ticoAg/ChineseCorpus-Kaggle-fanti huggingface dataset:
在普林斯頓大學完成學業后，楊小凱接受了耶魯大學的博士后研究獎學金。1988年，他移居澳大利亞，接受了在蒙納士大學的講師工作。隨后他出版了一系列英文的論文和著作，很快獲得了廣泛的國際矚目。1989年他成為高級講師，1993年成為正教授（Reader），他于2000年被授予經濟系首席教授。1993年，楊小凱成為澳大利亞社會科學院院士。
楊小凱在經濟學上突出的成就在于其提倡的“超邊際分析方法”(Inframarginal Analysis)和以此為基礎的新興古典經濟學。楊小凱重新審視了古典經濟學中關于分工與專業化的思想，并通過現代的數學模型解釋個人專業化選擇并尋找其與經濟增長的關系。楊小凱認為傳統的邊際分析只考慮內點解(既有制度)的最優選擇，無法解釋制度變遷以及經濟跨越發展的內在動力。其提倡的超邊際分析在原有的邊際分析的基礎上增加了對角點解的最優選擇問題，從而增加了交易費用對分工深化與經濟發展的解釋力。
楊小凱曾與世界頂尖的經濟學家合作，包括黃有光和杰佛瑞·薩克斯，后者曾評價楊：“楊是世界上最有洞察力、最嚴謹的經濟學理論者之一，他也是經濟學界最具創造力的人之一。”2002年，諾貝爾經濟學獎獲獎者詹姆斯·M·布坎南說：“我認為現在全世界最重要的經濟研究就在蒙納士大學，是楊小凱所做的。”
楊小凱的政治觀點傾向于保守主義，他在北大授課時主張以“共和和自由”代替"民主和科學"。
楊小凱提出了“后發劣勢”在中國的應用，即中國雖然能借引進先發國家先進技術，輔以國內廉價勞動力進行快速發展，靠模仿技術輕易取得的發展會增強模仿制度的惰性，進而影響長期經濟發展，所以后發國家最重要的是憲政改革。林毅夫和楊小凱爭議最多，并借以下幾個論點回應其理論。
* 講求古典自由的英國，稅負水平高于講求民主的法國。
* 憲政建設不能太慢，因而楊小凱的方案只有休克療法才能實現，但根據制度經濟學，休克療法并不能建立憲政制度。
* 日本不是憲政國家，卻取得了較好的經濟發展。印度正好相反。
* 澳大利亞莫納什大學 （英文）
梁錦松（，）祖籍廣東順德，前財政司司長，黑石集團(香港)有限公司前主席，現任南豐集團主席，兼新風天域集團主席兼聯合創始人。身兼香港分會主席。
早年在觀塘巧明街的住宅居住，就讀基督教香港信義會紅磡信義學校和英華書院（與前香港廣播處副處長吳錫輝為預科同班同學）的梁錦松，19歲時（1971年）考進香港大學社會科學學院，主修經濟及統計學，入住宿舍聖約翰學院，並被選中參加董建華父親董浩雲創辦的「海上學府」，乘坐郵輪遨遊四海長達整個學期，足跡遍布世界各地，而在同期剛接掌父業的董建華，已對梁錦松留有印象。
學生時代的梁錦松，是學運活躍分子，1970年代參與「認中關社」活動，上過井岡山考察，直言自己熟讀《毛澤東選集》，並將毛澤東的《矛盾論》、《實踐論》理論應用於現代管理。
梁錦松曾透露自己在會考時只取得1B1C，其他科目則只剛好5科合格。升上預科後他加緊溫習，在學校飯堂架起帆布床留宿。最終他的高考成績後來居上，突飛猛進，4科考得3A1C，於1971年入讀香港大學經濟學系。
1973年，梁錦松於香港大學畢業，獲社會科學學士學位。當時正值“火紅的年代”，而他亦是港大學生會內“國粹派”的代表人物之一，和鍾瑞明是同期的港大學生，曾積極參與保釣運動、中文運動。
梁錦松1973年加入花旗集團（當時稱為萬國寶通銀行），是花旗集團當年聘用的首批本地大學生，由於工作表現出色，使他成為銀行重點培訓的管理層接班人，曾出任銀行多個地區業務的主管，1992年被委任為香港區行長。
1982年，他前往美國哈佛商學院進修管理發展課程，之後回到香港發展，於大通銀行任職。1994年獲香港傑出管理獎。
1999年，他再度前往美國哈佛商學院進修高級管理課程。
1990年代初，梁錦松開始擔任大學教育資助委員會主席，為期八年。後任教育統籌委員會主席，為語文基準試以至取消學能測驗等香港教育制度的改變親自操刀，他批評學能測驗時的一句「高分低能」更予人深刻印象。此外，他曾批評香港教育專業人員協會、教育署和教會辦學團體是阻礙教育改革的「三座大山」，引起不少議論。當中教育署在2002年推行高官問責制後已和教育統籌局實行局署合一，而部分教會辦學團體則認為法團校董會是為了消滅「大山」的一項政策，當中天主教香港教區已就校本條例進行司法覆核，然而最終遭香港終審法院裁定敗訴。
梁錦松曾在香港多間大規模的國際銀行擔任高層管理職位、教育統籌委員會主席、大學教育資助委員會主席、外匯基金諮詢委員會委員、香港機場管理局及臨時機場管理局董事及香港期貨交易所董事。1999年獲香港特別行政區政府金紫荊星章。
公職方面，自1997年7月至2001年4月期間出任行政會議的非官方成員，於2001年5月29日成為財政司司長。2002年6月任香港特區第二屆政府財政司司長。
2003年3月5日，當時為香港財政司司長的梁錦松發表《財政預算案》，大幅增加各種稅項，如利得稅、薪俸稅、汽車首次登記稅、離境稅、博彩稅等，以解決高達七百億港元的財政赤字。當中汽車首次登記稅由應課稅價值40%-60%改為邊際稅制，汽車的首15萬元應課稅值徵收35%、其次的15萬元徵收75%、再其次的20萬元徵收105%、餘額徵收150%。翌日，他在電臺上指香港人「有咁耐風流，有咁耐折墮」（有多少風流日子，便要折墮多久），更加添市民不滿。
同年3月9日，蘋果日報以頭版報道梁錦松在宣布加汽車首次登記稅前，在1月18日購入一輛凌志房車，但他卻沒有申報利益，有節稅、以權謀私之嫌，將來可能要面對法律訴訟。當日他公開承認買車，解釋只是「一時大意」、「沒有避嫌」，指出買車是因為當時他的女兒即將出生，需要買入可安裝嬰兒椅的私家車。他其後將節省到的稅款的雙倍（共10萬元，但其後證實計算錯誤，他實則上共節省了19萬元，所以他最後共捐了38萬元）捐予香港公益金，希望藉此平息外界不滿。3月10日，梁錦松首次向行政長官董建華提出請辭。
同年3月15日，董建華調查後公佈他對梁錦松的調查結論，認為梁錦松沒有申報利益，違反《問責制主要官員守則》5.1及5.4兩項（即避免令人懷疑不誠實、有利益衝突，以及可能有利益衝突時要向行政長官匯報），然而董建華認為梁錦松雖有疏失，但他有高尚情操，對他信任，遂決定挽留他。梁錦松在當日向公眾致歉。
3月16日下午，42歲的停職高級督察劉國輝攜同剪報到金鐘廉政公署總部報案，投訴梁錦松以權謀私，犯下普通法中的公職人員行為失當罪行。由示威常客組成的「杜松行動」及政治團體前的三名區議員，亦說會到廉署投訴梁錦松。立法會議員吳靄儀在5月7日的會議上對梁錦松提出不信任動議，但在建制派反對下遭否決。
2003年7月1日，由於基本法第23條立法和SARS事件，市民對政府的不滿達到頂峰，約50萬市民參加七一遊行。
同年7月15日，廉政公署完成對梁的調查，把報告交給律政司以決定是否起訴，並知會行政長官董建華。7月16日，在保安局局長葉劉淑儀請辭之後，梁錦松隨後亦提出請辭。由於梁錦松隨時可能被起訴，為免出現在位高官被起訴的尷尬情況，這次董建華無奈地接納了，並報請中華人民共和國國務院批準。他的職位其後由工商及科技局局長唐英年接任。
