Solar döngü

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Güneş Döngüsü 25 Aralık 2019'da başladı. Çok zayıftan orta büyüklükten orta dereceye kadar değişen farklı yöntemlere dayanan güneş lekesi döngüsü 25 için çeşitli tahminler yapılmıştır. Bhowmik ve Nandy (2018) tarafından veri odaklı güneş dinamosu ve güneş yüzey akısı taşıma modellerine dayanan fizik tabanlı bir tahmin, mevcut minima'daki güneş kutup alanının gücünü doğru tahmin etmiş gibi görünüyor ve 24. Özellikle, güneşin önümüzdeki on yıl içinde Maunder-minimum benzeri (pasif) bir duruma düşme olasılığını dışlarlar. 2019'un başlarında Güneş Döngüsü 25 Tahmin Paneli tarafından ön konsensüs yapıldı. NOAA'nın Uzay Hava Tahmin Merkezi (SWPC) ve NASA tarafından yayınlanan güneş döngüsü 25 tahminlerine dayanan panel, Güneş Döngüsü 25'in Güneş Döngüsü 24'e çok benzeyeceği sonucuna vardı. Onlar Döngüsü 25 önce Güneş Döngüsü minimum uzun ve derin olacağını tahmin, Döngüsü 24 önceki minimum gibi. Onlar gözden geçirilmiş güneş lekesi sayısı açısından verilen 95-130 bir güneş lekesi aralığı ile 2023 ve 2026 yılları arasında güneş maksimum gerçekleşmesi bekliyoruz.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Skywave radyo iletişim modları, radyo dalgalarını (elektromanyetik radyasyon) iyonosferden bükerek (kırarak) çalışır. 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 tahmini, ticari deniz ve uçak iletişimi, amatör radyo operatörleri ve kısa dalga yayıncıları için büyük ilgi görmektedir. Bu kullanıcılar, bu güneş ve iyonosferik varyanslardan en çok etkilenen Yüksek Frekans veya 'HF' radyo spektrumundaki frekansları işgal eder. Güneş enerjisi çıkışındaki değişiklikler, iletişim için kullanılabilen en yüksek frekansın sınırı olan maksimum kullanılabilir frekansı etkiler.

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

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

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

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

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

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

Güneş döngüsünün azalan fazı sırasında, enerji iç toroidal manyetik alandan dış poloidal alana kayar ve güneş lekelerinin sayısı azalır. Solar minimumda, toroidal alan buna uygun olarak minimum güçte, güneş lekeleri nispeten nadirdir ve poloidal alan maksimum güçtedir. Bir sonraki döngü sırasında, diferansiyel dönüş, manyetik enerjiyi poloidalden toroidal alana, önceki döngünün tersi olan bir polarite ile geri dönüştürür. Süreç sürekli olarak devam eder ve idealleştirilmiş, basitleştirilmiş bir senaryoda, her 11 yıllık güneş lekesi döngüsü, Güneş'in geniş ölçekli manyetik alanının kutupluluğundaki bir değişikliğe karşılık gelir.

Güneş dinamo modelleri, güneşin içindeki diferansiyel dönme, meridyen sirkülasyon ve türbülanslı pompalama gibi plazma akısı taşıma işlemlerinin, güneş manyetik alanının toroidal ve poloidal bileşenlerinin geri dönüşümünde önemli bir rol oynadığını göstermektedir (Hazra ve Nandy 2016). Bu akı taşıma işlemlerinin görece güçlü yönleri, güneş döngüsünün fiziğe dayalı tahminlerinde önemli bir rol oynayan güneş döngüsünün "hafızasını" da belirler. Özellikle Yeates, Nandy ve Mackay (2008) ve Karak ve Nandy (2012), güneş döngüsü belleğinin kısa olduğunu ve bir döngüden fazla sürdüğünü belirlemek için stokastik olarak zorlanmış doğrusal olmayan güneş dinamosu simülasyonlarını kullandılar, bu nedenle sadece doğru tahminlerin mümkün olduğunu ima ediyorlar. sonraki güneş lekesi döngüsü için ve ötesine değil. Güneş dinamo mekanizmasındaki kısa bir döngü belleğinin bu varsayımı daha sonra Munoz-Jaramillo ve diğerleri tarafından gözlemsel olarak doğrulandı. (2013).

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

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