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[空间天气]空间环境-太阳活动的主要类型

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太阳活动的形式是多种多样的,但主要包括以下几种类型:

 

太阳黑子 在各种太阳活动现象中,最为醒目也最容易观测到的现象就是太阳黑子。黑子是出现在太阳明亮光盘上的暗色斑点(图1)。我国是世界上首先发现太阳黑子的国家。在《汉书 五行志》中记载:"日出黄,有黑气。大如钱,居日中。"记载的是公元前28年5月10日的黑子活动。

 

图片:1.jpg

图1 黑子

太阳黑子的主要性质

(1)中心温度比周围太阳表面低。

黑子其实不黑,只是中心温度较低(约为4500度),在明亮的光球反衬下才呈现黑色。黑子的大小不一,最大者可达地球直径的两倍。

(2)黑子常成群出現。

多数太阳黑子成群结队随太阳自转移过日面,每群黑子中通常有前导和後随黑子之分。早在伽利略时代就己发现观测黑子在日面的的运动 ,可以找出太陽的自转周期。黑子持续时间从几小时到数月不等。前导黑子和后随黑子的磁极性相反,南、北日球黑子群的极性也恰好相反。

(3)黑子是太阳表面的强磁场区域。

美国天文学家Hale 在1908 年,利用Zeemann 效应来测量太阳表明的磁场,发现太阳黑子处的磁场约为太阳表面平均磁场的数百倍,所以黑子是太阳的强磁场区域。磁周期约为22年。

(4)太阳黑子周期约为11年。

如取过去世界各地所观测黑子的平均数目,对年份作图,即可看出太阳黑子的周期性变化。每一黑子周期长者可达13.3年,短的只有7.3年,而平均值是10.8 年,所以现在最常被引用的黑子周期为11年。

 

图片:2.jpg

太阳黑子周期

(5)太阳黑子的分布–Maunder蝴蝶图(Maunder butterfly diagram)

研究发现,在每个太阳活动周开始时,黑子主要出现在南、北纬度约35°处,而在每个太阳活动周结束时,黑子通常出现在南、北纬度5°处。以年份为橫轴,而以黑子出现的纬度为纵轴来画太阳黑子分布图,在同一活动周中黑子的分布形状象一只蝴蝶,称为Maunder蝴蝶图。

 

图片:3.jpg

Maunder蝴蝶图

 

太阳,地球,电离层的几个参数

太阳在核聚变的过程中,产生电磁辐射并喷射出太阳物质。其中,100-1000埃波长(紫外线)的电磁辐射电离地球电离层的F层;10-100埃波长(软X光)的电磁辐射电离E层;1-10埃波长(硬X光)的电磁辐射电离D层。太阳定期喷射太阳物质,太阳物质中含有由电子和质子组成的带电粒子。太阳物质还构成了太阳风,处于稳定期的太阳,其刮向地球的太阳风平均速度可以达到400公里每秒。

太阳风会对地球磁场产生显著影响。在太阳风的影响下,地球磁场并不是简单的磁棒磁场。实际情况是面向太阳一面的地球磁场受到太阳风的压缩;而背对太阳风一面的地球磁场则受到拉伸,生成磁尾;磁尾长度可以达到10多倍地球半径。电磁辐射对处于白天中的整个电离层构成影响;由太阳喷射的构成太阳物质的带电粒子,则沿着地球磁力线进入电离层。带电粒子只对磁力线进入地球时所处的高纬度地区的电离层构成影响。

太阳对地球磁场的影响

此外,太阳的电磁辐射会电离大气中的原子,使原子中的电子逃逸并沿着地球磁力线以电子的旋转频率做螺旋运动。因此地球磁场在无线电传播中起着非常重要的作用。

地球磁场强度的大小,可以通过使用磁力计测定。通过磁力计的读数,有两种方法表示地球磁场的强度,即每日A指数和3小时K指数。A指数是8个3小

时K指数的平均值。通过线性表述,A指数值的大小从0—400不等,对应地球磁场活动从平静到严重地球磁暴。K指数用准对数表表述,从0—9,对应地球磁场活动从平静到严重地球磁暴。从本质上说,K指数就是A指数的压缩版。通常来说,A指数在15以下或者K指数在3以下,有利于电波传播。