2003年12月15日，律政司司長梁愛詩為避嫌將此案交由刑事檢控專員江樂士自行處理，並毋須向她請示，江樂士諮詢香港的資深大律師祈理士及英國御用大律師韋爾森的意見後，認為雖然表面證據成立，但不能確立檢控梁錦松「在公職中行為不當」有合理定罪機會，故此根據香港刑事檢控政策的標準，決定不檢控。
梁錦松為 新風天域 聯合創辦人兼集團董事長。新風天域作為投資控股公司活躍於醫療、教育、互聯網等業務。
第一任太太叫譚淑芬，英文名Sophie，兩人1970年代初相識于大學，還是同屆同學，太太主修社會科學，他則主修經濟和統計學。兩人在1980年代初期才結婚，不少同學會會員還應邀赴會，但由于梁錦松經常要到世界各地公干，他們沒有生兒育女，夫妻感情亦續漸轉淡，最後離婚收場。
現任妻子為中國前著名跳水運動員伏明霞，比他年輕26歲。他們第一次邂逅是在2001年3月1日，2002年7月15日于夏威夷閃電注冊結婚，婚后育有一女二子。長女梁司渝于2003年出生，曾就讀於聖保羅男女中學，長子梁皓嘉及次子梁家瑋于2004年及2008年出生。
* 2016年1月9日，梁錦松出席香港政策研究所教育政策與學校發展研究中心的一個教育主題講座時表示，並非每個人的母語都是廣東話，又表示應該普教中，認為有助寫作。直言「點解中文唔係用普通話呢，唔係個個母語都係廣東話架嘛，如果用普通話教中文既話，可能寫作方面好好多」。言論一出後，引來網民強烈批評。。
支聯會人物司徒華的回憶錄《大江東去》中指：梁錦松是中共地下黨員。
* 梁錦松?程介南 甩公職仲歎？ ，香港《蘋果日報》
函數一詞可能指：
*函數 (計算機科學)，計算機科學中的概念。
*功能，其英文和函數相同，也是function。
函數的圖（以黑色線表示）以及函數的切線（以紅色直線表示）。切線的斜率即為函數在該位置的導數
微分學是微積分學的一部份，是通過導數和微分來研究曲線斜率、加速度、最大值和最小值的一門學科，也是探討特定數量變化速率的學科。微分學是微積分的二個主要分支之一。
微分學主要研究的主題是函數的導數、相關的標示方式（例如微分）以及其應用。函數在特定點的導數可以說明函數在此輸入值附近的變化率。尋找導數的過程即為微分。若以圖示表示，函數在某一點的微分是函數圖形在那一點的切線斜率（前提是在那一點的導數存在而且有定義）。針對單實數變數的而言，函數在某一點的導數也就可以決定在那一點最佳的線性近似。微分和積分的關係可以由微積分基本定理來說明，此定理說明微分是積分的逆運算。
幾乎所有量化的學科中都有微分的應用。例如在物理學中，運動物體其位移對時間的導數即為其速度，速度對時間的導數就是加速度、物體動量對時間的導數即為物體所受的力，重新整理後可以得到牛頓第二運動定律。化學反應的化學反應速率也是導數。在運籌學中，會透過導數決定在運輸或是設計上最有效率的作法。
導數常用來找函數的極值。含有微分項的方程式稱為微分方程，是描述的基礎。微分以及其廣義概念出現在許多數學領域中，例如複分析、泛函分析、微分幾何、測度及抽象代數。
一個可微函數在不同位置的導數
假設和是實數，而且是的函數，也就是說，針對每一個，都有一個對應的。兩者的關係可以表示為。若是直線的方程式（稱為一次方程），則會存在兩個實數和使得。在這個「斜率－截距式」中，是斜率，可以用下式來求得：
其中符號（是希臘大寫字母Δ）表示「變化」。以下的式子會成立：.
一般的函數不是直線，因此沒有斜率。在幾何上來看，函數在的導數就是函數在點切線的斜率（如圖）。常會表示為 或。因為導數是在點線性近似的斜率，因此導數（以及函數在點的值）是函數在點附近最佳的線性化近似。
若在函數定義域中的每一點都有導數，則存在一函數可以將每一點對應到函數在點的導數。例如，若函數，則其導數函數。
另一個有關的表示法是函數的。若和是實數變數，函數在點的導數為函數在點切線的斜率。因為的引數及輸出都是純量，因此的導數也是實數。若和是向量，則圖形的最佳線性近似會和函數在不同方向的變化有關。找到在單一方向的最佳近似，也就決定了偏微分，一般會表示為。若找到了函數在所有方向的線性化近似，則稱為全微分。
若以切線來看，微分的概念很早以前就出現了，像希臘幾何學家歐幾里得（約300 BC）、阿基米德（約287–212 BC）及阿波羅尼奧斯（約262–190 BC）。阿基米德也引進了無窮小量的使用，不過最早是用在面積及體積上的研究，而不是在導數及切線上，參考。
在的研究中有看到用無窮小量來探討量的變化，最早也許可以推到西元500年，當時天文學家及數學家阿耶波多用無窮小量來研究月球軌道。在印度數學家婆什迦羅第二（1114–1185）時，用無窮小量來計算量變化的研究有顯著的進展，也有人提到在他的著作中已提到許多微分學的重要概念，例如羅爾定理。
伊斯蘭數學家（1135年–1213年）在其著作《Treatise on Equations》中說明了部份三次方程有解的條件，是透過找適當三次多項式的最大值來求得。他證明了三次多項式的最大值出現在，並且得到結論：方程式在時恰有一正值的解，若會有二個正值的解。科學歷史學家認為阿爾圖斯一定是用到了三次多項式的導數才得到此一結果。不過也有其他學者質疑Rashed的想法，他們認為Rashed也可能用了其他不用導數概念的作法。
普遍認為近代微積分的發展是因為艾薩克·牛頓（1643年–1727年）及戈特弗里德·萊布尼茨（1646年–1716年）同時但獨立個別的研究，並且整合了有關微分及導數的作法。不過其中關鍵的概念（也是後來認定微積分是由他們兩人創始的原因）是結合微分以及積分的微積分基本定理，這也讓以往計算面積及體積，自從海什木（Alhazen）以來沒有大幅進步的的方式變的過時。有關牛頓和萊布尼茨在微分上的想法，都是以早期數學家的貢獻為基礎，例如皮埃爾·德·費馬（1607年-1665年）、伊薩克·巴羅（1630年–1677年）、勒內·笛卡爾（1596年–1650年）、克里斯蒂安·惠更斯（1629年–1695年）、布萊茲·帕斯卡（1623年–1662年）及約翰·沃利斯 (1616年–1703年）。有關費馬的影響，牛頓曾在一封信中提到：「我從費馬畫切線的方式得到有關（通量）方法的暗示，將其用在抽象的方程……，我擴展了這個概念（directly and invertedly, I made it general.）。一般會將導數早期的發展歸功於伊薩克·巴羅，不過牛頓和萊布尼茨仍在微分學的歷史上有重要的貢獻，其中也包括了牛頓將微分用在理論物理學中，而萊布尼茨發展的符號到現今仍在普遍使用。
自從17世紀起，許多數學家都對微分學有所貢獻。在19世紀時，在奧古斯丁·路易·柯西（1789年–1857年）、波恩哈德·黎曼（1826年–1866年）及卡爾·魏爾斯特拉斯（1815年–1897年）等數學家的貢獻下，微分學已更加的嚴謹。微分學也在此一時期擴展到歐幾里得空間及復平面。
若是在（或是其他開區間）內的可微函數，而是有局部最小值或是局部最大值的位置，則在處的導數為零。滿足的點稱為臨界點或是駐點（則在處的值稱為）。若沒有處處可微的特性，則不可微的點也稱為臨界點。
若是二次可微，則的臨界點可以用在的二次導數來分析：
* 若二次導數為正，則是局部最小值
