البقع الشمسية خلال ذروة النشاط الشمسي، مثل البقع الشمسية المضيئة والعناصر النشطة في الشبكة "الساطعة"، والتي تكون أكثر سطوعًا (أكثر سخونة) من متوسط ​​الغلاف الضوئي. وتعوض هذه الهياكل مجتمعةً نقص الإشعاع المرتبط بالبقع الشمسية الأبرد، ولكن الأقل عددًا. [ 80 ] ويُعدّ التباين في تغطية الغلاف الضوئي بهذه الهياكل المغناطيسية الشمسية النشطة إشعاعيًا هو العامل الرئيسي لتغيرات إجمالي الإشعاع الشمسي على نطاق زمني لدورة دوران الشمس ودورة النشاط الشمسي. [ 81 ]

تُحدث التغيرات في طاقة الأشعة فوق البنفسجية، المرتبطة بإنتاج الأوزون وفقدانه ، تأثيرات جوية. وقد تغير مستوى الضغط الجوي عند مستوى 30 هكتوباسكال بالتزامن مع النشاط الشمسي خلال الدورات الشمسية 20-23. وأدى ازدياد الأشعة فوق البنفسجية إلى زيادة إنتاج الأوزون، مما تسبب في تسخين طبقة الستراتوسفير وانزياحات قطبية في أنظمة الرياح الستراتوسفيرية والتروبوسفيرية . [ 82 ] 

الإشعاع ذو الطول الموجي القصير

دورة شمسية: مجموعة من الصور التي التقطها تلسكوب يوهكوه للأشعة السينية اللينة على مدى عشر سنوات، توضح التباين في النشاط الشمسي بين ذروة الدورة 22 في 30 أغسطس 1991، وذروة الدورة 23 في 6 سبتمبر 2001.

عند درجة حرارة تبلغ 5870  كلفن، تُصدر طبقة الفوتوسفير نسبة من الإشعاع في نطاق الأشعة فوق البنفسجية القصوى وما فوقها. مع ذلك، تُصدر الطبقات العليا الأكثر سخونة من الغلاف الجوي الشمسي ( الكروموسفير والإكليل الشمسي ) إشعاعًا أكثر بأطوال موجية قصيرة. ونظرًا لعدم تجانس الغلاف الجوي العلوي واحتوائه على بنية مغناطيسية كبيرة، فإن تدفق الأشعة فوق البنفسجية والأشعة فوق البنفسجية القصوى والأشعة السينية الشمسية يتغير بشكل ملحوظ خلال الدورة الشمسية. وقد دُرست هذه التغيرات بواسطة العديد من المركبات الفضائية لرصد الشمس، من بينها يوهكوه وسوهو وتريس .

على الرغم من أنها لا تمثل سوى جزء ضئيل من إجمالي الإشعاع الشمسي، إلا أن تأثير الأشعة فوق البنفسجية والأشعة فوق البنفسجية الشديدة والأشعة السينية على الغلاف الجوي العلوي للأرض بالغ الأهمية. يُعد تدفق الأشعة فوق البنفسجية الشمسية محركًا رئيسيًا للكيمياء الستراتوسفيرية ، كما أن الزيادة في الإشعاع المؤين تؤثر بشكل كبير على درجة الحرارة والتوصيل الكهربائي في طبقة الأيونوسفير .

التدفق الراديوي الشمسي

يعود انبعاث الإشعاع الشمسي عند أطوال موجية سنتيمترية (راديوية) بشكل أساسي إلى بلازما الإكليل الشمسي المحصورة في المجالات المغناطيسية التي تعلو المناطق النشطة. [ 83 ] يُعدّ مؤشر F10.7 مقياسًا لتدفق الإشعاع الراديوي الشمسي لكل وحدة تردد عند طول موجي 10.7  سم، بالقرب من ذروة انبعاث الإشعاع الراديوي الشمسي المرصود. غالبًا ما يُعبّر عن F10.7 بوحدات التدفق الشمسي (SFU ) (1 SFU = 10⁻²² واط / م² هرتز ) . وهو يُمثّل مقياسًا لتسخين بلازما الإكليل الشمسي غير الإشعاعي والمنتشر. ويُعتبر مؤشرًا ممتازًا لمستويات النشاط الشمسي الإجمالية، ويرتبط ارتباطًا وثيقًا بانبعاثات الأشعة فوق البنفسجية الشمسية.

يؤثر نشاط البقع الشمسية بشكل كبير على الاتصالات اللاسلكية بعيدة المدى ، لا سيما على نطاقات الموجات القصيرة ، مع تأثر نطاقات الموجات المتوسطة والترددات العالية جدًا (VHF) أيضًا. يؤدي ارتفاع مستوى نشاط البقع الشمسية إلى تحسين انتشار الإشارة على نطاقات الترددات العالية، ولكنه يزيد أيضًا من مستويات الضوضاء الشمسية والاضطرابات الأيونوسفيرية. وتنتج هذه التأثيرات عن تأثير زيادة مستوى الإشعاع الشمسي على الأيونوسفير .

قد يتداخل تدفق الإشعاع الشمسي بطول موجة 10.7  سم مع الاتصالات الأرضية من نقطة إلى نقطة. [ 84 ]

الغيوم

تشمل التكهنات حول آثار تغيرات الأشعة الكونية على مدار الدورة ما يلي:

  • تؤثر التغيرات في التأين على وفرة الهباء الجوي الذي يعمل كنواة تكثيف لتكوين السحب. [ 85 ] خلال فترات الحد الأدنى من النشاط الشمسي، تصل المزيد من الأشعة الكونية إلى الأرض، مما قد يؤدي إلى تكوين جزيئات هباء جوي متناهية الصغر كطليعة لنوى تكثيف السحب . [ 86 ] السحب المتكونة من كميات أكبر من نوى التكثيف تكون أكثر سطوعًا، وأطول عمرًا، ومن المرجح أن تنتج هطولًا أقل.
  • قد يؤثر تغير الأشعة الكونية على أنواع معينة من السحب. [ 87 ]
  • طُرحت فرضية مفادها أن تغيرات الأشعة الكونية، لا سيما في خطوط العرض العليا ، قد تؤثر على الغطاء السحابي الأرضي المنخفض (على عكس عدم وجود ارتباط بينها وبين السحب العالية)، متأثرة جزئيًا بالمجال المغناطيسي بين الكواكب الناتج عن النشاط الشمسي (بالإضافة إلى مرورها عبر أذرع المجرة على مدى فترات زمنية أطول)، [ 88 ] [ 89 ] [ 90 ] [ 91 ] ، ولكن هذه الفرضية لم تُؤكد. [ 92 ]

أظهرت دراسات لاحقة أن إنتاج السحب عبر الأشعة الكونية لا يمكن تفسيره بجزيئات التكوين. فقد فشلت نتائج المسرعات في إنتاج عدد كافٍ من الجسيمات، وبأحجام كبيرة بما يكفي، لتكوين السحب؛ [ 93 ] [ 94 ] ويشمل ذلك الملاحظات التي أُجريت بعد عاصفة شمسية كبيرة. [ 95 ] كما لم تُظهر الملاحظات التي أُجريت بعد كارثة تشيرنوبيل أي سحب مُستحثة. [ 96 ]

أرضي

الكائنات الحية

تم بحث تأثير الدورة الشمسية على الكائنات الحية (انظر علم الأحياء الزمني ). ويزعم بعض الباحثين أنهم وجدوا صلات بينها وبين صحة الإنسان. [ 97 ]

تتفاوت كمية الأشعة فوق البنفسجية UVB بطول موجي 300  نانومتر التي تصل إلى سطح الأرض بنسبة قليلة خلال الدورة الشمسية نتيجةً لتغيرات طبقة الأوزون الواقية . في طبقة الستراتوسفير، يتجدد الأوزون باستمرار من خلال انشطار جزيئات الأكسجين (O₂ ) بفعل الأشعة فوق البنفسجية. خلال فترة الحد الأدنى للنشاط الشمسي، يؤدي انخفاض كمية الأشعة فوق البنفسجية الواردة من الشمس إلى انخفاض تركيز الأوزون، مما يسمح بوصول كمية أكبر من الأشعة فوق البنفسجية UVB إلى سطح الأرض. [ 98 ] [ 99 ]

الاتصالات اللاسلكية

تعمل أنماط الموجات السماوية للاتصالات اللاسلكية عن طريق ثني ( انكسار ) الموجات الراديوية ( الإشعاع الكهرومغناطيسي ) عبر طبقة الأيونوسفير . خلال فترات ذروة الدورة الشمسية، تتأين طبقة الأيونوسفير بشكل متزايد بفعل الفوتونات الشمسية والأشعة الكونية . يؤثر هذا على انتشار الموجات الراديوية بطرق معقدة، مما قد يُسهّل الاتصالات أو يُعيقها. يُعدّ التنبؤ بأنماط الموجات السماوية ذا أهمية بالغة للاتصالات البحرية والجوية التجارية ، وهواة الراديو، ومحطات البث الإذاعي للموجات القصيرة . يشغل هؤلاء المستخدمون ترددات ضمن طيف الترددات العالية (HF) الأكثر تأثرًا بهذه التغيرات الشمسية والأيونوسفيرية. تؤثر التغيرات في الإشعاع الشمسي على الحد الأقصى للتردد القابل للاستخدام ، وهو الحد الأقصى لأعلى تردد يُمكن استخدامه للاتصالات.