太阳黑子指的是有紫外线辐射的太阳表面区域,它和地球电离层的F层电离程度有关系。每天的太阳黑子数目,如果按月统计的话,变化非常大。即使统计每月的太阳黑子平均值,其数值仍然变化很大。因此我们需要一个更大时间跨度,或者更平滑的太阳黑子平均值,用以测量太阳周期。这就是SSN,smoothed sunspot number。SSN的计算,通过把测量的时间点的前6个月和后6个月,共13个月太阳黑子数做平均。由于SSN是一段时间跨度的平滑平均值,因此官方的本月SSN值都会在6个月后发布。使用SSN数值统计的缺陷是可能会掩盖那些短期内会加强传播的异常太阳活动。

太阳黑子

太阳黑子活动的周期大约为11年。每个周期内,黑子活动的加强期通常比衰减期要短,即加强期为4-5年,衰减期为6-7年。处于或接近太阳活动高峰期时,不断增加的太阳黑子数,带来更多的影响地球大气层的紫外线辐射。更多的紫外线辐射使得F层电离程度加剧,进而导致F层可以折射更高频率返回地球进行DX通联,这些频率包括15米,12米,10米以及6米。处于或接近太阳活动低谷期时,太阳黑子数量很少以至于高波段频率直接穿越电离层。和太阳低谷期对应的是更稳定的电离层和更少的电离层吸收,此时最适合低波段传播,包括160米和80米。因此,概括来说,SSN值高的话,适合高波段传播;而SSN值较低的话,则适合低波段传播。

太阳黑子值的历史纪录

经常给传播带来干扰的是太阳耀斑和日冕物质抛射(CME)。影响传播的太阳耀斑被称作X射线耀斑,这是因为它们的波长在1-8埃的范围内。X射线耀斑分为3个级别:C,最小;M,中等;X,最大。C级别的耀斑通常对传播没什么影响,而M和X级别的耀斑则对传播有个持续的不利影响。

太阳耀斑

一个1-8埃波长范围的X级耀斑,其电磁辐射会导致地球日照面的传播消失,原因是其增加了电离层的D层吸收。此外X级耀斑会释放高能质子,这些高能质子在地球磁场的作用下被引致极地冰盖上方。这就导致了两极地区冰盖吸收现象,实质是极地两端上空的D层吸收加剧。

日冕物质抛射是太阳物质的大规模喷发,它会导致太阳风速度的迅速升高,此时太阳风像冲击波一样撞向地球。当这个冲击波袭击地球时,如果此时的太阳磁场极性是向南的话,太阳磁场耦合入地球磁场,从而导致地球磁场的剧烈动荡。从而导致我们看到的A指数和K指数增加。

日冕物质抛射

这种地球磁场的变化,除了会带来极光活动,还会导致绕着地球磁力线做螺旋运动的电子脱离磁力线,进入地球磁尾。随着电子的流失,最大可用频率(MUF)降低。直到地球磁场恢复正常,电离活动补偿流失的电子后,最大可用频率才会恢复。多数情况下,增加的A指数和K指数,会带来MUF的降低。A和K指数增加时,MUF偶尔会在低纬度地区增加(导致这一现象的实质比较复杂)。 太阳耀斑和日冕物质抛射是相关联的,它们可能会一起出现,也可能会单独出现,科学家还在研究他们之间的关系。但是可以确定的是,大型耀斑发出的以光速传播的电磁辐射,会导致地球向阳面的无线电通讯在耀斑爆发后10分钟内短期中断。不幸的是在通讯中断时,我们同时在用无线电进行视觉测量耀斑。由于耀斑的可见光和1-8埃波长的电磁辐射都以光速传播,换句话说就是,不用当心我们的耀斑视觉观测。此外,耀斑喷发的高能粒子要花费数小时才能到达地球,日冕物质抛射的冲击波则需花费数天才能到达地球,因此我们有时间对它们带来的干扰进行预警。

空间环境-太阳活动观测:http://bbs.typhoon.gov.cn/read.php?tid=25932

太阳活动表面摄影记录:http://www.thesolarexplorer.net/

[invensys于2018-05-07 19:13编辑了帖子]
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发布于:2009-12-01 13:14
太阳黑子分类
太阳黑子分类方法有很多,现在普遍采用的是瑞士苏黎世天文台分类法。现介绍如下:

A型 无半影的单个小黑子,或几个密集的单极群黑子。
B型 无半影的双极小黑子。可分前导和后随两部分,或前导与后随连结在一起。
C型 类似B型的双极群,但在前导或后随中,至少有一个主要黑子具有半影。
D型 类似B型的极群,前导和后随各有一个主要黑子具有半影。整个群体在东西方向的延伸小于10度。
E型 D型在东西方向的延伸大于10度,且结构复杂。
F型 E型在东西方向的延伸大于15度,结构很复杂。
G型 只剩下前导和后随的几个大黑子,E型,F型退化了,中间没有小黑子。
H型 有半影的单极黑子,直径大于2.5度,其周围也会有卫星小黑子。有时也会呈现复杂结构。
J型 有半影的单极黑于,直径小于2.5度,结构简单。
这个顺序是按照黑子的演变先后排列的,最强时是E、F型,演变到最后是J型。
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子相对数量计算
太阳活动强弱的主要参量是太阳的黑子相对数。1849年,瑞士苏黎士天文台的R,沃尔夫提出了用黑子相对数来统计。定义黑子相对数为R,由下式计算: R=K(10g+f)
式中g是观测到的黑子群数,f是观测到的黑子总数,K是换算因子。R,沃尔夫对他自己的观测取K=1。式中的K值随观测者的观测技术、观测方法和天气明晰度有关。如果只作短期的观测,可以不去考虑国际系统,取K=1,如果作长期的观测,就要算出当地的K值,这样比较接近国际的统一数值。

光斑 用白光观测太阳光球时,一旦出现小黑子,就能在其周围看到一些比宁静光球明亮的小片区,称为光斑。光斑是光球上明亮的斑点,常出现在日轮的边缘,说明它存在于光球的上层,可能是光球上更炽热的气团。光斑一般环绕着黑子,与黑子有密切的关系。

谱斑 谱斑是在色球层中可以经常观察到的比周围明亮的大片明亮区域,处在光斑面上方。温度比周围高,常出现在黑子群和大黑子附近。其面积大小是太阳活动强强的一个标志。

日珥 在日全食时,太阳的周围镶着一个红色的环圈,上面跳动着鲜红的火舌,这种火舌状物体就叫做日珥(图.6),它像是太阳面的"耳环"一样。按运动情况来看,日珥可分为爆发型、宁静型和活动型这样三大类。宁静日珥,在观测时间内似乎是不动的,而活动日珥,则老在不停地变化着。它们从太阳表面喷出来,沿着弧形路线,又慢慢地落回到太阳表面上。但有的日珥喷得很快、很高,它的物质没有落回日面,而是抛射入宇宙空间了,爆发日珥的高度可以达到几十万千米。1938年爆发的一个最大日珥,顷刻间上升到157万千米的高空。地球的直径不过1.3万千米。日饵是巨大的扭曲磁场拖曳着游离的气体所造成的 变化情形可持续数小時到几周或几个月。

图6 日饵
耀斑 太阳耀斑是一种最剧烈的太阳活动。一般认为发生在色球层中,所以也叫"色球爆发"。其主要观测特征是,日面上(常在黑子群上空)突然出现迅速发展的亮斑闪耀,其寿命仅在几分钟到几十分钟之间,亮度上升迅速,下降较慢。虽然它只是一个亮点,但一旦出现,简直就是一次惊天动地的大爆发(图7)。这一增亮释放的能量相当于相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆炸;而一次较大的耀斑爆发,在一二十分钟内可释放1025焦耳的巨大能量。除了日面局部突然增亮的现象外,耀斑更主要表现在从射电波段直到X射线的辐射通量的突然增强;耀斑所发射的辐射种类繁多,除可见光外,有紫外线、X射线和伽玛射线,有红外线和射电辐射,还有冲击波和高能粒子流,甚至有能量特高的宇宙射线。
耀斑对地球空间环境造成很大影响。太阳色球层中一声爆炸,地球大气层即刻出现缭绕余音。耀斑爆发时,发出大量的高能粒子到达地球轨道附近时,将会严重危及宇宙飞行器内的宇航员和仪器的安全。当耀斑辐射来到地球附近时,与大气分子发生剧烈碰撞,破坏电离层,使它失去反射无线电电波的功能。无线电通信尤其是短波通信,以及电视台、电台广播,会受到干扰甚至中断。耀斑发射的高能带电粒子流与地球高层大气作用,产生极光,并干扰地球磁场而引起磁暴。

图7 耀斑


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发布于:2009-12-01 17:11
日冕物质抛射
日冕物质抛射(coronal mass ejection)是巨大的、携带磁力线的泡沫状气体,在几个小时中被从太阳抛射出来的过程。表现为在几分钟至几小时内从太阳向外抛射一团日冕物质(速度一般从每秒几十公里到超过每秒1000公里),使很大范围的日冕受到扰动,从而剧烈地改变了白光日冕的宏观形态和磁场位形。