* 若二次導數為負，則是局部最大值
* 若二次導數為零，則可能是局部最小值、是局部最大值，也可能都不是（例如，在處為臨界點，但不是局部最小值也不是局部最大值，而 在處為臨界點，分別是局部最小值及局部最大值）
上述作法稱為。是另一種分析方式，考慮在臨界點前後的符號變化。
取導數，並且求解臨界點是要找局部最小值或最大值的最簡單作法，常應用在最優化中。根據極值定理，連續函數在閉區間內至少會有一次局部最小值及局部最大值。若函數可微，其局部最小值及局部最大值只會出現在臨界點或是端點上。
取局部最小值及局部最大值也可以在函數圖形的繪制上：只要找到可微分函數的局部最小值、局部最大值以及位，可以根據觀察函數在各臨界點之間的趨勢來繪制簡圖。
在高維度的空間中，標量函數的臨界點是其梯度為0的點。仍然可以用二次導數測試來分析臨界點，作法是考慮函數在臨界點上二階導數形成海森矩陣的特征值。若所有特徵值都為正，此點為局部最小值；若所有特徵值都為負，此點為局部最大值；若部份為正，部份為負，表示臨界點為鞍點；不過若有部份特徵值為零，則無法以此方式判斷。
最佳化問題的一個例子是：找到在一曲面上，通過曲面上二點的最短路徑。若是在平面上，其最短路徑是直線。不過若曲面是較複雜的形狀（例如蛋形），最短路問題的解就不是那麼直觀了，此路徑稱為測地線，而這也是最佳化問題中最簡單的問題之一。另一個例子是：找到可以填充空間中封閉曲線的最小面積曲面，此曲面稱為極小曲面，也可以透過變分法求得。
微分在物理學上格外重要：許多物理的現象都是用有關微分的方程式來描述，這類方程稱為微分方程。物理學格外關注物理量隨時間的變化，而時間導數是物理量隨時間的變化率，是許多重要概念精準定義的基礎。尤其在牛頓力學中，很重視一物體位置的時間導數：
* 速度是一物體位移（相對於時間）的微分。
* 加速度是一物體速度（相對於時間）的微分，也就是位移（相對於時間）的二階微分。
例如：若物體在一直線上的位置可以用下式表示
此時加速度已為定值。
微分方程是指一函數和其微分之間的關係。常微分方程會描述單變數函數和其微分之間的關係。而偏微分方程則是多變數函數和其偏微分之間的關係。在自然科學、數學建模，甚至是數學領域中都常常會出現微分方程。例如，牛頓第二定律描述力和加速度的關係，可以表示為以下的常微分方程
一維空間下的熱傳導方程式描述熱在一桿狀物上如何傳遞，其偏微分方程如下
此處為桿狀物時間時，在位置的溫度，而為一常數，和熱在桿狀物上傳遞的速度成正比。
均值定理：對於每個可微分函數，存在使得.
均值定理提供了函數的導數和其原始值之間的關係。若是實值函數，而 和是實數，且，則根據均值定理（配合少許的假設），兩點和之間的斜率會等於在和中間某一點的切線斜率。換句話說
實際上，均值定理是以其導數的方式來控制一個函數。例如，假設有導數，在每一點均為0，這表示其每一點的切線都是水平線，因此其函數應該也就是水平線。均值定理證明這是對的：圖上二點之間的斜率必須等於中的某一條切線。而所有的切線斜率都是0，因此從函數上任二點之的直線斜率也是0。這表示函數不會上昇也不會下降，因此是水平線。若是導數的條件比較複雜，所產生的原函數資訊會比較不準確，但仍然有用。
一函數的某一點的微分是對該點附近最佳的線性近似，不過這和實際的函數可能有很大的差異。改善近似的一個方式就是進行二次近似。也就是說，實值函數在點的線性化是線性多項式，若考慮一個二次多項式，可能會有更好的近似結果。若二次多項式改為三次多項式，近似效果會更好一些，此概念可以擴展到任意多次的高次多項式。針對一個多項式，都應該會有一個最佳的係數、、、……的組合，讓近似的效果最好。
在的鄰域，對來說，最理想的數值一定是，對來說，最理想的數值一定是，對For 、及更高階的係數來說，其係數最理想的數值是由更高階的導數決定。最理想的數值一定是，and 最理想的數值一定是。利用這些係數，可以得到的泰勒多項式。次的泰勒多項式是對可以有最佳近似的次多項式，其係數可以用上述公式推廣而得。泰勒公式提供近似程度的精確範圍。若函數是次數小於等於的多項式。則此函數的次泰勒多項式即為函數。
泰勒多項式的極限是無窮級數，稱為泰勒級數。多半來說泰勒級數是原函數非常理想的近似。一函數若都各點等於其泰勒級數，稱為解析函數。若函數有不連續點或是斜率不連續的尖角，此函數不會是解析函數，不過相反的，存在一些函數是光滑函數（無窮階可導的函數），卻不是解析函數。
有些幾何圖形（例如圓）無法用函數圖形來表示。例如若，其圓即為所有使的點 的集合。這個集合稱為的零集。這和本身的圖形（拋物面）不同。隱函數定理可以將之類的關係轉換為函數。其中提到，若是連續可微函數，的零集中大部份都可以表示為函數圖形「粘貼」的組合。零集上的個點是否滿足上述條件，可以用一個和微分有關的方式來確認。例如圓可以表示成二個函數圖形±「粘貼」後的結果。圓上除了和二點之外，在其餘每一個點的鄰域上，上述二個函數中都有一個的圖形和圓的圖形類似。（上述二個函數其實剛好也通過和，不過這不是隱函數定理中提到的內容）
隱函數定理和反函數定理有密切的關係。反函數定理提到一函數在一點的開區域內具有反函數的充分條件。
冕洞是太陽的日冕中因為能量和氣體比平均密度低，而使溫度較低所形成的黑暗區域。冕洞是太陽日冕中的一部分，並且由於日冕的不均勻而不斷的變化和重塑。太陽包含的磁場拱弧會遠離因為能量和氣體稀薄的日冕區域，當它不再落回時就會出現冕洞。因此，太陽粒子從該地區以較高的速度逃逸，而創造出氣體和能量密度較低的低溫區域。
在1960年代，雪梨的在1960年代，雪梨的拍攝了太陽的X射線影像，但不清楚這是甚麼。一些研究指出冕洞最早是在1970年代初期發現的，這指的是飛行在地球大氣層之上的天空實驗室使用X射線望遠鏡揭露日冕結構時的發現。
冕洞的大小和數量與太陽週期相對應。當太陽週期趨向極大值時，冕洞會越來越接近太陽的兩極。在太陽極大值時，冕洞的數量減少，直到太陽的磁場反轉。之後，新的冕洞出現在新的集點附近。然後冕洞的大小和數量都會增加，而當太陽趨向極小時，冕洞會拉開到離兩極較遠的地區  。太陽的南極和北極上有永久性的冕洞。
冕洞磁力線的圖像，顯示當磁力線不落回太陽的情況，會造成從太陽逃逸的太陽風。
冕洞通常以太陽風平均速度的兩倍速度釋放帶電粒子。據悉，逃逸的太陽風沿著穿過冕洞的開放磁力線傳播。由於冕洞是太陽日冕中密度和溫度比大多數日冕要低得多的區域，因此這些區域非常稀薄。這種稀薄導致色球中的粒子更容易穿透，而成為太陽風。
在太陽極小期，冕洞是太空天氣擾動的主要來源。通常情況下，來自冕洞的地磁（和質子）風暴是逐漸開始（會超過好幾小時），不會像日冕物質拋射引起的風暴那麼嚴重，而且是突然的發作。由於冕洞會持續好幾個月，因此通常可以比日冕物質拋射提早許多預測到這種類型的擾動。
# Jiang, Y., Chen, H., Shen, Y., Yang, L., & Li, K. (2007, January). Hα dimming associated with the eruption of a coronal sigmoid in the quiet Sun. ''Solar Physics'', 240(1), 77–87.