مناخ

يُعتقد أن التغيرات طويلة الأجل وقصيرة الأجل في النشاط الشمسي قد تؤثر على المناخ العالمي، ولكن من الصعب إثبات وجود أي صلة بين التغيرات الشمسية والمناخ. [ 2 ]

سعت الأبحاث المبكرة إلى ربط الطقس بالظواهر الجوية، ولكن بنجاح محدود، [ 100 ] تلتها محاولات لربط النشاط الشمسي بدرجة الحرارة العالمية. كما تؤثر هذه الدورة على المناخ الإقليمي. تُظهر قياسات جهاز مراقبة الإشعاع الطيفي التابع لمركز أبحاث الطاقة الشمسية في أوروبا (SORCE) أن تقلبات الأشعة فوق البنفسجية الشمسية تُنتج، على سبيل المثال، شتاءً أكثر برودة في الولايات المتحدة وشمال أوروبا، وشتاءً أكثر دفئًا في كندا وجنوب أوروبا خلال فترات الحد الأدنى من النشاط الشمسي. [ 101 ]

ثلاث آليات مقترحة للتوسط في تأثيرات التغيرات الشمسية على المناخ:

  • إجمالي الإشعاع الشمسي (" التأثير الإشعاعي ").
  • الإشعاع فوق البنفسجي. يختلف مكون الأشعة فوق البنفسجية بأكثر من الإجمالي، لذلك إذا كان للأشعة فوق البنفسجية تأثير غير متناسب لسبب ما (غير معروف حتى الآن)، فقد يؤثر ذلك على المناخ.
  • التغيرات التي تحدثها الأشعة الكونية المجرية بوساطة الرياح الشمسية ، والتي قد تؤثر على الغطاء السحابي.

يُحدث التغير في الدورة الشمسية بنسبة 0.1% تأثيرات طفيفة ولكنها قابلة للرصد على مناخ الأرض. [ 102 ] [ 103 ] [ 104 ] ويشير كامب وتونغ إلى أن الإشعاع الشمسي يرتبط بتغير في0.18 ± 0.08  كلفن (0.32 ± 0.14  درجة فهرنهايت ) في متوسط ​​درجة الحرارة العالمية المقاسة بين الحد الأقصى والحد الأدنى للنشاط الشمسي. [ 105 ]

تشمل التأثيرات الأخرى دراسة وجدت علاقة بأسعار القمح، [ 106 ] وأخرى وجدت ارتباطًا ضعيفًا بتدفق المياه في نهر بارانا . [ 107 ] وقد تم العثور على دورات مدتها أحد عشر عامًا في سماكة حلقات الأشجار [ 14 ] والطبقات الموجودة في قاع بحيرة [ 15 ] منذ مئات الملايين من السنين.

يُجمع العلماء حاليًا على أن التغيرات الشمسية لا تُسهم إلا بشكل هامشي في إحداث تغير المناخ العالمي ، [ 2 ] نظرًا لأن حجم التغيرات الشمسية المُقاسة مؤخرًا أقل بكثير من تأثير الغازات الدفيئة. [ 3 ] كما أن متوسط ​​النشاط الشمسي في العقد الثاني من القرن الحادي والعشرين لم يكن أعلى من مثيله في خمسينيات القرن العشرين (انظر أعلاه)، في حين ارتفعت متوسطات درجات الحرارة العالمية بشكل ملحوظ خلال تلك الفترة. وبخلاف ذلك، فإن مستوى فهمنا لتأثيرات الشمس على الطقس لا يزال محدودًا. [ 108 ]

تؤثر التغيرات الشمسية أيضًا على اضمحلال مدارات الأجسام في المدار الأرضي المنخفض (LEO) عن طريق تغيير كثافة الغلاف الحراري العلوي . [ 109 ]

الدينامو الشمسي

يُعتقد أن الدورة الشمسية التي تبلغ 11 عامًا تُمثل نصف دورة بابكوك-ليتون الديناميكية الشمسية التي تبلغ 22 عامًا ، والتي تُقابل تبادلًا تذبذبيًا للطاقة بين المجالين المغناطيسيين الشمسيين الحلقي والقطبي ، والذي يتوسطه تدفقات البلازما الشمسية التي تُزود نظام الدينامو بالطاقة في كل مرحلة. عند ذروة الدورة الشمسية ، يكون المجال المغناطيسي ثنائي القطب القطبي الخارجي قريبًا من أدنى قوة له في دورة الدينامو، بينما يكون المجال المغناطيسي رباعي الأقطاب الحلقي الداخلي ، الناتج عن الدوران التفاضلي داخل منطقة التاكوكلين ، قريبًا من أقصى قوة له. عند هذه النقطة من دورة الدينامو، يُجبر الصعود الطافي داخل منطقة الحمل الحراري المجال المغناطيسي الحلقي على الظهور عبر الغلاف الضوئي، مما يُؤدي إلى ظهور أزواج من البقع الشمسية، مُصطفة تقريبًا من الشرق إلى الغرب بقطبية مغناطيسية مُعاكسة. تتناوب القطبية المغناطيسية لأزواج البقع الشمسية في كل دورة شمسية، وهي ظاهرة يصفها قانون هيل . [ 110 ] [ 111 ]

خلال مرحلة انحسار الدورة الشمسية، تنتقل الطاقة من المجال المغناطيسي الحلقي الداخلي إلى المجال القطبي الخارجي، ويقل عدد البقع الشمسية. عند الحد الأدنى للنشاط الشمسي، يكون المجال الحلقي في أدنى مستوياته، وتكون البقع الشمسية نادرة نسبيًا، بينما يكون المجال القطبي في أقصى مستوياته. خلال الدورة التالية، يُعيد الدوران التفاضلي الطاقة المغناطيسية من المجال القطبي إلى المجال الحلقي، بقطبية معاكسة للدورة السابقة. تستمر هذه العملية باستمرار، وفي سيناريو مثالي ومبسط، تتوافق كل دورة بقع شمسية مدتها 11 عامًا مع تغير في قطبية المجال المغناطيسي الشمسي واسع النطاق. [ 112 ] [ 113 ]

تشير نماذج الدينامو الشمسي إلى أن عمليات نقل تدفق البلازما في باطن الشمس، مثل الدوران التفاضلي والدوران المداري والضخ المضطرب، تلعب دورًا هامًا في إعادة تدوير المكونات الحلقية والقطبية للمجال المغناطيسي الشمسي. [ 114 ] كما تحدد القوة النسبية لهذه العمليات "ذاكرة" الدورة الشمسية، التي تلعب دورًا هامًا في التنبؤات الفيزيائية للدورة الشمسية. وعلى وجه الخصوص، تُثبت محاكاة الدينامو الشمسي غير الخطية المُجبرة عشوائيًا أن ذاكرة الدورة الشمسية قصيرة، وتستمر لأكثر من دورة واحدة، مما يعني أن التنبؤات الدقيقة ممكنة فقط للدورة الشمسية التالية وليس لما بعدها. [ 115 ] [ 116 ] وقد تم التحقق لاحقًا من صحة هذه الفرضية المتعلقة بذاكرة الدورة الواحدة القصيرة في آلية الدينامو الشمسي من خلال الملاحظات. [ 117 ]

