Солнечные явления

В этой статье есть несколько проблем. Помогите улучшить ее или обсудите эти проблемы на странице обсуждения . ( Узнайте, как и когда удалять эти сообщения ) Содержание этой статьи может вводить в заблуждение .Пожалуйста, помогите прояснить содержание. ( Январь 2024 ) В этой статье может отсутствовать фокус или она может затрагивать более одной темы .Пожалуйста, помогите улучшить эту статью, возможно, разделив ее и/или добавив страницу устранения неоднозначности , или обсудите этот вопрос на странице обсуждения . ( Январь 2024 ) ( Узнайте, как и когда удалить это сообщение )

Солнечные явления — это естественные явления , которые происходят в атмосфере Солнца . Они принимают множество форм, включая солнечный ветер , поток радиоволн , солнечные вспышки , выбросы корональной массы , ^[1] нагрев короны и солнечные пятна .

Считается, что эти явления генерируются спиральным динамо , расположенным вблизи центра массы Солнца, которое генерирует сильные магнитные поля, а также хаотическим динамо, расположенным вблизи поверхности, которое генерирует более мелкие колебания магнитного поля. ^[2] Все солнечные колебания вместе называются солнечной вариацией, которая создает космическую погоду в гравитационном поле Солнца.

Солнечная активность и связанные с ней события регистрируются с восьмого века до нашей эры. На протяжении всей истории технологии и методология наблюдений развивались, и в 20 веке интерес к астрофизике резко возрос, и было построено много солнечных телескопов. Изобретение коронографа в 1931 году позволило изучать корону при полном дневном свете.

Солнце — звезда , расположенная в центре Солнечной системы . Оно имеет почти идеальную сферическую форму и состоит из горячей плазмы и магнитных полей . ^{[3] [4]} Его диаметр составляет около 1 392 684 километров (865 374 миль), ^[5] что примерно в 109 раз больше массы Земли , а его масса (1,989 × 10³⁰ килограммов, что примерно в 330 000 раз больше массы Земли) составляет около 99,86% от общей массы Солнечной системы. ^[6] Химически, около трех четвертей массы Солнца состоит из водорода , а остальная часть в основном из гелия . Оставшиеся 1,69% (что равно 5600 массам Земли) состоят из более тяжелых элементов, включая кислород , углерод , неон и железо . ^[7]

Солнце образовалось около 4,567 млрд ^{[a] [8]} лет назад в результате гравитационного коллапса области внутри большого молекулярного облака . Большая часть материи собралась в центре, а остальная часть сплющилась в орбитальный диск, который стал балансом Солнечной системы . Центральная масса становилась все более горячей и плотной, в конечном итоге инициировав термоядерный синтез в ее ядре.

Солнце является звездой главной последовательности G-типа (G2V) на основе спектрального класса , и оно неофициально обозначено как желтый карлик , потому что его видимое излучение наиболее интенсивно в желто-зеленой части спектра . На самом деле оно белое, но с поверхности Земли оно кажется желтым из-за атмосферного рассеивания синего света. ^[9] В метке спектрального класса G2 указывает на его поверхностную температуру , приблизительно 5770 К [3] (в 2014 году UAI примет 5772 К), а V указывает на то, что Солнце, как и большинство звезд, является звездой главной последовательности и, таким образом, генерирует свою энергию путем синтеза водорода в гелий. В своем ядре Солнце каждую секунду синтезирует около 620 миллионов метрических тонн водорода. ^{[10] [11]}

Среднее расстояние Земли от Солнца составляет приблизительно 1 астрономическую единицу (около 150 000 000 км; 93 000 000 миль), хотя расстояние меняется по мере того, как Земля движется от перигелия в январе до афелия в июле. ^[12] На этом среднем расстоянии свет проходит от Солнца до Земли примерно за 8 минут 19 секунд. Энергия этого солнечного света поддерживает почти всю жизнь ^[b] на Земле посредством фотосинтеза , ^[13] и управляет климатом и погодой Земли. ^[14] Еще в 19 веке ученые мало знали о физическом составе Солнца и источнике энергии. Это понимание все еще развивается; ряд современных аномалий в поведении Солнца остаются необъясненными.

Многие солнечные явления периодически меняются в течение среднего интервала около 11 лет. Этот солнечный цикл влияет на солнечное излучение и влияет на космическую погоду, земную погоду и климат .

Солнечный цикл также модулирует поток коротковолнового солнечного излучения, от ультрафиолетового до рентгеновского , и влияет на частоту солнечных вспышек , выбросов корональной массы и других солнечных извержений.