絢麗的極光。
愛沙尼亞拍攝的極光
極光，是一種等離子體現象，主要發生在具有磁場的行星上的高緯度區域，而在地球上的極光帶即是經度上距離地磁極10°至20°，緯度寬約3°至6°的區域。當磁暴發生時，在較低的緯度也會出現極光。
現代物理學對其產生原理有詳細描述，地球上的極光是由於來自磁層和太陽風的帶電高能粒子被地磁場導引帶進地球大氣層，並與高層大氣（熱層）中的原子碰撞造成的發光現象。極光不只在地球上出現，太陽系內的其他一些具有磁場的行星上也有極光。
極光發現的歷史很早，許多解釋極光的迷信或過時的理論已經存在數百年了。
* 《河圖稽命征》上說：“附寶（黃帝之母）見大電光繞北斗權星，照耀郊野，感而孕二十五月，而生黃帝軒轅于青邱。”這很可能是指極光。
* 塞內卡在他的第一本書《天問》（Naturales Quaestiones）中說極光是彌漫的，許多圖繪是來自亞里斯多德；他將極光分類（當極光呈現環狀或是天空中一個大洞的邊緣，就稱為井或"putei"，看起來木桶的稱為"pithaei"，"chasmata"與英文的chasm（鴻溝）有相同的字根，像鬍鬚時稱為"pogoniae"，而像柏樹時稱為"cyparissae"），描述五花八門的顏色，並自行判斷它們是在雲的上方還是下方。他回憶說在臺比留（西元14-37年的羅馬皇帝）時代，在奧斯提亞安提卡（Ostia Antica）上出現了顏色非常紅且強烈的極光，當地附近的駐軍基於救火的職責所在，急馳到城市。
* 古希臘探險家/地理學家皮西亞斯也曾提到極光。
* 極光在歷史上曾有不少的名稱，克里族（北美洲的印地安人）稱它們是“舞動的精靈”。在中世紀的歐洲，極光被視為來自神的標誌。
* 1619年，伽利略以羅馬神話的曙光女神奧羅拉（Aurora）之名創造出"aurora borealis"一詞。伽利略解釋極光是由反射從地球上上升蒸氣的太陽光。法國數學家皮埃爾·伽桑狄在1621年以希臘語的北風稱之為"Boreas"。
* 沃爾特·威廉·布賴恩特在他的書《開普勒》（1920）一書中寫第谷·布拉赫“認為順勢療法醫師似乎有什麼東西，他懷疑是硫，治癒了北極光的硫磺蒸氣帶來的傳染性疾病”。
* 1741年，和安德斯·攝爾修斯觀測到出現在頭頂上方的極光，并描述為受到磁場控制。這表示（以後獲得證實）大電流會與極光有所關聯，流出的區域就是極光的源頭。
* 本傑明·富蘭克林認為“神秘的北極光”是北極地區被水和其它的濕氣增強了濃度而強化的帶電粒子。
* 19世紀中后期，伊萊亞斯·羅密士（1860）和稍晚的赫爾曼·費茨（Hermann Fritz, 1881）先后詳細敘述極光與磁場的關系。
* 1882年，特隆歐爾（S. Tromholt）確定極光主要出現在圍繞地球磁極約2,500公里半徑的環形"極光帶"。在距離磁極約2,000公里的地理北極則幾乎不曾出現過極光。暫態分佈的極光（"極光橢圓"）) 則稍有不同，中心會由磁極向夜側偏移3-5度，所以當磁極位於太陽和觀測者之間對齊時，毫無疑問的極光弧在子夜會最偏向赤道的方向。這也是觀賞極光最佳的時段，稱為磁性子夜。
* 1896年，克里斯蒂安·伯克蘭提出極光起因于來自太陽所發射的帶電粒子束。他在真空室中放入一個磁化的球（代表微型地球的"terrellas"球），以電子射束進行實驗，表明電子將被引導至極區。這個模型的問題是極光本身沒有極性，還有更多負電荷本身的自我分散性等，並且缺乏任何在太空中的觀測證據。極光是太陽風粒子受到地球磁場的導引，在地球大氣層頂的高處產生。這對極光尖點是正確的，但是在尖點之外，太陽風並未直接接近。此外，太陽風的能量主要是駐留在正離子，電子只有0.5Ev（電子伏特），而在尖點雖然會升高至50-100eV，但依然沒有達到極光的能量。
* 1908年，克里斯蒂安·伯克蘭推論電流是沿著東西方向的極光弧流動的，流向是從白天側朝向（大致）子夜，後來被稱為"極光電流"（參見伯克蘭電流）。
* 約在1962年時，詹姆斯·范·艾倫及其同事提出“漏桶理論”，認為極光是從范艾倫輻射帶溢出的，以反駁極光的高能量散逸會很快地耗盡輻射帶。不久之後，事實顯示被困在輻射帶中大份都是帶正電的離子，而極光中的粒子幾乎都是相對能量較低的電子。
* 1970年代，美國天體物理學家瓊·費曼推論極光是地球磁層和太陽風發生相互作用的產物。她的工作結果來自“探險家33號”（"Explorer 33"）太空船蒐集的資料。
* 2007年2月，美國國家航空航天局「西蜜斯衛星任務」（"THEMIS"）的5個人造衛星群成功發射升空。3月在阿拉斯加和加拿大上空偵測到北極光出現兩小時，同一時間衛星也偵測到帶電粒子流接觸到北極磁場，并首度測到扭曲磁場的結構。美國加州大學洛杉磯分校的安吉羅波洛斯根據衛星傳回的數據推斷：太陽釋放的帶電粒子像一道氣流飛向地球，碰到北極上空磁場時又形成若干扭曲的磁場，帶電粒子的能量在瞬間釋放，以燦爛眩目的北極光形式呈現。其研究結果已於2007年12月9日在「美國地球物理聯合會」的學術會議中發表。
* 2008年2月26日，西蜜斯探測器得以確定，這是第一次，啟動磁層副暴的觸發器。五艘探測器中的二艘定位在到月球距離三分之一處，測量的事件顯示磁重聯事件發生在極光強化之前96秒。西蜜斯的專案負責人，加利福尼亞大學洛杉磯分校的Vassilis Angelopoulos博士宣稱：“我們的資料清楚地顯示，這是第一次，磁重聯是觸發器。”。
以IMAGE衛星資料合成的動畫。
極光是地球周圍的一種大規模放電的過程。來自太陽的帶電粒子到達地球附近，地球磁場迫使其中一部分沿著磁場線集中到南北兩極。當他們進入極地的高層大氣（>80km）時，與大氣中的原子和分子碰撞并激發，能量釋放產生的光芒形成圍繞著磁極的大圓圈，即極光。
極光最易出現的時期是春分和秋分兩個節氣來臨之前，且春秋兩季出現頻率更甚夏冬。這是因為在春分和秋分兩節氣時地球位置與「磁索」交錯最甚。另外，在太陽黑子多的時候或當太陽週期在日冕大量拋射增加和太陽風強度增強的階段時，極光出現的頻率和亮度也會增加。
在北半球觀察到的極光稱北極光，南半球觀察到的極光稱南極光，經常出現的地方是在南北緯度67度附近的兩個環帶狀區域內，阿拉斯加的費爾班克斯一年之中有超過200天的極光現象，因此被稱為“北極光首都”。而冰島由于整個國家都在極光帶上，也是北半球受歡迎的觀測極光地點。南極光與北極光是同時變化的（可視為北極光的鏡像）。在高緯度的南美洲、澳大利亞、紐西蘭和南極洲可以看見南極光。
挪威大峽灣上空的極光。
極光縮時影片（40分鐘）。
通常極光出現時，是呈現瀰漫性的發光或"窗簾"，大致向東西方向擴展。有些時候，它們形成"靜態弧"，其它的"活躍極光"則會不停的變化，不斷的改變形態。每一個簾幕由許多平行的光線組成，每一條光線都內襯著當地的磁場線，暗示極光的形狀受到地球磁場的約制。事實上，衛星顯示電子循著磁場線，朝向地球方向螺旋著移動。