على الرغم من الاعتقاد السائد منذ زمن طويل بأن منطقة التاكوكلين هي المفتاح لتوليد المجال المغناطيسي الشمسي واسع النطاق، إلا أن الأبحاث الحديثة قد شككت في هذا الافتراض. فقد أشارت عمليات الرصد الراديوي للأقزام البنية إلى أنها تحتفظ أيضًا بمجالات مغناطيسية واسعة النطاق، وقد تُظهر دورات من النشاط المغناطيسي. تمتلك الشمس نواة إشعاعية محاطة بغلاف حراري، وتقع منطقة التاكوكلين على حدود هذين الغلافين. مع ذلك، تفتقر الأقزام البنية إلى النوى الإشعاعية ومناطق التاكوكلين. يتكون تركيبها من غلاف حراري شبيه بالغلاف الشمسي يمتد من النواة إلى السطح. ونظرًا لافتقارها إلى منطقة التاكوكلين، ومع ذلك تُظهر نشاطًا مغناطيسيًا شبيهًا بالنشاط الشمسي، فقد اقتُرح أن النشاط المغناطيسي الشمسي يتولد فقط في الغلاف الحراري. [ 118 ]

التأثير المتوقع للكواكب

اقترحت ورقة بحثية نُشرت عام ٢٠١٢ أن عزم الدوران الذي تُمارسه الكواكب على طبقة تاكوكلين غير كروية في أعماق الشمس قد يُساهم في تزامن الدينامو الشمسي. [ ١١٩ ] وقد تبيّن أن نتائجهم ناتجة عن تطبيق خاطئ لطريقة التنعيم، مما أدى إلى ظهور التداخل . [ ١٢٠ ] ومنذ ذلك الحين، تم اقتراح نماذج إضافية تُراعي تأثير القوى الكوكبية على الشمس. [ ١٢١ ] ومع ذلك، من المعروف أن التغيرات الشمسية عشوائية وغير قابلة للتنبؤ بها بشكل أساسي بعد دورة شمسية واحدة، وهو ما يُناقض فكرة التأثير الكوكبي الحتمي على الدينامو الشمسي. [ ١٢٢ ] وتستطيع نماذج الدينامو الحديثة محاكاة الدورة الشمسية دون أي تأثير كوكبي. [ ٢٣ ]