Часть серии статей о
Гелиофизика
Гелиосферный токовый слой
Гелиосфера Солнце Солнечная система Космический климат Космическая погода
Основы плазма Трубка флюса Magnetic reconnection Particle acceleration Nuclear physics
Interplanetary medium IMF Parker spiral Solar wind Cosmic ray ICME Forbush decrease
Magnetospherics History Particle motion Magnetosheath Plasmasphere Van Allen radiation belt Ring current Birkeland current Magnetic storm Aurora GIC Dst Substorm Space tornado Space hurricane Polar wind Flux transfer event
Solar phenomena Solar cycle max min Solar storm Coronal hole CME Solar prominence Solar flare Solar particle event Radio emission
v t e

Корональный выброс массы (CME) — это мощный всплеск солнечного ветра и магнитных полей, поднимающийся над солнечной короной . ^[15] Вблизи солнечных максимумов Солнце производит около трех CME каждый день, тогда как в периоды солнечных минимумов происходит один CME каждые пять дней. ^[16] CME, наряду с солнечными вспышками другого происхождения, могут нарушать радиопередачи и повреждать спутники и линии электропередач , что может привести к потенциально масштабным и длительным отключениям электроэнергии . ^{[17] [18]}

Выбросы корональной массы часто возникают вместе с другими формами солнечной активности, в первую очередь солнечными вспышками , но причинно-следственная связь не установлена. Большинство слабых вспышек не имеют корональных выбросов массы; однако, самые мощные имеют. Большинство выбросов происходят из активных областей на поверхности Солнца, таких как группы солнечных пятен, связанные с частыми вспышками. Другие формы солнечной активности, часто связанные с выбросами корональной массы, — это эруптивные протуберанцы, корональное затемнение, корональные волны и волны Мортона , также называемые солнечными цунами.

Магнитное пересоединение ответственно за выбросы корональной массы и солнечные вспышки . Магнитное пересоединение — это название перестройки линий магнитного поля, когда два противоположно направленных магнитных поля объединяются. Эта перестройка сопровождается внезапным высвобождением энергии, хранящейся в исходных противоположно направленных полях. ^{[19] [20]}

Когда CME воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует магнитное поле Земли , изменяя направление стрелки компаса и вызывая большие электрические токи заземления в самой Земле; это называется геомагнитной бурей , и это глобальное явление. Воздействия CME могут вызывать магнитное пересоединение в хвосте магнитосферы Земли (полуночной стороне магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они формируют полярное сияние .

Солнечная вспышка — это внезапная вспышка яркости, наблюдаемая на поверхности Солнца или на его лимбе , которая интерпретируется как выброс энергии до 6 × 10 ²⁵ джоулей (около одной шестой от общего выхода энергии Солнца каждую секунду или 160 миллиардов мегатонн тротилового эквивалента, более чем в 25 000 раз больше энергии, чем высвободилось при столкновении кометы Шумейкеров–Леви 9 с Юпитером). За ней может последовать выброс корональной массы . ^[21] Вспышка выбрасывает облака электронов, ионов и атомов через корону в космос. Эти облака обычно достигают Земли через день или два после события. ^[22] Похожие явления у других звезд известны как звездные вспышки.

Солнечные вспышки сильно влияют на космическую погоду вблизи Земли. Они могут создавать потоки высокоэнергетических частиц в солнечном ветре, известные как солнечные протонные события . Эти частицы могут воздействовать на магнитосферу Земли в форме геомагнитной бури и представлять радиационную опасность для космических аппаратов и астронавтов.

• Солнечная вспышка
• 
  31 августа 2012 года в 16:36 по восточному времени в космос вырвался длинный протуберанец/волокно солнечного материала, паривший в атмосфере Солнца (корона).
• 
  Схема структуры магнитного поля солнечной вспышки и ее происхождение, предположительно являющееся результатом деформации такой магнитной структуры, связывающей внутреннюю часть Солнца с солнечной атмосферой через корону .
• 
  Полное 2D-изображение, полученное с помощью СТЕРЕО (высокое разрешение)

Солнечное протонное событие (СПС), или «протонная буря», происходит, когда частицы (в основном протоны), испускаемые Солнцем, ускоряются либо вблизи Солнца во время вспышки, либо в межпланетном пространстве ударными волнами коронального выброса массы. События могут включать другие ядра, такие как ионы гелия и ионы HZE . Эти частицы вызывают множественные эффекты. Они могут проникать в магнитное поле Земли и вызывать ионизацию в ионосфере . Эффект аналогичен авроральным событиям, за исключением того, что в них участвуют протоны, а не электроны. Энергичные протоны представляют значительную радиационную опасность для космических аппаратов и астронавтов. ^[23] Энергичные протоны могут достичь Земли в течение 30 минут после пика крупной вспышки.