日冕物质抛射是日冕大尺度磁场平衡遭到破坏的产物,日冕物质抛射破坏了太阳风的流动,产生的干扰会影响到地球,甚至引发悲剧结果。SOHO上的“光角分光日冕观测仪”(LASCO)已经观测到大量的日冕物质抛射。下图是发生于2003年10月28日的一次日冕物质抛射,它印发了“晕状事件”,就是整个太阳都被日冕物质抛射所环绕。日冕物质抛射指向地球方向。它们不断变大,就像给太阳裹了一层膜。

日冕物质抛射通常与耀斑和日珥有关。但在这些过程没有时也可以出现日冕物质抛射。日冕物质抛射的饿频率随黑子周期变化。在太阳极小时我们大约每周观测一次,而在太阳极大时,每天平均2~3次。

 

 

图片:1.jpg


 
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发布于:2009-12-01 17:14
太阳活动对地球的影响

图片:1.jpg



太阳活动对地球的影响主要表现在以下四个方面:
(1)对地球气候的影响:
地球上气候变化与黑子数目变化周期密切相关,可是其具体的作用机制还远远没有搞清楚。世界许多地区降水量的年际变化,与黑子活动的11年周期有一定的相关性。另外,我们只是发现,亚寒带的许多树龄很高的树木,它们的年轮恰恰有着与黑子活动11年周期相对应的、有规律的疏密变化。同时从统计资料中,我们发现凡是黑子活动的高峰年,地球上特异性的反常气候出现的机率就明显地增多;相反。在黑子活动的低峰年,地球上的气候相对就比较平稳。

(2)对地球电离层的影响:
地球大气层在太阳辐射的紫外线、X射线等作用下形成电离层,无线电通讯的无线电波就是靠电离层的反射向远距离传播的。当太阳活动剧烈,特别是耀斑爆发时,在向阳的半球,太阳射来的强X射线、紫外线等,使电离层D层变厚,造成靠D层反射的长波增强,而靠E层、F层反射的短波却在穿过时被D层强烈吸收受到衰减甚至中断,如l970年11月5日长途台曾因此中断2小时;这被称为“电离层突然骚扰”。这些反应几乎与大耀斑的爆发同时出现,因为电磁波的传播速度就是光速,大约8分多钟即可由太阳到达地球表面,所以反应非常快。经过一段肘间以后耀斑产生的带电的高能粒子逐渐到达地球,它们受地球磁场的作用向地磁极两极运动,因而影响极区的电离层,造成高纬度地区的雷达和无线电通讯的骚扰,甚至中断。这被称为“极盖吸收”和“极光带吸收”,它的影响时间较长。

(3)对地球磁场的影响:扰动地球磁场,产生磁暴现象。
整个地球是一个大磁场。地球的北极是地磁场的磁南极,地球的南极是地磁场的磁北极。地极和磁极之间有大约11度的夹角,因此地球的周围充满了磁力线,不同的位置有不同的地磁强度。平时地磁受多方面的影响,会有不同程度的扰动,而影响最大的就是磁暴现象。磁暴一般发生在太阳耀斑爆发后20-40小时,它是地磁场的强烈扰动,磁场强度可以变化很大。这时太阳风速往往增加,并且向太阳一面的磁层顶面可由距地心8-11个地球半径被压缩到5-7个地球半径,磁暴的发生对人类活动,特别对与地磁有关的工作都会受到影响。它会使罗盘磁针摇摆,不能正确指示方向,影响到海上航行之船、空中飞行之机、甚至信鸽的飞翔。
在磁暴发生时,高纬度地区常常伴有极光出现。极光常常出现于纬度靠近地磁极地区25度-30度的上空,离地面100-300千米,它是大气中的彩色发光现象,形状不一。常出现极光的区域称为极光区。由于来自太阳活动区的带电高能粒子流到达地球,并在磁场作用下奔向极区,使极区高层大气分子或原子激发或电离而产生光。当太阳活动剧烈时,极光出现的次数也增大。