في عام 1974، أشار كتاب "تأثير المشتري" إلى أن اصطفاف الكواكب سيغير الرياح الشمسية، وبالتالي طقس الأرض، مما سيؤدي إلى كوارث متعددة في 10 مارس 1982. إلا أن أياً من هذه الكوارث لم يحدث. وفي عام 2023، أظهرت ورقة بحثية لسيونكو وآخرين عدم احتمال أن يكون للتأثير المدّي المُفترض على الشمس، والناجم عن كوكبَي الزهرة والمشتري، تأثيرٌ كبير على إجمالي طاقة المد والجزر الشمسية. [ 123 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ هاثاواي، ديفيد (23 مارس 2017). "التنبؤ بالدورة الشمسية" . مركز مارشال لرحلات الفضاء - الفيزياء الشمسية . الإدارة الوطنية للملاحة الجوية والفضاء (ناسا). مؤرشف من الأصل في 7 فبراير 2018.المجال العامتتضمن هذه المقالة نصًا من هذا المصدر، وهو متاح للعموم .
  2. 1 2 3 هايغ، جوانا د. (2007). "الشمس ومناخ الأرض" . مراجعات حية في الفيزياء الشمسية . 4 (1): 2. Bibcode : 2007LRSP....4....2H . doi : 10.12942/lrsp-2007-2 .
  3. 1 2 هوتون، جيه تي ؛ دينغ، واي؛ غريغز، دي جيه؛ نوغير، إم، محرران. (2001). "6.11 إجمالي الإشعاع الشمسي - الشكل 6.6: متوسط ​​التأثيرات الإشعاعية العالمية السنوية (من 1750 إلى الوقت الحاضر)" . تغير المناخ 2001: الفريق العامل الأول: الأساس العلمي . الهيئة الحكومية الدولية المعنية بتغير المناخ . تم الاطلاع عليه في 15 أبريل 2007 .انظر أيضًا التقرير التقييمي الرابع للهيئة الحكومية الدولية المعنية بتغير المناخ، والذي تم فيه تعديل حجم التغير في الإشعاع الشمسي بالخفض، على الرغم من ازدياد الأدلة على وجود صلات بين التغير الشمسي وجوانب معينة من المناخ خلال الفترة الزمنية نفسها: التقرير التقييمي 4، الفريق العامل 1، الفصل 2. مؤرشف بتاريخ 7 ديسمبر 2013 في أرشيف الإنترنت (Wayback Machine).
  4. ^ كاروف، كريستوفر. يورجنسن، كارستن سوندرسكوف؛ سينثاميز بافاي، ف.؛ أرلت ، راينر (12 يونيو 2019). “ملاحظات كريستيان هوريبو للبقع الشمسية – II. إنشاء سجل لمواقع البقع الشمسية “. الفيزياء الشمسية . 294 (6): 77. أرخايف : 1906.10895 . بيب كود : 2019SoPh..294...78K . دوى : 10.1007/s11207-019-1466-ذ . S2CID 189841594 . 
  5. 1 2 شوابي (1843). "Sonnenbeobachtungen im Jahre 1843" [ ملاحظات الشمس في عام 1843 ] . Astronomische Nachrichten (في المانيا). 21 : 233 - 236.من الصفحة 235: " Vergleicht man nun die Zahl der Gruppen und der flecken-freien Tage mit einander, so findet man, dass die Sonnenflecken eineperiode von ungefähr 10 Jahren hatten " ('إذا قارن المرء عدد المجموعات [البقع الشمسية] والأيام الخالية من البقع الشمسية مع بعضها البعض، فإنه يجد أن البقع الشمسية كانت مدة حوالي 10 سنوات)
  6. ^ وولف ، ر. (1852). "Neue unter suchungen über dieperiod der sonnenflecken und ihre bedeutung " [ تحقيقات جديدة بخصوص فترة البقع الشمسية وأهميتها ] . Mittheilungen der Naturforschenden Gesellschaft في برن (باللغة الألمانية). 255 : 249 – 270.
  7. ↑ إيدي، جون أ. ( يونيو 1976). "الحد الأدنى لموندر". مجلة ساينس . 192 (4245): 1189-1202 . Bibcode : 1976Sci...192.1189E . doi : 10.1126/science.192.4245.1189 . JSTOR 1742583. PMID 17771739. S2CID 33896851 .   
  8. 1 2 3 4 ديفيد هـ. هاثاواي، "الدورة الشمسية" ، مراجعات حية في الفيزياء الشمسية، مارس 2010، معهد ماكس بلانك لأبحاث النظام الشمسي، كاتلينبورغ-لينداو، ألمانيا. ISSN 1614-4961 (تم الاطلاع عليه في 19 يوليو 2015)
  9. ↑ "رسوم بيانية لأرقام البقع الشمسية" . مركز تحليل بيانات التأثيرات الشمسية . المرصد الملكي البلجيكي .
  10. ↑ وو، سي جيه؛ كريڤوفا، ن.؛ سولانكي، إس كيه؛ أوسوسكين، آي جي (2018). "إعادة بناء الإشعاع الشمسي الكلي والطيفي على مدى الـ 9000 سنة الماضية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 620 : A120. arXiv : 1811.03464 . Bibcode : 2018A & A...620A.120W . doi : 10.1051/0004-6361/201832956 .
  11. 1 2 أوسوسكين، إيليا ج .؛ سولانكي، سامي ك.؛ كوفالتسوف، جينادي أ. (2007). "الحد الأدنى والحد الأقصى للنشاط الشمسي: قيود رصدية جديدة" (ملف PDF) . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 471 (1): 301-309 . arXiv : 0706.0385 . Bibcode : 2007A & A...471..301U . doi : 10.1051/0004-6361:20077704 . S2CID 7742132 . 
  12. سولانكي ، سامي ك .؛ أوسوسكين، إيليا ج.؛ كرومر، بيرند؛ شوسلر، مانفريد؛ بير، يورغ (2004). "نشاط غير عادي للشمس خلال العقود الأخيرة مقارنةً بالـ 11000 سنة الماضية" (ملف PDF) . مجلة نيتشر . 431 (7012): 1084-1087 . Bibcode : 2004Natur.431.1084S . doi : 10.1038/nature02995 . PMID : 15510145. S2CID : 4373732. تاريخ الاسترجاع: 17 أبريل 2007 .   « إعادة بناء عدد البقع الشمسية على مدى 11000 عام» . الدليل الرئيسي للتغيرات العالمية . مؤرشف من الأصل في 2 نوفمبر 2015. تم الاطلاع عليه في 11 مارس 2005 . 
  13. ↑ أوسوسكين، إيليا ج .؛ سولانكي، سامي ك .؛ شوسلر، مانفريد؛ مورسولا، كاليفي؛ ألانكو، كاتيا (2003). "إعادة بناء عدد البقع الشمسية على نطاق الألفية: دليل على نشاط شمسي غير عادي منذ أربعينيات القرن العشرين". رسائل المراجعة الفيزيائية . 91 (21) 211101. arXiv : astro-ph/0310823 . Bibcode : 2003PhRvL..91u1101U . doi : 10.1103/ PhysRevLett.91.211101 . PMID 14683287. S2CID 20754479 .  
  14. 1 2 لوثاردت، لودفيج؛ روسلر، روني (فبراير 2017). "غابة أحفورية تكشف عن نشاط البقع الشمسية في أوائل العصر البرمي". جيولوجيا . 45 (2): 279. Bibcode : 2017Geo....45..279L . doi : 10.1130/G38669.1 . S2CID 132999292 . 
  15. 1 2 لي، بينغبو؛ وآخرون . (سبتمبر 2018). "دورات البقع الشمسية المسجلة في الصفائح الحيوية السيليسية الفتاتية عند فجر العصر الجليدي الستورتي في العصر النيوبروتيروزوي في جنوب الصين". أبحاث ما قبل الكمبري . 315 : 75-91 . Bibcode : 2018PreR..315...75L . doi : 10.1016/j.precamres.2018.07.018 . S2CID 135344975 .  
  16. ↑ مايكل مارشال (18 أغسطس 2018). "طبقات الصخور تُظهر أن شمسنا كانت في نفس الدورة لمدة 700 مليون سنة" . مجلة نيو ساينتست .
  17. ^ سيليا مارتن بويرتاس. كاتيا ماتيس؛ أخيم براور؛ رايموند موشيلر؛ فيليسيتاس هانسن؛ كريستوف بيتريك؛ علاء الدهان؛ جوران بوسنر؛ باس فان جيل (2 أبريل 2012). “تحولات الدورة الجوية الإقليمية الناجمة عن الحد الأدنى من الطاقة الشمسية الكبرى”. علوم الأرض الطبيعية . 5 (6): 397–401 . بيب كود : 2012NatGe...5..397M . دوى : 10.1038/ngeo1460 .
  18. ↑ أوسوسكين، آي جي ؛ مورسولا، ك؛ أرلت، ر؛ كوفالتسوف، جي إيه (2009). "دورة شمسية مفقودة في الفترة 1793-1800: رصد مبكر للبقع الشمسية يحل اللغز القديم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 700 (2): L154. arXiv : 0907.0063 . Bibcode : 2009ApJ...700L.154U . doi : 10.1088/0004-637X/700/2/L154 . S2CID 14882350 . 
  19. ↑ "رسومات عمرها قرون تحل لغز البقع الشمسية" . مجلة نيو ساينتست . 1 أغسطس 2009. ص 10. 
  20. ^ براور ، أخيم. بوسنرت، جوران؛ الدهان، علاء؛ بلاسزكيويتز، ميروسلاف؛ سلووينسكي، ميشال؛ أوت، فلوريان. دراجر، نادين؛ مخالدي، فلوريان؛ أدولفي ، فلوريان (31 مايو 2018). "مزامنة 10Be في اثنين من سجلات رواسب البحيرة المتغيرة إلى IntCal13 14C خلال ثلاث فترات دنيا شمسية كبيرة" . مناخ الماضي . 14 (5): 687–696 . بيب كود : 2018CliPa..14..687C . دوى : 10.5194/cp-14-687-2018 . اتش دي ال : 21.11116/0000-0003-2C5D-5 . ISSN 1814-9324 . 