Протуберанец — это большой, яркий, газообразный объект, простирающийся наружу от поверхности Солнца , часто в форме петли . Протуберанцы закреплены на поверхности Солнца в фотосфере и простираются наружу в корону. В то время как корона состоит из высокотемпературной плазмы , которая не излучает много видимого света , протуберанцы содержат гораздо более холодную плазму, похожую по составу на плазму хромосферы .

Плазма протуберанца обычно в сто раз холоднее и плотнее корональной плазмы. Протуберанец формируется в течение времени, составляющего около земных суток, и может сохраняться в течение недель или месяцев. Некоторые протуберанцы распадаются и образуют корональные выбросы массы.

Типичный протуберанец простирается на многие тысячи километров; самый большой из зарегистрированных протуберанцев имел длину более 800 000 километров (500 000 миль) ^[24] — примерно радиус Солнца.

Когда протуберанец рассматривается на фоне Солнца, а не космоса, он кажется темнее фона. Это образование называется солнечной нитью. ^[24] Проекция может быть как нитью, так и протуберанцем. Некоторые протуберанцы настолько мощные, что выбрасывают вещество со скоростью от 600 км/с до более 1000 км/с. Другие протуберанцы образуют огромные петли или дугообразные колонны светящихся газов над солнечными пятнами, которые могут достигать высоты в сотни тысяч километров. ^[25]

Солнечные пятна — это относительно темные области на излучающей «поверхности» Солнца ( фотосфере ), где интенсивная магнитная активность подавляет конвекцию и охлаждает фотосферу . Факелы — это немного более яркие области, которые образуются вокруг групп солнечных пятен, когда поток энергии в фотосферу восстанавливается, и как нормальный поток, так и заблокированная солнечными пятнами энергия повышают температуру излучающей «поверхности». Ученые начали размышлять о возможных связях между солнечными пятнами и солнечной светимостью в 17 веке. ^{[26] [27]} Уменьшение светимости, вызванное солнечными пятнами (обычно <- 0,3%), коррелирует с увеличением (обычно <+ 0,05%), вызванным как факелами, которые связаны с активными областями, так и магнитно-активной «яркой сетью». ^[28]

Чистый эффект в периоды повышенной солнечной магнитной активности заключается в увеличении лучистого солнечного излучения, поскольку факелы больше и сохраняются дольше, чем солнечные пятна. Наоборот, периоды более низкой солнечной магнитной активности и меньшего количества солнечных пятен (например, минимум Маундера ) могут коррелировать с периодами более низкой освещенности. ^[29]

Активность солнечных пятен измеряется с помощью числа Вольфа уже около 300 лет. Этот индекс (также известный как число Цюриха) использует как число солнечных пятен, так и число групп солнечных пятен для компенсации вариаций измерений. Исследование 2003 года показало, что солнечные пятна стали появляться чаще с 1940-х годов, чем в предыдущие 1150 лет. ^[30]

Солнечные пятна обычно появляются парами с противоположной магнитной полярностью. ^[31] Подробные наблюдения выявляют закономерности в годовых минимумах и максимумах и в относительном расположении. По мере того, как каждый цикл продолжается, широта пятен уменьшается с 30-45° до примерно 7° после солнечного максимума . Это широтное изменение следует закону Шпёрера .

Чтобы солнечное пятно было видно человеческому глазу, оно должно быть около 50 000 км в диаметре, охватывая 2 000 000 000 квадратных километров (770 000 000 квадратных миль) или 700 миллионных видимой области. За последние циклы с Земли видны примерно 100 солнечных пятен или компактных групп солнечных пятен. ^{[c] [32]}

Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере своего движения и могут перемещаться со скоростью несколько сотен метров в секунду, когда они впервые появляются.

• 
  Закон Шпёрера гласит, что в начале 11-летнего цикла солнечных пятен пятна сначала появляются на более высоких широтах, а затем на все более низких широтах.
• 
  В отчете Daily Mail солнечное пятно 1302 охарактеризовано как «гигант», вызывающий мощные солнечные вспышки.
• 
  Деталь поверхности Солнца, аналоговая фотография с 4-дюймовым рефрактором, желтым стеклянным фильтром и фольгированным фильтром ND 4, обсерватория Гросхадерн , Мюнхен
• 
  Детальный вид солнечного пятна, 13 декабря 2006 г.