與窗簾相似，但皺摺更為強烈的被稱為"條狀（striations）"；當磁場線導引明亮的極光在觀賞著的上方綻放，則可能呈現"冕狀"或發散的輻射狀，這是透視造成的效果。
卡爾加里上空的極光。
地球的極光主要有紅、綠二色是因為在熱成層的氮和氧原子被電子激發，分別發出紅色和綠色光。
;氧的輻射：綠色或褐紅色，具體取決於所吸收的能量。
;氮的輻射：藍色或紫色；如果收回一顆被電離的電子會輻射出藍色；從激發態回到基態是紅色。
氧回到基態是不尋常的：它可以在0.75秒輻射出綠光，但要長達兩分鐘的時間才能輻射出紅光。與其它原子或分子的碰撞會吸收激發的能量，並阻止輻射。因為在大氣層的最頂端，氧含量有較高的百分比，但碰撞是稀稀落落的，所以氧有足夠的時間輻射出紅光。下降到較低層，碰撞的頻率變得頻繁起來，就沒有足夠的時間釋放出紅光，最終，連綠光都因為碰撞過於頻繁也被阻止了
這就是為何在不同的高度會輻射出不同的顏色；在最高處，由氧的紅光主導，然後是氧的綠光和氮的藍光與紅光，最後只有氮的藍光與紅光，而碰撞阻止了氧輻射出任何的光線。綠色是極光中最常見的顏色，在它的後方（上方）是粉紅色，混合著淺綠色和紅色，緊接著是純紅色、黃色（紅色和綠色的混合），最後是純藍色。
* 紅色：出現在最高處，是激發的氧原子輻射出630納米的電磁波，原子的低濃度和眼睛對此波長的低靈敏度，使這種顏色只有在太陽活動強烈的情況下才能被看見。低的氧原子數量和逐漸降低的濃度使它們非常微弱，通常只能在簾幕狀極光的頂端部分看見。
* 綠色：在較低的高度，較頻繁的碰撞支撐了氧在557.7納米的輻射；相當高的氧原子濃度和眼睛對綠色的光較敏感，使綠色的極光最為常見。激發的氮分子（由於N2的高度穩定，氮原子非常罕見）在這兒發揮了作用，在碰撞中可以將能量轉移給氧原子，然後氧會釋放出綠光（紅光和綠光的混合可以產生黃色光或粉紅色的光）。氧原子的濃度在100公里的高度迅速的降低，使得極光簾幕的底部在這個高度上突然的結束。
* 黃色和粉紅色是紅色和綠色混合的結果。
* 藍色：在低海拔處，氧原子的數量越來越少，電離的氮分子取而代之成為發出可見光的主體。它發出的是波長是大量分布在紅色和藍色，並以428毫微米（藍色）為主要的譜線。藍色和紫色的發射通常出現在簾幕的底端，顯示太陽的活動非常活躍。
主要是紅色的極光。
極光依性質可分為擴散極光和分立極光兩種類型。即使在黑暗的天空中，肉眼可能還是看不見擴散極光散發出瀰漫在天空中的微光和形狀，但它定義出了極光帶的範圍。分立極光是在幾乎看不見的擴散極光中能夠明確看出形狀的部份，肉眼很容易就能看見它們，最亮時的亮度足以在夜晚閱讀書報。但分立極光還是只能在夜空中被看見，因為它的亮度還不足以在陽光下呈現。極光在極光帶中出現時通常是彌漫性的光斑或弧形，且通常是在裸眼可見的程度之下。分立極光通常會顯示出磁場線或像簾幕狀的結構，最常見的是綠色的螢光，並且可以在數秒鐘內發生變化，或是幾個小時光度都不變。
;其他分類：
*極光按形態可分為勻光弧極光、射線式光柱極光、射線式光弧光帶極光、簾幕狀極光和極光冕。
*按觀測的電磁波波段分為光學極光和無線電極光。
*按激發粒子類型可分為電子極光和質子極光。
*按發生區域可分為極光帶極光、極蓋極光和中緯極光紅弧。
現代潮流引導與推薦比照氣象學來區分極光的現象，但尚未被完全認同。
木星的極光。在左邊遠方的亮點是埃歐場線的終點；在圖片底部的斑點是甘尼米德和歐羅巴。
在部分土星北半球高處出現的極光。影像是由卡西尼號拍攝的，一段影片顯示出在81小時的土星觀測影像中，也看到了土星的極光。
極光也會發生在其它行星上，與地球一樣，它們也出現在行星磁極的附近。木星和土星這兩顆行星都有比地球更強的磁場（木星在赤道的磁場強度是4.3高斯，相較之下地球只有0.3高斯），而且兩者也都有強大的輻射帶。哈伯太空望遠鏡也很清楚的看見這兩顆行星的極光。
在巨大氣體行星上的極光看起來與地球的相似，也是由太陽風提供能量，另外，木星的衛星，特別是埃歐，更是木星極光的能量來源。這些電流是沿著場線（場準直電流）湧生出的，肇因於衛星繞著行星公轉的相對運動，引起的發電機機制。有著火山活動和電離層的埃歐，是帶電粒子的強力來源，從1955年開始就在研究由它的電流所發射出來的電波輻射。使用哈伯太空望遠鏡也在埃歐、歐羅巴和甘尼米德上觀測到極光，當木星磁氣圈的電漿撞擊到它們稀薄的大氣層時，就會產生極光。
在金星和火星上也曾觀測到極光。因為金星沒有內在（行星本身）的磁場，金星的極光呈現不同的形狀和強度，看起來是明亮但瀰漫的補丁，有時會分布在整個行星的盤面。金星的極光源自太陽風的粒子撞擊和陷入在夜晚側的大氣層。在2004年8月14日，火星快車號上的儀器SPICAM檢測到火星的極光。這道極光位於，東經177°，南緯52°，輻射區域大約寬30公里，高度在8公里左右。經由分析包括火星全球探勘者號過去的地殼磁場異常資料，科學家發現輻射的地區是相對來說是區域性的局部磁場最強的地區。這種相關性顯示，電子是通過火星地殼的磁力線與被激發的大氣層移動。
過去30年的太陽活動。
太陽活動是太陽所發出太陽輻射的總量變化，以及數千年來的光譜分布變化。這些活動具有一些週期性，其中最主要的是長達11年的太陽週期（或稱太陽黑子週期）。不過這些變化也具有非週期性的波動。太陽活動的估計原本是透過計算太陽黑子數量，近幾十年來，已經改由人造衛星直接觀測。氣候變遷科學家想要了解太陽活動的變化，會對地球與地球氣候造成哪些影響。太陽活動對地球的影響被稱為"太陽驅動力"。
在衛星時代來臨前，總體太陽輻照度（TSI）的變動，雖然只是在紫外線的波長上有百分之幾的差異，但始終都在檢定的門檻之下。現在對總太陽輸出的測量變化（涵蓋最後這三個11年的太陽黑子週期）只有0.1%的差異或是在11年黑子周期期間的峰頂對谷底大約是1.3 W/m2，而在地球大氣層上層表面接收到各式各樣太陽輻射的平均值為1,366W/ m2（每平方米1,366瓦）。沒有對較長期變異直接測量的代理測量變通的不同度量，以最近的結果建議在過去2,000年間的變動大約在0.1%，雖然其他來源的資料建議從1675年起的太陽輻照度增量為0.2% 。太陽變異和火山作用的組合可能是造成一些氣候變化的起因，像是蒙德極小期。
對2006年現有文獻的回顧，刊登在自然，確定自1970年代中期太陽亮度沒有淨增值，並且在過去400年中太陽輸出能量的變化不太可能造成全球性變暖的主要部份變化。然而，同一份報告的作者也警告說："除了太陽的亮度之外，來自宇宙射線和紫外線輻射對氣候更微妙的影響不可能被排除。他們也補充說，因為物理模形認為這樣的作用不足以開發，使得這些影響尚未能被證實" 。
太陽黑子相對數.