  21. 1 2 خدمة الأرصاد الجوية الوطنية . "مرحباً بالدورة الشمسية 25" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 سبتمبر 2020 .
  22. ↑ على سبيل المثال: "بحث ADS عن "توقعات دورة البقع الشمسية 25"تم الاطلاع عليه بتاريخ 17 مارس 2020 .
  23. 1 2 بهوميك، برانتيكا؛ ناندي، ديبيندو (6 ديسمبر 2018). "التنبؤ بقوة وتوقيت دورة البقع الشمسية 25 يكشف عن الظروف البيئية الفضائية على نطاق عقدي" . نيتشر كوميونيكيشنز . 9 (1): 5209. arXiv : 1909.04537 . Bibcode : 2018NatCo...9.5209B . doi : 10.1038/ s41467-018-07690-0 . ISSN 2041-1723 . PMC 6283837. PMID 30523260 .   
  24. ↑ "التوقعات الأولية للدورة الشمسية 25" . مركز التنبؤ بالطقس الفضائي التابع للإدارة الوطنية للمحيطات والغلاف الجوي/خدمة الأرصاد الجوية الوطنية .
  25. ↑ برنارد فليك (14 يناير 2008). "سوهو: الدورة الشمسية الجديدة تبدأ بـ'انفجار'"" وكالة الفضاء الأوروبية (بيان صحفي) . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 مايو 2017. "
  26. ↑ توني فيليبس (10 يناير 2008). "بداية الدورة الشمسية 24" . ناسا . مؤرشف من الأصل في 28 فبراير 2021. تم الاطلاع عليه في 29 مايو 2010 . 
  27. ↑ توني فيليبس (4 يونيو 2010). "مع بزوغ الشمس، تراقب ناسا الطقس الفضائي بحذر" . ناسا . مؤرشف من الأصل في 20 مارس 2021. تم الاطلاع عليه في 18 مايو 2013 .
  28. ↑ "تطور الدورة الشمسية" . مركز التنبؤ بالطقس الفضائي التابع للإدارة الوطنية للمحيطات والغلاف الجوي/خدمة الأرصاد الجوية الوطنية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 6 يوليو 2015 .
  29. ↑ "عدد البقع الشمسية | SILSO " . www.sidc.be.
  30. ↑ "أيام نقية" .
  31. ↑ "ما المشكلة في الشمس؟ (لا شيء) مزيد من المعلومات: أيام صافية" . مؤرشف من الأصل في 14 يوليو 2008.
  32. ↑ "صفحة أيام سليمان الخالية من العيوب" . مؤرشفة من الأصل بتاريخ 22 يوليو 2017. تم الاطلاع عليها بتاريخ 15 أغسطس 2015 .
  33. ↑ "ناسا - يوم الشمس والأرض - التكنولوجيا عبر الزمن - اليونان" . sunearthday.nasa.gov .
  34. ↑ ويلسون، ريتشارد سي؛ إتش إس هدسون (1991). "لمعان الشمس خلال دورة شمسية كاملة". مجلة نيتشر . 351 (6321): 42-44 . رمز Bibcode : 1991Natur.351...42W . doi : 10.1038/351042a0 . S2CID 4273483 . 
  35. ↑ ويلسون آر سي، جولكيس إس، جانسن إم، هدسون إتش إس، تشابمان جي إيه (فبراير 1981). "ملاحظات حول تغيرات الإشعاع الشمسي". مجلة ساينس . 211 (4483): 700-702 . رمز Bibcode : 1981Sci...211..700W . doi : 10.1126/science.211.4483.700 . PMID 17776650 . 
  36. ↑ خاتزيستيرجوس، ثيودوسيوس؛ كريڤوفا، ناتالي أ.؛ إرمولي، إيلاريا (17 نوفمبر 2022). "رصد خط Ca II K للقرص الشمسي الكامل - نافذة على المغناطيسية الشمسية الماضية" . مجلة فرونتيرز في علم الفلك وعلوم الفضاء . 9 1038949. arXiv : 2210.13285 . Bibcode : 2022FrASS...938949C . doi : 10.3389/fspas.2022.1038949 . ISSN 2296-987X . 
  37. ↑ تشاتزيسترجوس تي، إرمولي الأول، كريفوفا نا، سولانكي إس كيه، بانيرجي د، باراتا تي، بيليك إم، وآخرون . (يوليو 2020). “تحليل كامل القرص الطيفي Ca II K – III. سلسلة مركبة لمنطقة الشاطئ تغطي 1892-2019”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 639 : ج88. أرخايف : 2005.01435 . بيب كود : 2020A & A...639A..88C . دوى : 10.1051/0004-6361/202037746 . S2CID 218487277 .  
  38. ^ تشاتزيسترجوس، ثيودوسيوس؛ إرمولي، إيلاريا؛ كريفوفا، ناتالي أ؛ باراتا، تيريزا؛ كارفاليو، سارة؛ مالهيربي ، جان ماري (نوفمبر 2022). "دراسة العلاقة بين مناطق الشاطئ ومناطق البقع الشمسية وأعدادها" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 667 : ج167. أرخايف : 2209.07077 . بيب كود : 2022A & A...667A.167C . دوى : 10.1051/0004-6361/202244913 . ISSN 0004-6361 . S2CID 252280541 .  
  39. ^ تشاتزيسترجوس، ثيودوسيوس؛ إرمولي، إيلاريا؛ سولانكي، سامي ك.؛ كريفوفا، ناتالي أ؛ جيورجي، فابريزيو؛ يو ، كوك لينج (يونيو 2019). "استعادة المجال المغناطيسي للغلاف الضوئي غير الموقع من ملاحظات Ca II K" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 626 : ج114. أرخايف : 1905.03453 . بيب كود : 2019A & A...626A.114C . دوى : 10.1051/0004-6361/201935131 . ISSN 0004-6361 . S2CID 148571864 .  
  40. ↑ بابكوك، هوراس دبليو؛ بابكوك، هارولد دي (مارس 1955). "المجال المغناطيسي للشمس، 1952-1954". المجلة الفيزيائية الفلكية . 121 : 349. Bibcode : 1955ApJ...121..349B . doi : 10.1086/145994 . ISSN 0004-637X . 
  41. ↑ أوينز، ماثيو جيه؛ لوكوود، مايك؛ بارنارد، لوك أ؛ سكوت، كريس جيه؛ هاينز، كارل؛ ماكنيل، آلان (20 مايو 2021). "أحداث الطقس الفضائي المتطرفة والدورة الشمسية" . الفيزياء الشمسية . 296 (5): 82. Bibcode : 2021SoPh..296...82O . doi : 10.1007/s11207-021-01831-3 . ISSN 1573-093X . S2CID 236402345 .  
  42. ↑ أوينز، ماثيو جيه؛ بارنارد، لوك أ؛ بوب، بنجامين جيه إس؛ لوكوود، مايك؛ أوسوسكين، إيليا؛ أسفيستاري، إليانا (19 أغسطس 2022). "زيادة مستويات الطاقة الأرضية للجسيمات الشمسية النشطة والدورة الشمسية". الفيزياء الشمسية . 297 (8): 105. arXiv : 2207.12787 . Bibcode : 2022SoPh..297..105O . doi : 10.1007/s11207-022-02037-x . ISSN 1573-093X . S2CID 251066764 .  
  43. ↑ "أقوى التوهجات الشمسية المسجلة على الإطلاق" . Spaceweather.com .
  44. ↑ "أحداث الطقس الفضائي المتطرفة" . المركز الوطني لبيانات الجيوفيزياء . مؤرشف من الأصل في 10 أكتوبر 2001. تم الاطلاع عليه في 17 نوفمبر 2015 .
  45. ↑ دو، زان-لي؛ وانغ، هوا-نينغ؛ هي، شيانغ-تاو (2006). "العلاقة بين سعة وفترة الدورات الشمسية" . المجلة الصينية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 6 (4): 489-494 . Bibcode : 2006ChJAA...6..489D . doi : 10.1088/1009-9271/6/4/12 . S2CID 73563204 . 
  46. ^ فالدماير م. ، 1939، أسترون. ميت. زيوريخ، 14، 439
  47. ↑ ناغوفيتسين، يا؛ أوسيبوفا، أ.أ؛ إيفانوف، ف.ج (2024). "قاعدة غنيفيشيف-أول: الوضع الحالي" . تقارير علم الفلك 68 (1): 89-96 . رمز Bibcode : 2024ARep...68...89N . doi : 10.1134/S1063772924700069 . تاريخ الاسترجاع: 5 فبراير 2025 .
  48. ↑ سونيت، سي بي؛ فيني، إس إيه؛ بيرغر، إيه. (24 أبريل 1990). "طيف الكربون المشع". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية أ . 330 (1615): 413-426 . رمز Bibcode : 1990RSPTA.330..413S . doi : 10.1098/rsta.1990.0022 . S2CID 123641430 . 
  49. براون ، هـ؛ كريستل، م؛ رامستورف، س؛ غانوبولسكي، أ؛ مانجيني، أ؛ كوباتزكي، س؛ روث، ك؛ كرومر، ب (10 نوفمبر 2005). "إثبات الأصل الشمسي المحتمل لدورة المناخ الجليدي التي تبلغ 1470 عامًا في نموذج مقترن" ( ملف PDF) . مجلة نيتشر . 438 (7065): 208-211 . Bibcode : 2005Natur.438..208B . doi : 10.1038/nature04121 . PMID 16281042. S2CID 4346459 .  