Солнечный ветер — это поток плазмы, выбрасываемый из верхней атмосферы Солнца . Он состоит в основном из электронов и протонов с энергией обычно от 1,5 до 10 кэВ . Поток частиц меняет плотность, температуру и скорость с течением времени и по солнечной долготе. Эти частицы могут выходить из-под гравитации Солнца из-за своей высокой энергии.

Солнечный ветер делится на медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 километров в секунду (250 миль/с), температуру 2 × 10⁵ К и состав, близкий к короне. Быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км/с, температуру 8 × 10⁵ K и почти соответствует фотосфере. ^{[33] [34]} Медленный солнечный ветер в два раза плотнее и более изменчив по интенсивности, чем быстрый солнечный ветер. Медленный ветер имеет более сложную структуру с турбулентными областями и крупномасштабной организацией. ^{[35] [36]}

Как быстрый, так и медленный солнечный ветер может прерываться крупными, быстро движущимися всплесками плазмы, называемыми межпланетными корональными выбросами массы (МКВМ). Они вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы , генерируя электромагнитные волны и ускоряя частицы (в основном протоны и электроны), образуя ливни ионизирующего излучения , которые предшествуют корональным выбросам массы.

Космическая погода — это состояние окружающей среды в Солнечной системе, включая солнечный ветер . Она изучается, в частности, вокруг Земли, включая условия от магнитосферы до ионосферы и термосферы. Космическая погода отличается от земной погоды тропосферы и стратосферы . Этот термин не использовался до 1990-х годов. До этого времени такие явления считались частью физики или аэрономии .

Солнечные бури вызываются возмущениями на Солнце, чаще всего корональными облаками, связанными с солнечными вспышками CME, исходящими из активных областей солнечных пятен, или реже из корональных дыр . Солнце может производить интенсивные геомагнитные и протонные бури, способные вызывать отключения электроэнергии , сбои или отключения связи (включая системы GPS ) и временное/постоянное отключение спутников и другой космической техники. Солнечные бури могут быть опасны для высокоширотной, высотной авиации и для пилотируемых космических полетов . ^[37] Геомагнитные бури вызывают полярные сияния. ^[38]

Самая значительная известная солнечная буря произошла в сентябре 1859 года и известна как событие Кэррингтона . ^{[39] [40]}

Полярное сияние — это естественное световое явление на небе, особенно в высокоширотных ( Арктика и Антарктика ) регионах, в форме большого круга вокруг полюса. Оно вызвано столкновением солнечного ветра и заряженных магнитосферных частиц с высотной атмосферой ( термосферой ).

Большинство полярных сияний происходит в полосе, известной как зона полярных сияний , ^{[41] [42],} которая обычно имеет ширину от 3° до 6° по широте и наблюдается на расстоянии от 10° до 20° от геомагнитных полюсов на всех долготах, но часто наиболее ярко проявляется в периоды весеннего и осеннего равноденствия . Заряженные частицы и солнечный ветер направляются в атмосферу магнитосферой Земли. Геомагнитная буря расширяет зону полярных сияний до более низких широт.

Полярные сияния связаны с солнечным ветром. Магнитное поле Земли захватывает его частицы, многие из которых движутся к полюсам, где они ускоряются к Земле. Столкновения этих ионов с атмосферой высвобождают энергию в виде полярных сияний, появляющихся в больших кругах вокруг полюсов. Полярные сияния более часты и ярче во время интенсивной фазы солнечного цикла, когда корональные выбросы массы увеличивают интенсивность солнечного ветра. ^[43]

Геомагнитная буря — это временное возмущение магнитосферы Земли, вызванное ударной волной солнечного ветра и/или облаком магнитного поля, которое взаимодействует с магнитным полем Земли . Увеличение давления солнечного ветра сжимает магнитосферу, а магнитное поле солнечного ветра взаимодействует с магнитным полем Земли, передавая повышенную энергию в магнитосферу. Оба взаимодействия увеличивают движение плазмы через магнитосферу (вызванное возросшими электрическими полями) и увеличивают электрический ток в магнитосфере и ионосфере. ^[44]

Возмущение в межпланетной среде, которое приводит к буре, может быть вызвано CME или высокоскоростным потоком (область взаимодействия с со-вращающимся потоком или CIR) ^[45] солнечного ветра, исходящим из области слабого магнитного поля на поверхности Солнца. Частота геомагнитных бурь увеличивается и уменьшается с циклом солнечных пятен . Бури, вызванные CME, чаще встречаются во время солнечного максимума солнечного цикла, в то время как бури, вызванные CIR, чаще встречаются во время солнечного минимума.