太陽活動變化的最長久紀錄是太陽黑子的變化。太陽黑子的第一次紀錄大約是在西元前800年前的中國，最老的描繪紀錄約在西元1128年。在1610年，天文學家開始用望遠鏡紀錄黑子和它們的運動，最初的研究聚焦於本質和行為。然而，黑子的物理性質直到20世紀仍未能被辨認，所以觀測還在持續中。在17世紀和18世紀，由於黑子的數目偏低，使得研究受到了阻礙，而現在認為是太陽活動低潮被延長的一段期間，如同所知的蒙德極小期。在19世紀之前，已經有足夠長的數值紀錄可以推斷黑子活動的週期性。在1845年，普林斯敦大學的教授約瑟夫·亨利和史蒂芬·亞歷山大使用熱電堆觀測太陽，並且確認黑子的輻射比周圍地區的太陽表面為低；稍後又觀測到太陽的光斑發射出的輻射高於平均數值。
大約在1900年，研究人員開始探索太陽活動和地球上天氣間的關聯性，特別值得注意的是查爾斯·格里利·阿布特的工作，因為他在史密松寧天文物理觀測所（SAO）領導觀察太陽輻射的變化。它的團隊必須從發明測量太陽輻射的儀器開始，之後，當他成為SAO的領導人時，他在智利的卡拉瑪建立太陽觀測站，以補威爾遜山天文臺在數據資料上的不足。他在273個月的海爾周期中找出了27個諧波的週期，包括7、13、和39個月的模式。他通過城市各個月的天氣紀錄，像是溫度變化與降雨量與太陽活動匹配或反對太陽活動的趨勢，尋找天氣間的關聯性。
隨著樹齡學的發展，像是沃爾多·S.·葛洛克等科學家注意到樹木的生長和現存紀錄上太陽活動週期之間的關聯性，並且以長達世紀的太陽常數變化，推論千年尺度的年代學也有相似的變化。
統計學上的研究顯示天氣和氣候與太陽活動的關聯是世紀性的，數據回推至1801年，當威廉·赫歇爾注意到麥子的價格和黑子紀錄之間有明顯的關聯性他們現在以來自表面的網路收集和氣象衛星觀察的數據作全球性高度密集的比對，以綜合或觀察研究太陽變異的作用如何通過地球氣候系統散佈的詳細過程，並且/或強迫建立氣候模型。
圖示顯示太陽的活動，包括黑子的數量以及由宇宙射線產生的同位素。
太陽黑子是太陽強烈的磁場活動抑制了對流的作用，因而使得於表面溫度相對較低、顏色較暗的區域。黑點的數量關聯到太陽輻射的強度，在1980年代，以阿布特、Foukal等人（1977年）意識到輻射的增加值與黑子的關聯性，只依據一顆衛星的觀測，估計其變異是很小的（只有1 W/m2的等級或總量的0.1%）。雨雲7號（在1978年10月25日發射）和太陽極大期任務衛星（1980年2月14日發射）查出，因為圍繞黑子周圍的區域更加明亮，整體的作用是越多的黑點意味著太陽越明亮。
曾有一些建議認為太陽直徑的變化也許會導致輸出的改變，但是最近的工作，主要是SOHO的米契森都卜勒影像儀，顯示這種變化量極為微小，大約只有0.001%（Dziembowski et al., 2001）。
各種各樣的研究都應用了黑子數目來進行（因為這項紀錄已延續了數百年）做為其他太陽輸出活動的代理（因為最好的也只有數十年的觀測資料），同樣的，地面儀器與在軌道極高高度上的儀器之間也做了比對和較準。研究人員結合目前的數據和調整歷史上的數據，其他代理的資料 － 像是宇宙射線產生的同位素 －被用來推斷太陽磁場的活動和可能的亮度。
太陽黑子的活動已經使用沃夫數測量了300年之久，這個索引（也稱為蘇黎世數）使用黑子的數量和群組數量兩者補償在測量上的變化。芬蘭Oulu大學的Ilya Usoskin在2003年的研究指出，黑子的活動從1940年代開始比過去的1150年都要頻繁。
重建太陽黑子的11,400年活動期間，在8,000年前曾經有明顯的活躍期。
透過樹齡學使用放射性碳的濃度變化，已經重建了11,400年的黑子數目。在過去70年的太陽活動水準似乎是異常的，而相似的巨大變化最後一次大約發生在8,000年前。太陽的磁性活動較過去的11,400年高出了大約10%，並且早期的高活動性期間都比現在的事件要短。
放射性碳紀錄的太陽活動事件。近期的紀錄在左邊，1900年以後的數值未顯示。
+ 太陽活動事件大概的期間
歐特極小期（參見中世紀溫暖時期）
中古極大期（參見中世紀溫暖時期）
史波勒極小期
道爾頓極小期
歷史上的太陽活動極大期與極小期表，也包括最大的極小期ca. 690 AD, 360 BC, 770 BC, 1390 BC, 2860 BC, 3340 BC, 3500 BC, 3630 BC, 3940 BC, 4230 BC, 4330 BC, 5260 BC, 5460 BC, 5620 BC, 5710 BC, 5990 BC, 6220 BC, 6400 BC, 7040 BC, 7310 BC, 7520 BC, 8220 BC, 9170 BC.
太陽週期是太陽行為上的循環變化，許多可能的模式曾被建立起來，但在觀測上只有11年和22年的週期是很清楚的被觀察到。
2,300的哈爾斯塔太陽變化週期。
* 11年：最明顯的是黑子數量在大約11年的週期中逐漸增加和減少，也因為施瓦貝的觀測被稱為施瓦貝週期。巴布科模型以磁場的流出和捲入來解釋此一週期。當太陽黑子增加時太陽表面的活動也最活躍，然而光度由於明亮的斑點也增加而沒有改變（光斑）。
* 22年：海爾週期，因喬治·海爾得名。在每一個施瓦貝週期，太陽的磁場都會扭轉，因此磁極要兩次扭轉之後才會回到相同磁極的狀態。
* 87年（70-100年）：格萊斯堡周期，因沃爾夫岡·格萊斯堡而得名，被認為是施瓦貝11年週期的調幅（Sonnett and Finney, 1990）.Braun, et al,（2005）。
* 210年：Suess週期（a.k.a. de Vries cycle）. Braun, et al, (2005).