  50. ↑ هاثاواي، ديفيد هـ.؛ ويلسون، روبرت م. (2004). "ما تخبرنا به سجلات البقع الشمسية عن مناخ الفضاء" (ملف PDF) . الفيزياء الشمسية . 224 ( 1-2 ): 5-19 . Bibcode : 2004SoPh..224....5H . doi : 10.1007/s11207-005-3996-8 . S2CID 55971262. مؤرشف من الأصل (ملف PDF) في 4 يناير 2006. تم الاطلاع عليه في 19 أبريل 2007 . 
  51. ↑ أوسوسكين، آي جي (2017). "تاريخ النشاط الشمسي عبر آلاف السنين". مراجعات حية في الفيزياء الشمسية . 14 (3) 3. arXiv : 0810.3972 . Bibcode : 2017LRSP...14....3U . doi : 10.1007/s41116-017-0006-9 . S2CID 195340740 . نسخة PDF
  52. ↑ لوكوود م. (2013). "إعادة بناء وتوقع التغيرات في التدفق المغناطيسي الشمسي المفتوح والظروف بين الكواكب" . مراجعات حية في الفيزياء الشمسية . 10 (4): 4. Bibcode : 2013LRSP...10....4L . doi : 10.12942/lrsp-2013-4 .نسخة PDF
  53. ↑ أوينز إم جيه وفورسيث آر جيه (2013). "المجال المغناطيسي للغلاف الشمسي" . مراجعات حية في الفيزياء الشمسية . 10 (5): 5. arXiv : 1002.2934 . Bibcode : 2013LRSP...10....5O . doi : 10.12942/lrsp-2013-5 . S2CID 122870891 . 
  54. ↑ "الشمس والمناخ" (ملف PDF) . هيئة المسح الجيولوجي الأمريكية . صحيفة وقائع 0095-00 . تاريخ الاطلاع: 17 نوفمبر 2015 .
  55. ↑ فاسيليف، إس إس؛ ديرغاتشيف، في إيه (2002). "دورة تركيز الكربون المشع في الغلاف الجوي التي تبلغ حوالي 2400 عام: طيف ثنائي لبيانات الكربون -14 على مدى 8000 عام الماضية" . حوليات الجيوفيزياء . 20 (1): 115-120 . رمز Bibcode : 2002AnGeo..20..115V . doi : 10.5194/angeo-20-115-2002 .
  56. ↑ أوسوسكين آي جي، غاليت واي، لوبيز إف، كوفالتسوف جي إيه، هولو جي (2016). "النشاط الشمسي خلال الهولوسين: دورة هالشتات وتأثيرها على الحد الأدنى والحد الأقصى للنشاط الشمسي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 587. A150. arXiv : 1602.02483 . Bibcode : 2016A & A...587A.150U . doi : 10.1051/0004-6361/201527295 . S2CID 55007495 . 
  57. ↑ سكافيتا، نيكولا ؛ ميلاني، فرانكو؛ بيانكيني، أنطونيو؛ أورتولاني، سيرجيو (2016). "حول الأصل الفلكي لتذبذب هالشتات الموجود في سجلات الكربون المشع والمناخ خلال الهولوسين". مراجعات علوم الأرض . 162 : 24-43 . arXiv : 1610.03096 . Bibcode : 2016ESRv..162...24S . doi : 10.1016/j.earscirev.2016.09.004 . S2CID 119155024 . 
  58. ↑ دامون، بول إي.؛ جيريكوفيتش، جون إل. (31 مارس 2006). "الشمس كمذبذب توافقي منخفض التردد" . راديوكربون . 34 (2): 199-205 . doi : 10.2458/azu_js_rc.34.1450 . ISSN 0033-8222 . 
  59. ↑ دامون، بول إي.، وسونيت، تشارلز ب.، "المكونات الشمسية والأرضية لطيف تغير الكربون-14 في الغلاف الجوي"، في كتاب "الشمس عبر الزمن"، المجلد 1 ، الصفحات 360-388، مطبعة جامعة أريزونا، توسان، أريزونا (1991). ملخص (تم الاطلاع عليه في 16 يوليو 2015)
  60. انظر الجدول في "التقلبات الشمسية: التغير المناخي الناتج عن تغيرات في كمية الطاقة الشمسية التي تصل إلى الغلاف الجوي العلوي" . مقدمة في علم البيئة الرباعي . مؤرشف من الأصل في 20 مارس 2005. تم الاطلاع عليه في 16 يوليو 2015 .
  61. ↑ فريق عمل الفترات الجليدية السابقة التابع لـ PAGES (2016). "الفترات الجليدية خلال الـ 800,000 سنة الماضية" . مراجعات الجيوفيزياء . 54 (1): 162-219 . Bibcode : 2016RvGeo..54..162P . doi : 10.1002/2015RG000482 . hdl : 10261/168880 . ISSN 8755-1209 . 
  62. ↑ فياجي، ب. (2021). "التأثير الكمي للدورات الفلكية والشمسية على النظام المناخي في العصر البليستوسيني من سجلات القارة القطبية الجنوبية" . مجلة علوم العصر الرباعي . 4 100037. رمز Bibcode : 2021QSAdv...400037V . doi : 10.1016/j.qsa.2021.100037 . ISSN 2666-0334 . 
  63. ^ فولفجانج جلايسبيرج (1953). Die Häufigkeit der Sonnenflecken (في المانيا). برلين: دار أكاديمي.
  64. ↑ بوتجايتر، م. (2013). "التعديل الشمسي للأشعة الكونية" . مراجعات حية في الفيزياء الشمسية . 10 (1): 3. arXiv : 1306.4421 . Bibcode : 2013LRSP...10....3P . doi : 10.12942/lrsp-2013-3 . S2CID 56546254 . 
  65. ↑ سولانكي، سامي ك .؛ أوسوسكين، إيليا ج.؛ كرومر، بيرند؛ شوسلر، مانفريد؛ بير، يورغ (2004). "نشاط غير عادي للشمس خلال العقود الأخيرة مقارنةً بالـ 11000 سنة الماضية" (ملف PDF) . مجلة نيتشر . 431 (7012): 1084-1087 . Bibcode : 2004Natur.431.1084S . doi : 10.1038/nature02995 . PMID: 15510145. S2CID : 4373732 .  
  66. ↑ كوب، ج. (1 يوليو 2016). "مقادير وأطر زمنية لتغيرات الإشعاع الشمسي الكلي" . مجلة طقس الفضاء ومناخ الفضاء . 6 : A30. arXiv : 1606.05258 . Bibcode : 2016JSWSC...6A..30K . doi : 10.1051/swsc/2016025 .
  67. ↑ ريتشارد سي. ويلسون (16 مايو 2014). "ACRIM3 وقاعدة بيانات الإشعاع الشمسي الكلي" . الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 352 (2): 341-352 . Bibcode : 2014Ap & SS.352..341W . doi : 10.1007/s10509-014-1961-4 .
  68. ↑ كريفوفا، ن. أ.، سولانكي، س. ك.، وينزلر، ت. (1 أكتوبر 2009). "إعادة النظر في فجوة ACRIM والإشعاع الشمسي الكلي: هل يوجد اتجاه زمني بين عامي 1986 و1996؟" . رسائل البحوث الجيوفيزيائية . 36 (20) 2009GL040707: L20101. arXiv : 0911.3817 . Bibcode : 2009GeoRL..3620101K . doi : 10.1029/2009GL040707 .
  69. ↑ أمدور، ت.؛ هويبرز، ب. (16 أغسطس 2023). "نموذج بايزي لاستنتاج إجمالي الإشعاع الشمسي من المؤشرات والملاحظات المباشرة: تطبيق على فجوة ACRIM" . مجلة البحوث الجيوفيزيائية: الغلاف الجوي . 128 (15) e2023JD038941. Bibcode : 2023JGRD..12838941A . doi : 10.1029/2023JD038941 . ISSN 2169-897X . S2CID 260264050 .  
  70. ^ تشاتزيسترجوس، ثيودوسيوس؛ كريفوفا، ناتالي أ؛ سولانكي، سامي ك.؛ لينج يو ، كوك (2025). "إعادة النظر في إعادة بناء الإشعاع SATIRE-S: تراث الصور المغناطيسية لجبل ويلسون وملاحظات Ca II K" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 696 : ج204. أرخايف : 2503.15903 . بيب كود : 2025A & A...696A.204C . دوى : 10.1051/0004-6361/202554044 . ISSN 0004-6361 . 
  71. ↑ ويلسون، آر سي؛ وآخرون (1981). "ملاحظات حول تغيرات الإشعاع الشمسي". مجلة ساينس . 211 (4483): 700-702 . Bibcode : 1981Sci...211..700W . doi : 10.1126/science.211.4483.700 . PMID 17776650 .  
  72. ↑ كيه إل يو وآخرون (23 سبتمبر 2014). "إعادة بناء الإشعاع الشمسي الكلي والطيفي من عام 1974 إلى عام 2013 بناءً على رصدات KPVT وSoHO/MDI وSDO/HMI". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 570 : A85. arXiv : 1408.1229 . Bibcode : 2014A & A...570A..85Y . doi : 10.1051/0004-6361/201423628 . S2CID 56424234 .  
  73. ↑ هايغ، ج. د.؛ وينينغ، أ. ر.؛ تومي، ر.؛ هاردر، ج. و. (6 أكتوبر 2010). "تأثير التغيرات الطيفية الشمسية على التأثير الإشعاعي للمناخ" (ملف PDF) . مجلة نيتشر . 467 (7316): 696-699 . Bibcode : 2010Natur.467..696H . doi : 10.1038/ nature09426 . hdl : 10044/1/18858 . PMID 20930841. S2CID 4320984 .  
  74. ↑ ويلسون، آر سي؛ هدسون، إتش إس (1991). "لمعان الشمس خلال دورة شمسية كاملة". مجلة نيتشر . 351 (6321): 42-44 . رمز Bibcode : 1991Natur.351...42W . doi : 10.1038/351042a0 . S2CID 4273483 . 
  75. ↑ ويلسون، ريتشارد سي. (2014). "ACRIM3 وقاعدة بيانات الإشعاع الشمسي الكلي" . الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 352 (2): 341-352 . Bibcode : 2014Ap & SS.352..341W . doi : 10.1007/s10509-014-1961-4 .