Несколько явлений космической погоды связаны с геомагнитными бурями. К ним относятся события солнечных энергетических частиц (SEP), геомагнитно-индуцированные токи (GIC), ионосферные возмущения, которые вызывают радио- и радарные мерцания , нарушение навигации по компасу и полярные сияния на гораздо более низких широтах, чем обычно. Геомагнитная буря 1989 года активировала наземные индуцированные токи , которые нарушили распределение электроэнергии по всей провинции Квебек ^[46] и вызвали полярные сияния на юге вплоть до Техаса ^[47] .

Внезапное ионосферное возмущение (SID) — это аномально высокая плотность ионизации/плазмы в области D ионосферы, вызванная солнечной вспышкой. SID приводит к внезапному увеличению поглощения радиоволн, которое наиболее сильно в диапазонах верхних средних частот (MF) и нижних высоких частот (HF), и в результате часто прерывает или создает помехи для телекоммуникационных систем. ^[48]

Геомагнитно-индуцированные токи являются проявлением космической погоды на уровне земли, которая влияет на нормальную работу длинных электрических проводниковых систем. Во время космических погодных явлений электрические токи в магнитосфере и ионосфере испытывают большие изменения, которые проявляются также в магнитном поле Земли. Эти изменения индуцируют токи (GIC) в земных проводниках. Электропередающие сети и подземные трубопроводы являются распространенными примерами таких проводниковых систем. GIC может вызывать такие проблемы, как повышенная коррозия стали трубопровода и повреждение высоковольтных силовых трансформаторов.

Производство углерода-14 (радиоуглерода: ¹⁴ C) связано с солнечной активностью. Углерод-14 производится в верхних слоях атмосферы, когда бомбардировка атмосферного азота ( ¹⁴ N) космическими лучами заставляет азот подвергаться β+-распаду , таким образом превращаясь в необычный изотоп углерода с атомным весом 14, а не более распространенным 12. Поскольку галактические космические лучи частично исключаются из Солнечной системы внешним воздействием магнитных полей солнечного ветра, повышенная солнечная активность снижает производство ^{14 C. [49]}

^{Концентрация 14} C в атмосфере ниже во время солнечных максимумов и выше во время солнечных минимумов. Измеряя захваченный ¹⁴ C в древесине и подсчитывая годичные кольца деревьев, можно измерить и датировать производство радиоуглерода относительно современной древесины. Реконструкция последних 10 000 лет показывает, что производство ¹⁴ C было намного выше в середине голоцена 7 000 лет назад и снижалось до 1 000 лет назад. Помимо изменений солнечной активности, долгосрочные тенденции производства углерода-14 зависят от изменений в геомагнитном поле Земли и изменений в круговороте углерода в биосфере ( особенно тех, которые связаны с изменениями в объеме растительности между ледниковыми периодами ). ^{[ необходима ссылка ]}

Солнечная активность и связанные с ней события регулярно регистрировались со времен вавилонян . Ранние записи описывали солнечные затмения, корону и солнечные пятна.

Вскоре после изобретения телескопов, в начале 1600-х годов, астрономы начали наблюдать за Солнцем. Томас Харриот был первым, кто наблюдал солнечные пятна в 1610 году. Наблюдатели подтвердили менее частые солнечные пятна и полярные сияния во время минимума Маундера. ^[50] Одним из этих наблюдателей был известный астроном Иоганн Гевелий , который зарегистрировал ряд солнечных пятен с 1653 по 1679 год в раннем минимуме Маундера, перечисленных в книге Machina Coelestis (1679). ^[51]

Солнечная спектрометрия началась в 1817 году. ^[52] Рудольф Вольф собрал наблюдения за солнечными пятнами еще в цикле 1755–1766 годов. Он установил относительную формулу числа солнечных пятен ( число солнечных пятен Вольфа или Цюриха ), которая стала стандартной мерой. Около 1852 года Сабина, Вольф, Готье и фон Ламонт независимо друг от друга обнаружили связь между солнечным циклом и геомагнитной активностью. ^[52]