(4)对航天活动的影响:
大耀斑出现时射出的高能量质子,对航天活动有极大的破坏性。高能质子达到地球附近肘,特别是容易到达无辐射带保护的极区,会影响极区飞行;如遇卫星则对卫星上的仪器设备有破坏作用;太阳能电地在高能质子的轰击下,性能会严重衰退以至不能工作;如遇在飞船外工作的宇航员将危及生命。
由以上种种影响可以看出,对太阳活动的预报有很大的必要。现在包括我国在内的许多国家,都已开展这方面的工作。通过预报可使有关部门,如:通信部门、航天部门等,及时采取措施减少太阳活动对这些部门工作的影响,也为准确地进行天气、气候、水文、地震等预报提供资料。
太阳质子事件

当太阳活动比较剧烈,出现耀斑爆发或者日冕物质抛射时,常常喷射出大量高能带电粒子(太阳宇宙线),在耀斑爆发或日冕物质抛射爆发后一段时间在地球轨道附近可观测到高能粒子的强度突然增加,这就是太阳高能粒子事件。从太阳喷射出来的高能粒子绝大部分都是质子,约占高能粒子总数的90%,其次是α粒子,电荷数大于3的粒子很少。所以通常把太阳高能粒子事件称为太阳质子事件。

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太阳质子事件的影响
作为一种强烈的太阳爆发,太阳质子事件是引起日地系统扰动的极重要的源,它产生的大量高能粒子能造成近地空间的灾害性扰动,因而受到广泛的关注。
首先,传播到地球的太阳质子会影响地球极区电离层,引起极盖吸收。这时低频信号的振幅和位相会由于电离层电子密度的增加而改变,从而影响通讯和导航。粒子能量越高,扰动就越强。
其次,来自太阳的高能质子辐射会影响航天器的正常运行。航天器最容易受到损坏的一是电子元器件;二是太阳能电池板。1991年3月的高能粒子事件也使欧洲海事通讯卫星MARECS-A因表面带电引起局部弧光放电,损坏了太阳能电池板,使其输出功率下降到正常使用水平而退出服务。我国的“风云一号”气象卫星在1990年9月升空后,不久就受到质子事件产生的高能粒子的轰击,卫星上主控计算机发生多次单粒子翻转事件导致卫星在空间翻转,造成卫星过早失效。
此外,高能粒子辐射的增强将会对宇航员、甚至可能对高空飞行客机中的乘客造成伤害。在执行航天任务时受到高能粒子辐射会使宇航员在未来几年致癌的几率大大增加。
随着空间技术的快速发展,质子事件造成的损失会更加严重和广泛,因此,对质子事件进行深入的研究,掌握质子事件的的规律并对它进行预报,具有很重要的意义。如能准确预报质子事件及其可能造成的危害,人们便可以采取必要的保护措施,对电子元件进行抗辐射加固,确保卫星和载人航天器的安全飞行;还可以为采取预防和应变措施赢得宝贵时间,尽可能的降低经济损失;同时也为航天器的故障分析和采取防护措施及宇航员的安全防护提供科学依据。

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太阳质子事件探测技术史
太阳质子事件于1946年首次被Forbush确认。Forbush用电离室(Ionization chambers)检测到粒子辐射增强进而发现质子事件,由此开始了人类对太阳质子事件的研究活动。
对太阳质子事件的探测主要经历了四个阶段:

1 介子探测器:在地面使用,能被介子探测器或电离室检测到的质子能量都很高,至少在4GeV左右。
2中子监测器:在地面使用,它能够检测到能量大于450MeV的太阳质子事件,也称为地面宇宙线事件(GLE)。
3 探空气球:在地球的大气层外,能检测到能量为几十兆的质子事件。
4 人造卫星:在地球的大气层外直接检测来自太阳的高能粒子,灵敏度大大提高。
图8是太阳质子事件探测技术发展历史示意图,横坐标表示各种仪器出现的年代,纵坐标是仪器的灵敏度。图中线的浓度表示使用中的每种仪器的相对数目,电离层中阴影部分的不同表示探测技术的变化。
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发布于:2009-12-01 18:01
太阳质子事件的分类
太阳质子事件通常可分为两类:

脉冲型(Impulsive)质子事件

渐进型(Gradual)的质子事件

这两类质子事件的粒子成分,持续时间和相对应的射电爆发类型都有区别:脉冲型(Impulsive)质子事件粒子中富含电子,持续的时间比较短,通常只有数小时,对应的射电爆发类型主要是III和V型;渐进型(Gradual)的质子事件粒子中富含质子,持续时间较长,通常为几天,对应射电爆发类型主要是II型和IV型,并且绝大多数的渐进型质子事件都对应日冕物质抛射,并伴有行星际激波的存在。