  76. ↑ ويلسون، آر سي؛ جولكيس، إس؛ جانسن، إم؛ هدسون، إتش إس؛ تشابمان، جي إيه (1981). "ملاحظات حول تغيرات الإشعاع الشمسي". مجلة ساينس . 211 (4483): 700-702 . رمز Bibcode : 1981Sci...211..700W . doi : 10.1126/science.211.4483.700 . PMID 17776650 . 
  77. ↑ "رسم بياني لإجمالي الإشعاع الشمسي من صفحة ACRIM" . صفحة مشروع ACRIM على الويب. مؤرشف من الأصل بتاريخ 17 أكتوبر 2015. تم الاطلاع عليه بتاريخ 17 نوفمبر 2015 .
  78. ↑ ويلسون، آر سي؛ موردفينوف، إيه في (2003). "اتجاه الإشعاع الشمسي الكلي على المدى الطويل خلال الدورات الشمسية 21-23" . رسائل البحوث الجيوفيزيائية . 30 (5): 1199. Bibcode : 2003GeoRL..30.1199W . doi : 10.1029/2002GL016038 . S2CID 55755495 . 
  79. ↑ سكافيتا ن.؛ ويلسون ر. س. (2009). "حل مشكلة فجوة ACRIM واتجاه TSI باستخدام نموذج تقريبي لتدفق المجال المغناطيسي السطحي TSI" . رسائل البحوث الجيوفيزيائية . 36 (5): L05701. Bibcode : 2009GeoRL..36.5701S . doi : 10.1029/2008GL036307 . S2CID 7160875 . 
  80. ↑ تشاتزيسترجوس تي، كريڤوفا إن إيه، إرمولي آي، كوك لينغ واي، ماندال إس، سولانكي إس كيه، كوب جي، مالهيربي جي إم (1 ديسمبر 2021). "إعادة بناء الإشعاع الشمسي من رصدات Ca II K التاريخية. الجزء الأول: المنهجية والتحقق من صحتها" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 656 : A104. arXiv : 2109.05844 . Bibcode : 2021A & A...656A.104C . doi : 10.1051/0004-6361/202141516 .
  81. ↑ سولانكي إس كيه، شوسلر إم، فليج إم (1 فبراير 2002). "التغير العلماني للتدفق المغناطيسي للشمس" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 383 (2): 706-712 . Bibcode : 2002A & A...383..706S . doi : 10.1051/0004-6361:20011790 .
  82. ↑ هايغ، جيه دي (17 مايو 1996). "تأثير التغيرات الشمسية على المناخ". مجلة ساينس . 272 ​​(5264): 981-984 . Bibcode : 1996Sci...272..981H . doi : 10.1126/science.272.5264.981 . PMID 8662582. S2CID 140647147 .  
  83. ↑ تابينغ كيه إف (1987). "علم الفلك الراديوي الشمسي الحديث عند طول موجة سنتيمترية: التغير الزمني لتدفق 10.7 سم". مجلة البحوث الجيوفيزيائية 92 ( D1): 829-838 . Bibcode : 1987JGR....92..829T . doi : 10.1029/JD092iD01p00829 .
  84. ↑ "تأثير الإشعاع الشمسي بطول موجة 10.7 سم على اتصالات الطيف المنتشر الرقمي بتردد 2.4 جيجاهرتز". أخبار NARTE . 17 (3). يوليو–أكتوبر 1999.
  85. ↑ تينسلي، برايان أ.؛ يو، فانغكون (2004). "تأين الغلاف الجوي والسحب كحلقة وصل بين النشاط الشمسي والمناخ" (ملف PDF) . في: باب، جوديت م.؛ فوكس، بيتر (محرران). التغيرات الشمسية وتأثيراتها على المناخ . سلسلة دراسات جيوفيزيائية. المجلد 141. الاتحاد الجيوفيزيائي الأمريكي . الصفحات 321-339 . Bibcode : 2004GMS...141..321T . CiteSeerX 10.1.1.175.5237 . doi : 10.1029/141GM22 . ISBN    978-0-87590-406-1أُرشف من النسخة الأصلية (PDF) بتاريخ 4 يونيو 2007. تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 أغسطس 2015 ."قسم الفيزياء - جامعة تكساس في دالاس" . مؤرشف من الأصل بتاريخ 15 أغسطس 2015. تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 أغسطس 2015 .
  86. ↑ «تجربة CLOUD في مركز سيرن تُقدّم رؤى غير مسبوقة حول تكوين السحب» (بيان صحفي). سيرن . 25 أغسطس 2011. تاريخ الاطلاع: 12 نوفمبر 2016 .
  87. ↑ كومار، فيناي؛ داكا، سوريندرا ك.؛ هيتشمان، ماثيو هـ.؛ يودن، شيجيو (6 مارس 2023). "تأثير الدورات الإقليمية المُعدّلة بالشمس والأشعة الكونية المجرية على التوزيع العالمي للسحب" . التقارير العلمية . 13 (1): 3707. Bibcode : 2023NatSR..13.3707K . doi : 10.1038/ s41598-023-30447-9 . ISSN 2045-2322 . PMC 9988889. PMID 36878955 .   
  88. ↑ شافيف، نير ج (2005). "حول استجابة المناخ للتغيرات في تدفق الأشعة الكونية والميزانية الإشعاعية" (ملف PDF) . مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 110 (A08105) 2004JA010866: A08105. arXiv : physics/0409123 . Bibcode : 2005JGRA..110.8105S . doi : 10.1029/2004JA010866 . S2CID 16364672. تاريخ الاسترجاع: 17 يونيو 2011 . 
  89. ↑ سفينسمارك، هنريك (2007). "علم المناخ الكوني: ظهور نظرية جديدة" . علم الفلك والجيوفيزياء . 48 (1): 1.18 – 1.24 . Bibcode : 2007A & G....48a..18S . doi : 10.1111/j.1468-4004.2007.48118.x .
  90. ↑ سفينسمارك، هنريك (1998). "تأثير الأشعة الكونية على مناخ الأرض" (ملف PDF) . مجلة Physical Review Letters . 81 (22): 5027–5030 . Bibcode : 1998PhRvL..81.5027S . CiteSeerX 10.1.1.522.585 . doi : 10.1103/PhysRevLett.81.5027 . تاريخ الاسترجاع: 17 يونيو 2011 . 
  91. ↑ شافيف، نير ج. وفايزر، يان (2003). "هل للأجرام السماوية دور في مناخ حقبة الحياة الظاهرة؟" . الجمعية الجيولوجية الأمريكية . 13 (7): 4. Bibcode : 2003GSAT...13g...4S . doi : 10.1130/1052-5173(2003)013 < 0004:CDOPC > 2.0.CO ; 2 .
  92. ↑ صن، ب.؛ برادلي، ر. (2002). "التأثيرات الشمسية على الأشعة الكونية وتكوين السحب: إعادة تقييم" . مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 107 (D14): 4211. Bibcode : 2002JGRD..107.4211S . doi : 10.1029/2001jd000560 .
  93. ↑ بيرس، ج.؛ آدامز، ب. (2009). "هل يمكن للأشعة الكونية أن تؤثر على نوى تكثيف السحب عن طريق تغيير معدلات تكوين الجسيمات الجديدة؟" . رسائل البحوث الجيوفيزيائية . 36 (9): 36. Bibcode : 2009GeoRL..36.9820P . doi : 10.1029/2009gl037946 . S2CID 15704833 . 
  94. ↑ سنو-كروبلا، إي.؛ وآخرون . (أبريل 2011). "الأشعة الكونية، وتكوين الهباء الجوي، ونوى تكثيف السحب: الحساسية لعدم اليقين في النموذج" . كيمياء وفيزياء الغلاف الجوي . 11 (8): 4001. Bibcode : 2011ACP....11.4001S . doi : 10.5194/acp-11-4001-2011 . 
  95. ↑ إرليكين، أ.؛ وآخرون (أغسطس 2013). "مراجعة لأهمية نتائج تجربة 'CLOUD' وغيرها من الملاحظات الحديثة فيما يتعلق بالتأثير المحتمل للأشعة الكونية على مناخ الأرض". علم الأرصاد الجوية وفيزياء الغلاف الجوي . 121 (3): 137. arXiv : 1308.5067 . Bibcode : 2013MAP...121..137E . doi : 10.1007/s00703-013-0260-x . S2CID 118515392 .  
  96. ↑ سلون، ت.؛ وولفنديل، أ. (يونيو 2007). "الأشعة الكونية والاحتباس الحراري". المؤتمر الدولي الثلاثون للأشعة الكونية، ميريدا، المكسيك .
  97. ↑ هالبرغ، ف؛ كورنيليسن، ج؛ أوتسوكا، ك؛ واتانابي، ي؛ كاتينس، ج.س؛ بوريوكا، ن؛ ديليوكوف، أ؛ جورجو، ي؛ تشاو، ز (2000). "دورات بيولوجية وفيزيائية متماسكة طيفيًا عبر نطاقات زمنية تبلغ حوالي 10.5 و21 عامًا، وعواصف مغناطيسية، واحتشاء عضلة القلب" . رسائل علم الغدد العصبية . 21 (3): 233-258 . PMID 11455355. مؤرشف من الأصل في 29 يوليو 2008. 
  98. ↑ المجلس الوطني للبحوث (1994). "التغيرات الشمسية، والأوزون، والغلاف الجوي الأوسط" . التأثيرات الشمسية على التغير العالمي . واشنطن العاصمة: مطبعة الأكاديميات الوطنية. الصفحات 66-68 . Bibcode : 1994nap..book.4778N . doi : 10.17226/4778 . hdl : 2060/19950005971 . ISBN  978-0-309-05148-4.