2 апреля 1845 года Физо и Фуко впервые сфотографировали Солнце. Фотография помогла в изучении солнечных протуберанцев, грануляции , спектроскопии и солнечных затмений. ^[52]

1 сентября 1859 года Ричард К. Каррингтон и отдельно Р. Ходжсон впервые наблюдали солнечную вспышку. ^[52] Каррингтон и Густав Шпёрер обнаружили, что Солнце демонстрирует дифференциальное вращение , и что внешний слой должен быть жидким. ^[52]

В 1907–08 годах Джордж Эллери Хейл раскрыл магнитный цикл Солнца и магнитную природу солнечных пятен. Хейл и его коллеги позже вывели законы полярности Хейла, которые описали его магнитное поле. ^[52]

Изобретение коронографа Бернардом Лио в 1931 году  позволило изучать корону при полном дневном свете. ^[52]

До 1990-х годов Солнце было единственной звездой, поверхность которой была разрешена. ^[53] Другие важные достижения включают понимание: ^[54]

• Рентгеновские петли ( например , Yohkoh )
• Корона и солнечный ветер ( например , SoHO )
• Изменение яркости Солнца в зависимости от уровня активности и проверка этого эффекта в других звездах солнечного типа ( например , ACRIM )
• Интенсивное фибриллярное состояние магнитных полей на видимой поверхности звезды, подобной Солнцу ( например , по Хиноде )
• Наличие магнитных полей напряженностью от 0,5×10 ⁵ до 1×10 ⁵ Гс у основания проводящей зоны, предположительно в форме фибрилл, выведено из динамики восходящих азимутальных пучков потоков.
• Низкоуровневое излучение электронных нейтрино из ядра Солнца. ^[54]

В конце двадцатого века спутники начали наблюдать за Солнцем, предоставляя много информации. Например, модуляция солнечной светимости магнитно-активными областями была подтверждена спутниковыми измерениями полной солнечной радиации (TSI) экспериментом ACRIM1 в рамках миссии Solar Maximum (запущенной в 1980 году). ^[28]

• Причины недавних изменений климата (раздел Солнечная активность )
• Изменение климата (раздел Солнечная энергия )
• Очерк астрономии
• Радиационная левитация
• Солнечный цикл

• Карл, Томас Р.; Мелилло, Джерри М.; Петерсон, Томас К. (2009). «Влияние глобального изменения климата на Соединенные Штаты» (PDF) . Cambridge University Press . Получено 30 января 2024 г. .
• Уилсон, Ричард К.; Х. С. Хадсон (1991). «Светимость Солнца за полный солнечный цикл». Nature . 351 (6321): 42– 4. Bibcode :1991Natur.351...42W. doi :10.1038/351042a0. S2CID  4273483.
• Фукал, Питер; и др. (1977). «Влияние солнечных пятен и факелов на солнечную постоянную». Астрофизический журнал . 215 : 952. Бибкод : 1977ApJ...215..952F. дои : 10.1086/155431.
• Dziembowski, WA; PR Goode; J. Schou (2001). «Сжимается ли солнце с ростом магнитной активности?». Astrophysical Journal . 553 (2): 897– 904. arXiv : astro-ph/0101473 . Bibcode : 2001ApJ...553..897D. doi : 10.1086/320976. S2CID  8177954.
• Стетсон, Х. Т. (1937). Солнечные пятна и их последствия . Нью-Йорк: McGraw Hill.
• Яскелл, Стивен Хейвуд (31 декабря 2012 г.). Великие фазы Солнца: аргументы в пользу механизма, ответственного за длительные солнечные минимумы и максимумы. Trafford Publishing. ISBN 978-1-4669-6300-9.
• Солнечная активность Хью Хадсон Scholarpedia , 3(3):3967. doi:10.4249/scholarpedia.3967

• NOAA / NESDIS / NGDC (2002) Влияние солнечной изменчивости на Землю NOAA CD-ROM NGDC-05/01. Этот CD-ROM содержит более 100 солнечно-земных и связанных с ними глобальных баз данных, охватывающих период по апрель 1990 года.
• Последние данные по общему солнечному излучению Архивировано 06.07.2013 на Wayback Machine, обновляется каждый понедельник
• Последние данные о космической погоде – от Центра анализа данных о влиянии Солнца (Бельгия)
• Последние снимки из солнечной обсерватории Big Bear (Калифорния)
• Самые последние снимки SOHO – от ESA / NASA Solar & Heliospheric Observatory
• Карта солнечных активных областей – с Кисловодской горной астрономической станции