太阳质子事件轮廓图
单个太阳质子事件随时间变化的轮廓图如图9所示。从图可以看出质子事件有以下特征:从开始加速到粒子通量增强有一个传播延迟时间(通常为20-90分钟);最初的通量是各向异性的,偏于向前的方向,但逐渐地各向同性;强度快速(通常1-3小时,也可能扩展到几个小时)上升到一个最大值,然后缓慢地衰减到背景水平,一般是以指数规律衰减的,在10-14小时可降到1/e 。
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发布于:2009-12-22 22:22
太阳活动周期
太阳周期是太阳行为上的循环变化,许多可能的模式曾被建立起来,但在观测上只有11年和22年的周期是很清楚的被观察到。
 
 

图片:2.png


2,300的哈尔斯塔太阳变化周期。
 
11年:最明显的是黑子数量在大约11年的周期中逐渐增加和减少,也因为施瓦贝的观测被称为施瓦贝周期。巴布科模型以磁场的流出和卷入来解释此一周期。当太阳黑子增加时太阳表面的活动也最活跃,然而光度由于明亮的斑点也增加而没有改变(光斑)。
22 年海尔周期,因乔治·埃勒里·海耳得名。在每一个施瓦贝周期,太阳的磁场都会扭转,因此磁极要两次扭转之后才会回到相同磁极的状态。
87年(70-100年):格莱斯堡周期,因沃尔夫冈·格莱斯堡而得名,被认为是施瓦贝11年周期的调幅(Sonnett and Finney, 1990).Braun, et al, (2005)。
210年Suess周期(a.k.a.de Vries cycle). Braun, et al, (2005).
2,300 years:哈尔斯塔周期
 
其他曾经被侦测到的模式:
在碳-14:105、131、232、385、504、805、2,241年(Damon and Sonnett, 1991)。
在约2亿4千万年前的前二叠纪时期,在卡斯提尔的矿物层显示有2,500年的周期。
由于海洋对热的惰性,使受到太阳变化影响的气候敏感性产生更长周期的变化,并且减缓了变化的频率。Scafetta 和West (2005)发现气候的敏感度是22年周期的1.5倍,而强制对应于11年的周期,并且热惰性使得在气候循环中的温度变化大约滞后2.2年。[编辑]依据模型的预测
以11年周期的二次方程为基础,以其谐振建立的一个简单模型,显示在全新世呈出现类似的行为。推测在未来的数个世纪内,气温将断断续续的略微增温,并在500年之内逐渐进入小冰期的状况。这种较低的温度也许会从现在起回归然后跟随着大约1,500年的高温期,情况与早先全新世的最高温期间相似。
有微弱的证据显示太阳黑子活动的变化高峰有类似90年的周期。依据这种特征预测下个2010年的太阳周期平滑曲线大约有145±30的峰值,在下一个2023 年周期的峰值大约是70±30
因为碳-14有类似的周期,Damon and Sonett (1989) 据以预测未来的气候

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发布于:2009-12-22 23:38
色球层活动影像

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对太阳来说这是相当宁静的一天,不过上面影像显示就是在休息时候,太阳表面还是一个烈焰奔腾的地方。 在这张紫外光波段影像中,较冷较暗的区域,温度也有摄氏数千度。影像中间的明亮区域是编号19169的大黑子群,黑子周围环绕着光亮的炽热气体,气体的温度超过摄氏100万度。为什么这些气体的温度会这么高呢?这仍然是个待解的谜团,不过原因可能和周围这些引导太阳电浆的快速变化磁场环有关。太阳黑子群19169在2000年的9月活跃于太阳表面,持续了数周才消失
 

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位于地球轨道上的TRACE卫星,正好就拍摄到上面影像中这道刚喷发出来的炽热气流。虽然和庞大的太阳比起来,这个丝状物是个小型的结构物,不过它的高度也有10万公里,如果把整个地球放到它尾端外伸张的丝臂中,还要剩下不少空间呢。向外喷射的炽热气体,是受到复杂多变的太阳磁场局束,才形成这种丝状物。从太阳表面喷升后,丝状物内大部分的气体会再掉回太阳表面。 不过更强大的太阳喷发,有时候会把高能粒子喷向地球,毁损人造卫星或造成人造卫星通讯工作的中断。
 
NASA. NOAA. USGS. NSIDC. ESA. National Geographic. Discovery.
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