* 2,300 years: 哈爾斯塔週期
其他曾經被偵測到的模式：
* 在碳-14：105、131、232、385、504、805、2,241年（Damon and Sonnett, 1991）。
* 在約2億4千萬年前的前二疊紀時期，在卡斯提爾的礦物層顯示有2,500年的週期。
由於海洋對熱的惰性，使受到太陽變化影響的氣候敏感性產生更長週期的變化，並且減緩了變化的頻率。Scafetta和West（2005）發現氣候的敏感度是22年週期的1.5倍，而強制對應於11年的週期，並且熱惰性使得在氣候循環中的溫度變化大約滯後2.2年。
* 以11年週期的二次方程為基礎，以其諧振建立的一個簡單模型，顯示在全新世呈出現類似的行為。推測在未來的數個世紀內，氣溫將斷斷續續的略微增溫，並在500年之內逐漸進入小冰期的狀況。這種較低的溫度也許會從現在起回歸然後跟隨著大約1,500年的高溫期，情況與早先全新世的最高溫期間相似。
* 有微弱的證據顯示太陽黑子活動的變化高峰有類似90年的週期。依據這種特徵預測下個2010年的太陽週期平滑曲線大約有145±30的峰值，在下一個2023年週期的峰值大約是70±30
* 因為碳-14有類似的週期，Damon and Sonett (1989)據以預測未來的氣候：
碳-14異常
接踵而來的"暖化"
AD 1922（低溫）
AD 2038
AD 1898（低溫）
AD 2002
Gleisberg
AD 1986（低溫）
AD 2030
在大氣層之上和表面的太陽照度光譜。
太陽照度或日照，是抵達地球陽光每單位面積的總量。這種設備用來測量光學亮度、全輻射或是各種不同頻率的輻射。歷史上的估量曾用過許多種測量和替代的方法。
它們有兩種通俗的的意義：
* 抵達地球大氣層上層的輻射。
* 抵達地球大氣層內某一定點的輻射，也包括表面。
大氣層內不同的氣體會吸收太陽輻射中不同的波長，雲和塵埃也會有影響。因此對大氣層之上的測量需要觀察各種不同的太陽輸出，包括會在大氣層內造成混淆變化的效應。的確，有一些證據顯示在最近的這50年（參見全球性黯淡）照射至地球表面的陽光可能因為大氣層的汙染而有所減少，而在同時期內太陽的輸出幾乎是恆定的。
有些日照上的變化不是來在太陽的變化，而是因為地球接近或遠離太陽，或是抵達地球的區域輻射在數量上的變化，這些會導致長期性的日照發生25%的變化（區域的，全球性平均的變動很小）。在最近影響深遠的事件是在''全新世氣候最適度 ''的北半球夏季，自轉軸傾斜24°
有好幾種不同的假說試圖解釋太陽活動對地球可能的影響。有些變化，像是太陽大小的改變，目前只在天文學的領域中有人感興趣。
* 在最近的週期變化中的變異量只有約0.1%。
* 對應於太陽的變化以9-13、18-25和>100年的期間被與海洋表面溫度測量值比較。
* 因為蒙德極小期，在過去300年可能增加0.1%至0.6%，氣候模型經常使用的增量是0.25%。
* 一種重建的ACRIM資料顯示在極小期的短暫期間內，輸出的數值每10年有0.05%增量的趨勢。這些顯示太陽磁性活動和格林威治測量的黑子相對數之間有高度的交互作用 Wilson, Mordvinov (2003)。
* 在200至300nm的紫外線輻照度從極大期至極小期有大約1.5%的變化。
* 在紫外線波長上的能量變化介入臭氧產生和損失的大氣層效應。
** 在最後這4個太陽周期期間，30 hPa大氣壓力的高度被觀測到與太陽活動同步變化。
** 紫外線輻照度的增加造成高臭氧產生，導致同溫層的熱化和在同溫層和對流層風系的向極位移。
* 替代的研究認為，因為蒙德極小期，紫外線增加了約3%。
* 一個較活躍的太陽風和更強的磁場減少觸擊到地球大氣層的宇宙射線。
* 太陽風的活動影響到太陽圈的大小和強度，當充滿太陽風的微粒時體積會增大。
* 宇宙線製造的14C、10Be和36Cl的變動顯示和太陽活動相關聯。
* 宇宙射線造成大氣層上層電離的變化，但變化顯然不是很明顯。
* 再過去的一個世紀，太陽日冕磁通量的倍增，使宇宙射線的通量減少15%。
* 太陽的總磁通量在1964-1996年上升了1.41倍，而從1901年起上升了2.3倍。
* 宇宙射線被假設對雲的凝結核的生成有影響，而會影響到雲的形成。觀測上的證據認為彼此間並無關聯
* 1983-1994年間來自國際衛星雲氣候計劃（ISCCP）的數據顯示，全球性低層雲的形成與宇宙射線有高度的關聯，但隨後的交叉比對消除了這種關連性。
* 經由測量由地球對月球的"地球反照"，在最近的太陽周期中進行了5年的測量，顯示地球的反照率減少了2.5%。由衛星在較早的週期期間進行的測量也有相似的減少結果。
* 以地中海為核心進行的浮游生物研究也顯示與太陽相關的11年週期，在1760和1950增加了3.7倍。被認為與雲量的覆蓋率減少有關聯。
* 丹麥國家太空研究中心的Henrik Svensmark在實驗室推導出宇宙射線的輻照度能產生微粒，雖然這些微粒本質上與在雲層中自然構成的凝結核不同。
太陽微粒的交互作用、太陽磁場和地球的磁場，造成行星表面的微粒和磁場的變化，極端的太陽事件可能影響電子設備。太陽磁場的衰弱相信會始抵達地球大氣的宇宙射線數量增加，改變抵達地球表面的微粒種類。它被推測的一種變化認為宇宙射線可能導致地球上某種雲層數量的增加，影響地球的反照率。
太陽微粒與地球磁氣層的交互作用。
地球的極光是與太陽風、太陽磁場、地球磁場和地球的大氣層交互作用創造出來的，其中的任何變化都會影響極光的類型。
突然的變化會在地球磁場的分布上造成強烈的干擾，稱為地磁風暴。
高能量的質子可能在主要的耀斑尖峰發生之後30分鐘抵達地球，當發生這種太陽質子事件，地球是沐浴在來自耀斑的高能太陽微粒（主要是質子）之下。其中有些微粒會順著地球磁場盤旋而下，擊穿數層地球的大氣上層，並且導致大量的大氣質點電離，並且使環境中的輻射能大增。
太陽風和磁場創造的太陽圈圍繞者太陽系。
太陽活動的增加（更多的太陽黑子）會使在" 太陽風"中電離的微粒增加，成為向外流失離開太陽的離子微粒，其中大多數都是質子和電子。地球磁場、太陽風和太陽磁場共同造成銀河宇宙射線（GCR）的偏轉。太陽活動減弱，滲透進對流層和同溫層的GCR就會增加。GCR的微粒是電離的主要來源，終止在對流層上1公里左右（在1公里之下，氡氣是許多區域造成電離的主要來源）。
GCR的水平被碳-14和鈹-10的生成影響間接的記錄下來。大約2300年的Hallstatt太陽週期反射在氣候上的Dansgaard-Oeschger events。80-90年的Gleissberg週期再長度上取決於一併發生的11年太陽週期，並且看起來在這段時間也發生了相同的氣候模式。
在電離上的變化影響到在氣溶膠內形成雲層的核種的豐度。這樣的結果，電離化的水平潛在性的影響到結露、低雲、相對濕度和與雲有關的反照率。由大量的凝結種核形成的雲比較明亮，能長期存在，並且可能產生的降雨和雪較少。3%-4%的雲量變化和雲頂溫度的變化與太陽週期的11年和22年相關聯，但GCR的水平增加卻在"反平行"循環。
全球平均的雲遮蔽率變化在1.5-2.0%。有些研究顯示GCR和雲量的變化在緯度高於50°是正相關的，但在低緯度卻是負相關。
然而，不是所有的科學家都相信統計的結果，並且規因於太陽的其他一些變化（即，紫外線的總輻照度變化）而不是直接對GCR變動.。在解釋這些交互作用的困難在於事實上太陽的可變性太多，許多方便都在同時變化，並且一些氣候系統都有延遲反應。
太陽黑子紀錄（藍色）相對於14C（倒置的）。這兒的黑點水平和放射性碳之間的變動有約60年的延遲。
碳-14的生成（放射性碳：14C）也與太陽活動相關。碳-14是在大氣上層產生的，當宇宙射線轟擊大氣層的氮（14N），導致氮進行β衰變，因而轉換成不尋常的，原子量為14的碳同位素，而不是一般常見的原子量為12。矛盾的是，太陽活動的增加導致抵達地球大氣層的宇宙射線減少，因而使14C的生成減少。這是因為宇宙射線在太陽系內會被太陽風的磁場向外排開。因而宇宙射線強度和碳-14的生成反比於活動的一般水平。
因此，大氣層的14C在太陽黑子極大期是低值，當太陽黑子極小期時是高值。測量在樹木中捕獲的碳-14和記算年輪，放射性碳在木頭年輪中的數量可以測量出對應的日期。過去10,000的14C重建展示出在中間-全新世的7,000年以前是高的，並且一直減少至1,000年前。除了在太陽活動上的變化之外，碳-14的升成和長期變化還受到地球磁場和生物圈的影響（特別是自最後一次冰河期以來與大片植物相關聯的變化）。
自從1850年的CO2、溫度、和太陽黑子活動。
研究人員的爭議是太陽變化在現今的氣候變化中是否扮演主要的角色。