  99. ↑ إيشر، إي؛ كيرشوف، في دبليو جيه إتش؛ ساهي، واي؛ بايس ليمي، إن (2001). "دراسة لتأثير الدورة الشمسية على إجمالي الأوزون فوق محطات الرصد البرازيلية ذات خطوط العرض المنخفضة". مجلة أبحاث الفضاء المتقدمة . 27 (12): 1983-1986 . رمز Bibcode : 2001AdSpR..27.1983E . doi : 10.1016/S0273-1177(01)00270-8 .
  100. ↑ ويرت، سبنسر (2003). "شمس متغيرة، مناخ متغير؟" . اكتشاف الاحتباس الحراري . مطبعة جامعة هارفارد. ISBN 978-0-674-01157-1أُرشف من الأصل في 4 أغسطس 2011. تم الاطلاع عليه في 17 أبريل 2008 .
  101. ↑ إينسون إس.؛ سكاييف إيه إيه؛ نايت جيه آر؛ مانرز جيه سي؛ دنستون إن جيه؛ غراي إل جيه؛ هايغ جيه دي (9 أكتوبر 2011). "التأثير الشمسي على تقلبات مناخ الشتاء في نصف الكرة الشمالي" (ملف PDF) . مجلة نيتشر للعلوم الجيولوجية . 4 (11): 753-757 . Bibcode : 2011NatGe...4..753I . doi : 10.1038/ngeo1282 . hdl : 10044/1/18859 .
  102. ↑ لابيتزكي ك.؛ ماتيس ك. (2003). "تغيرات الدورة الشمسية التي تستغرق أحد عشر عامًا في الغلاف الجوي: الملاحظات والآليات والنماذج". الهولوسين . 13 (3): 311-317 . Bibcode : 2003Holoc..13..311L . doi : 10.1191/0959683603hl623rp . S2CID 129100529 . 
  103. ↑ بابلو جيه دي ماواس وأندريا بي بوتشينو. " تأثيرات النشاط الشمسي على المدى الطويل على أنهار أمريكا الجنوبية "، صفحة 5. مجلة فيزياء الغلاف الجوي والشمسية الأرضية حول مناخ الفضاء، مارس 2010. تاريخ الوصول: 20 سبتمبر 2014.
  104. ↑ زانشيتين، د.؛ روبينو، أ.؛ ترافيرسو، ب.؛ توماسينو، م. (2008). " [ تأثير تغيرات النشاط الشمسي على الأنماط الهيدرولوجية العقدية في شمال إيطاليا ] " . مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 113 (D12): D12102. Bibcode : 2008JGRD..11312102Z . doi : 10.1029/2007JD009157 . S2CID 54975234 . 
  105. ↑ سي دي كامب وكيه كيه تونغ (2007). "التسخين السطحي الناتج عن الدورة الشمسية كما كشف عنه إسقاط متوسط ​​الفرق المركب" . رسائل البحوث الجيوفيزيائية . 34 (14): L14703. Bibcode : 2007GeoRL..3414703C . doi : 10.1029/2007GL030207 . S2CID 16596423 . 
  106. ↑ تأثير نشاط البقع الشمسية على نجاح المحاصيل، مجلة نيو ساينتست ، 18 نوفمبر 2004
  107. ↑ "قد يكون نشاط البقع الشمسية مرتبطًا بهطول الأمطار" ، مجلة نيو ساينتست ، 8 نوفمبر 2008، ص 10.
  108. ↑ فورستر، ب.؛ ف. راماسوامي؛ ب. أرتاسكو؛ ت. بيرنتسن؛ ر. بيتس؛ د. و. فاهي؛ ج. هايوود؛ ج. لين؛ د. س. لوي؛ ج. ميره؛ ج. نجانجا؛ ر. برين؛ ج. راجا؛ م. شولز؛ ر. فان دورلاند (2007)، "التغيرات في مكونات الغلاف الجوي والتأثير الإشعاعي: § 2.9.1 أوجه عدم اليقين في التأثير الإشعاعي" ، في سولومون، س.؛ د. كين؛ م. مانينغ؛ ز. تشين؛ م. ماركيز؛ ك. ب. أفريت؛ م. تيغنور؛ هـ. ل. ميلر (محررون)، مساهمة الفريق العامل الأول في التقرير التقييمي الرابع للهيئة الحكومية الدولية المعنية بتغير المناخ، 2007 ، مطبعة جامعة كامبريدج، ISBN  978-0-521-88009-1
  109. ↑ مولافرديخاني، كاران؛ أجابشيريزاده، أ. (2016). "تعقيد استجابة منطقة التفاعل بين الفضاء والغلاف الجوي للأرض (SAIR) للتدفق الشمسي عند 10.7 سم كما يتضح من خلال تقييم خمسة سجلات لعناصر الخطين (TLE) لدورة شمسية" . التقدم في أبحاث الفضاء . 58 (6): 924-937 . Bibcode : 2016AdSpR..58..924M . doi : 10.1016/j.asr.2016.05.035 .
  110. ↑ هيل، جي إي؛ إيلرمان، إف؛ نيكلسون، إس بي؛ جوي، إيه إتش (1919). "القطبية المغناطيسية للبقع الشمسية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 49 : 153. Bibcode : 1919ApJ....49..153H . doi : 10.1086/142452 .
  111. ↑ "أقمار ناسا الصناعية تلتقط بداية دورة شمسية جديدة" . PhysOrg . 4 يناير 2008. تم الاطلاع عليه في 10 يوليو 2009 .
  112. ↑ "الشمس تعكس مجالها المغناطيسي" . سي إن إن . 16 فبراير 2001. مؤرشف من الأصل في 15 نوفمبر 2005. تم الاطلاع عليه في 11 يوليو 2009 .http://www.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html
  113. ↑ فيليبس، ت. (15 فبراير 2001). "الشمس تنقلب" . ناسا . مؤرشف من الأصل في 4 نوفمبر 2001. تم الاطلاع عليه في 11 يوليو 2009 .
  114. ↑ هازرا، سوميترا؛ ناندي، ديبيندو (2016). "نموذج مقترح لديناميكيات النشاط الشمسي بوساطة الضخ المضطرب للتدفق المغناطيسي في ديناميكيات شمسية من نوع بابكوك-ليتون" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 832 (1). 9. arXiv : 1608.08167 . doi : 10.3847/0004-637X/832/1/9 .
  115. ↑ ييتس، أنتوني ر.؛ ناندي، ديبيندو؛ ماكاي، دنكان هـ. (2008). "استكشاف الأساس الفيزيائي لتوقعات الدورة الشمسية: ديناميكيات نقل التدفق واستمرار الذاكرة في مناطق الحمل الحراري الشمسي التي يهيمن عليها الحمل مقابل مناطق الحمل الحراري الشمسي التي يهيمن عليها الانتشار" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 673 (1). 544. arXiv : 0709.1046 . Bibcode : 2008ApJ...673..544Y . doi : 10.1086/524352 .
  116. ↑ كاراك، بيديا بيناي؛ ناندي، ديبيندو (2012). "الضخ المضطرب للتدفق المغناطيسي يعيد ذاكرة الدورة الشمسية، وبالتالي يؤثر على إمكانية التنبؤ بنشاط الشمس" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 761 (1). L13. arXiv : 1206.2106 . Bibcode : 2012ApJ...761L..13K . doi : 10.1088/2041-8205/761/1/L13 .
  117. ↑ مونوز-خاراميلو، أندريس؛ داسي-إسبويج، ماريا؛ بالماسيدا، لورا أ.؛ ديلوكا، إدوارد إي. (2013). "انتشار الدورة الشمسية، والذاكرة، والتنبؤ: رؤى من قرن من المؤشرات المغناطيسية" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 767 (2). L25. arXiv : 1304.3151 . Bibcode : 2013ApJ...767L..25M . doi : 10.1088/2041-8205/767/2/L25 .
  118. ↑ روت، ماثيو (20 أكتوبر 2016). "اكتشاف دورات نشاط شبيهة بالشمس بعد نهاية التسلسل الرئيسي؟" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 830 (2): 27. arXiv : 1609.07761 . Bibcode : 2016ApJ...830L..27R . doi : 10.3847/2041-8205/830/2/L27 . S2CID 119111063 . 
  119. ↑ خوسيه أبريو وآخرون (2012). "هل هناك تأثير كوكبي على النشاط الشمسي؟" (ملف PDF) . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 548 : A88. Bibcode : 2012A & A...548A..88A . doi : 10.1051/0004-6361/201219997 . 
  120. ↑ س. بولويانوف؛ إ. أوسوسكين (2014). "تحليل نقدي لفرضية تأثير المد والجزر الكوكبي على النشاط الشمسي". الفيزياء الشمسية . 289 (6): 2333. arXiv : 1401.3547 . Bibcode : 2014SoPh..289.2333P . doi : 10.1007/s11207-014-0475-0 . S2CID 16188804 . 
  121. ↑ ف. ستيفاني؛ أ. جيسيكي؛ ت. وير (مايو 2019). "نموذج لدينامو شمسي متزامن مع المد والجزر". الفيزياء الشمسية . 294 (5): 60. arXiv : 1803.08692 . Bibcode : 2019SoPh..294...60S . doi : 10.1007/s11207-019-1447-1 . S2CID 73609026 . 
  122. ↑ ك. بتروفاي (2019). " التنبؤ بالدورة الشمسية" . مراجعات حية في الفيزياء الشمسية . 7 : 6. doi : 10.12942/lrsp-2010-6 . PMC 4841181. PMID 27194963 .  
  123. ↑ سيونكو، رودولفو ج.؛ كودريافتسيف، سيرجي م.؛ سون، ويلي و.-هـ. (مايو 2023). "التأثير المدّي على الشمس ودورة النشاط الشمسي التي تبلغ 11 عامًا". الفيزياء الشمسية . 298 (5): 70. arXiv : 2304.14168 . Bibcode : 2023SoPh..298...70C . doi : 10.1007/s11207-023-02167-w . S2CID 258352738 . 

مراجع عامة