在IPCC提出的第三次評估報告，IPCC說明被測量到的太陽光度變化遠小於預測由於溫室氣體造成的氣候變化
In 2002, Lean et al.。聲明中，"有...增加的經驗證據為太陽在氣候變化中扮演的角色是數個11年的循環週期"，"太陽活動在地球代理人（像是碳-14和鈹-10宇宙放射性同位素和地磁標誌）上的變化，能呈現長期（對世紀而言）的太陽照射度的變化…因為隨機反應的增加隨著週期的振幅，沒有隨著實際的世紀照射度變動。"它們認為，因為「長期氣候變化也許看起來是追隨著太陽活動週期的振幅」，但是當背景成份從太陽總照射度的歷史重建時，太陽照射度和氣候間的強制因素降至5的級數…這建議20世紀溫暖的全球循環模型（GCM）也許過度高估了太陽照射度變化的角色。"最近，在2006年9月的自然雜誌刊登的一篇本質上是回顧和研究的文章，認為有確實的證據顯示太陽亮度的變化在全球暖化上的作用較少，長久以來太陽的輸出似乎只有少量的變化。洛克伍德和Fr?hlich，在2007年發現有明確的證據顯示地球在工業化之前太陽對氣候的影響，在上個世紀的前半世紀也許是一個因素，但是在工業化之後，特別是在過去的20年，所有太陽的變化都趨向使氣候向相反的方向變化，但卻要去解釋觀察到的全球平均溫度上升的現象"。
* Gerrit Lohmann, Norel Rimbu, Mihai Dima (2004).  Climate signature of solar irradiance variations: analysis of long-term instrumental, historical, and proxy data. International Journal of Climatology 24(8), 1045–1056—Abstract: https://web.archive.org/web/20070724133027/http://www.palmod.uni-bremen.de/%7egerrit/abstractSolar.html
* Solar Climatic Effects (Recent Influence)—Summary. Center for the Study of Carbon Dioxide and Global Change. 2003-03-19. https://web.archive.org/web/20041105044435/http://www.co2science.org/subject/s/summaries/solarrecin.htm
* NOAA / NESDIS / NGDC (2002)  Solar Variability Affecting Earth NOAA CD-ROM NGDC-05/01. This CD-ROM contains over 100 solar-terrestrial and related global data bases covering the period through April 1990. http://www.ngdc.noaa.gov/stp/CDROM/solar_variability.html
* S. K Solanski, M. Fligge (2001)  Long-term changes in solar irradiance ESA SP-463, ESA Publications Division. http://www.astro.phys.ethz.ch/papers/fligge/solspa_2.pdf
* S.K. Solanki, M. Fligge (2000)  Reconstruction of past solar irradiance Space Science Review 94, 127–138 http://www.astro.phys.ethz.ch/papers/fligge/solfli_rev.pdf
* George C. Reid (1995)  The sun-climate question: Is there a real connection? Aeronomy Laboratory, NOAA/ERL, Boulder, Colorado. U.S. National Report to IUGG, 1991–1994 Rev. Geophys. Vol. 33 Suppl. http://www.agu.org/revgeophys/reid00/reid00.html
* 黃明輝 (2009)  太陽、宇宙線與氣候的關聯 物理雙月刊 31 卷 5 期。
太陽活動預報是對太陽活動所進行的預報工作。
按照預報時間的長短分為長期、中期和短期預報。
*長期預報一般是1年或幾年以上的預報，如預報太陽黑子周期的演變。
*中期預報主要是提前幾天或幾個月的預報
*短期預報是提前1-3天的預報，（主要是預報耀斑和由耀斑引起的電離層騷擾。短期預報是目前太陽活動預報中最成功。）
太陽活動預報需要完整的太陽和地球物理數據，因此需要國際間的合作。組織工作主要由國際無線電科學協會、國際天文學聯合會負責，每天24小時不間斷對太陽進行觀測。
世界上大約有14個發布關于太陽活動或電離層參數的預報中心。其中最主要的4個預報中心是：
*美國空間環境服務中心，它是西半球的預報中心，也是全世界的預報中心
*美國空軍航空空間環境支持中心
中國在1960年代成立太陽活動觀測網與預報網。
德國的黃土牧場。
gley developed in glacial till, Northern Ireland
土壤（，）是一種自然體，由數層不同厚度的土層（，）所構成，主要成分是礦物質。土壤和母質（巖石）的差異主要是表現在形態特徵或物理、化學、礦物等。但這種解釋嚴格來說（或者以環境科學的角度來說）並不正確：土壤是由母質經過風化作用後所形成的，其特性與母質不盡相同。
土壤是各種風化作用和生物的活動產生的礦物和有機物混合組成，存在著固體、氣體及液體等狀態。疏鬆的土壤微粒組合起來，形成充滿間隙的土壤，而在這些孔隙中則含有溶解溶液（液體）和空氣（氣體）。因此土壤通常被視為有三種狀態。大部分土壤的密度為1～2 g/cm3。地球上大多數的土壤，生成時間多晚於更新世，只有很少的土壤成分的生成年代早於第三紀。
在亞熱帶氣候中有代表性的混黑色的表土和紅色的底土。
土壤有六大功能：
#無機質、有機質的循環利用
#生物棲息地（包含地面上及土壤層中）
#部分生物巢穴的地基
#水分供應、涵養及淨化
#必須營養成分之提供
#支持某些生物（如植物）生長
成土作用是由物理、化學、生物和人為過程對土壤母質（巖石）的綜合效應。基巖風化產生的母質就是土壤形成的來源。土壤的形成涉及到土壤剖面中的邊界層或地面層，它們因為母質的增加，損失，改變和易位構成土壤。風化後自巖石中而來的礦物質經由許多作用交互影響，從而生成次生礦物及其他在水中溶解度不同的化合物，這些成分會隨著水或者生物活動而被帶到其他地方。土壤內部物質受到不同環境因素的改變，從而形成各種土壤獨特的外觀。在溫暖地區頻繁大雨，溼熱的氣候條件下，儘管很少有有機物質，植物仍然很快就生長在玄武巖上。植物為了在貧乏的巖石上存活，開始用特殊的營養方式維生，例如溶解鳥糞。發展中的植物根系與菌根真菌獨自或聯合，很快逐步分解了多孔熔巖並積累了有機質。但即使如此，主要的孔破碎熔巖在這個植物根上成長將可被視為土壤。土母質、地區性氣候條件、地形地貌、生物勢和時間這5個典型因素之間動態的相互作用影響了土壤的形成及演變方式，並且對土壤“生命”循環的進行方式產生影響。
構成土壤的原材料叫做母質。它包括：風化的原始基層巖；次要的從其他地點運來的輔助材料，如崩積層和沖積層；沈澱物已存在，但在其它方式混合或改變-舊土壤形成，包括泥炭或高山腐殖質的有機物；人為的材料，如垃圾填埋場或礦物廢料。少量土壤直接地底巖破裂形成。這些土壤通常被稱為“殘積土”，並與他們的母質有大致相同的化學性質。大部分土壤源於通過風力、水力和重力被運到其他地點的材料產生。其中一些材料可能移動了數英里或只有幾英尺。風吹材料稱為黃土，覆蓋在北美洲中西部地區和亞洲中部以及其他地點。在南北緯度，冰磧物是許多土壤的組成部分，他們在大山附近形成，是冰川冰移動的地面的產物。冰可以把巖石和大石頭打破成較小的碎片，也可以整理材料成不同尺寸。隨著冰川的冰融化，融化的水也移動和整理材料並排序、整理和從他們原始位置改變距離。土壤側面更深的區域可能有與他們沈澱的水、冰塊或風相對不變的材料。
土壤一般分成六層：O層是枯枝落葉層，A層是腐殖質層。E層是淋溶層。以上三層為表土層。B層是澱積層。C層是風化層。R層是巖石層。以上三層為心土層。