Vikipedi

Solar döngü: Revizyonlar arasındaki fark

Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
YBot (mesaj | katkılar)
Botlar
1.760.267 değişiklik
Arşiv bağlantısı eklendi
Bjelica (mesaj | katkılar)
Devriyeler
28.063 değişiklik
1. satır:
{{birleştir|tarih=Ocak 2021}}
[[Dosya:Sunspot Numbers.png|küçükresim|353x353pik|Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875). Alman astronom, güneş lekelerinin uzun gözlemleri ile güneş döngüsünü keşfetti]]
[[Dosya:Sunspot_Numbers.png|alt=Line graph showing historical sunspot number count, Maunder and Dalton minima, and the Modern Maximum|sağ|küçükresim|400x400pik| Maunder Minimum dahil 400 yıllık güneş lekesi geçmişi]]
'''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.
[[Dosya:Solar_Cycle_Prediction.gif|sağ|küçükresim|400x400pik| "Sunspot Döngüsü 24 için mevcut tahmin, 2013 yazının sonlarında en fazla yaklaşık 69 olan düzleştirilmiş bir güneş lekesi sayısı veriyor. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı Ağustos 2013'te 68.9'a ulaştı, bu nedenle resmi maksimum değer en azından bu kadar yüksek olacak. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı, son beş ayda bu ikinci zirveye doğru yeniden yükseliyor ve şimdi ilk zirvenin seviyesini (Şubat 2012'de 66.9) aştı. Çoğu döngü çift tepelidir ancak bu, güneş lekesi sayısındaki ikinci zirvenin birinciden daha büyük olduğu ilk dönemdir. Şu anda 24. Döngüde beş yıldan fazladır. Mevcut tahmin edilen ve gözlemlenen boyut, bunu, 1906 Şubat'ında maksimum 64,2'ye sahip olan Döngü 14'ten bu yana en küçük güneş lekesi döngüsü yapıyor. " <ref>{{Web kaynağı | url = http://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml | başlık = NASA/Marshall Solar Physics | erişimtarihi = 17 Kasım 2015 | çalışma = nasa.gov | arşivurl = https://web.archive.org/web/20060612224752/http://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml | arşivtarihi = 12 Haziran 2006}}</ref>]]
[[Dosya:Solar Cycle Prediction.gif|küçükresim|298x298pik|"Sunspot Cycle 24 için geçerli tahmin 2013 yazında yaklaşık 69 maksimum düzeltilmiş bir güneş lekesi sayısı verir. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı Ağustos 2013'te 68,9'a ulaştı, bu yüzden resmi maksimum en az bu kadar yüksek olacak. Düzeltilmiş güneş lekesi sayısı son beş ay içinde tekrar bu ikinci zirveye doğru yükseliyor ve şimdi ilk zirve (Şubat 2012'de 66,9) seviyesini aştı. Birçok döngü çift doruğa ulaştı ama bu güneş lekesi sayısındaki ikinci zirvenin ilkinden daha büyük olduğu ilk döngüdür. Şu anda Döngü 24 içine beş yıl içinde bulunmaktadır. Şu anda öngörülen ve gözlenen boyut, 1906'nın Şubat ayında maksimum 64,2 olan Döngü 14'ten bu yana en küçük güneş lekesi döngüsüdür."<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1088/2058-7058/28/4/20|başlık=NASA launches solar mission|tarih=Nisan 2015|sayı=4|sayfalar=11-11|çalışma=Physics World|cilt=28|issn=0953-8585|doi=10.1088/2058-7058/28/4/20}}</ref>]]
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 [[radyasyon]]<nowiki/>u ve güneş materyalinin ejeksiyon düzeyleri, sayısı ve [[güneş lekeleri]] boyutu , güneş patlamaları, ve [[Koronal döngü|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.
[[Dosya:Evolution of Magnetism on the Sun.ogv|küçükresim|Güneş'te manyetizma evrimi]]
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.
 
== Tanım ==
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.
 
== Gözlemsel tarih ==
[[Dosya:SHSchwabe.jpg|küçükresim|Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875). Alman astronom, güneş lekelerinin uzun gözlemleri ile güneş döngüsünü keşfetti]]
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<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1002/asna.18440211505|başlık=Sonnen — Beobachtungen im Jahre 1843|tarih=1844|sayı=15|sayfalar=234-235|çalışma=Astronomische Nachrichten|cilt=21|ad=Heinrich|soyadı=Schwabe|issn=0004-6337|doi=10.1002/asna.18440211505|ad2=Hofrath|soyadı2=Schwabe}}</ref> . 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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://link.springer.com/10.1007/s11207-019-1465-z|başlık=Christian Horrebow’s Sunspot Observations – I. Life and Published Writings|tarih=Haziran 2019|sayı=6|dil=İngilizce|sayfalar=77|çalışma=Solar Physics|cilt=294|ad=Carsten Sønderskov|soyadı=Jørgensen|issn=0038-0938|doi=10.1007/s11207-019-1465-z|ad2=Christoffer|ad3=V.|ad4=Rainer|soyadı2=Karoff|soyadı3=Senthamizh Pavai|soyadı4=Arlt}}</ref> Rudolf Wolf bu ve diğer gözlemleri derleyip inceledi, döngüyü 1745'e kadar yeniden inşa etti ve sonunda bu yeniden yapılanmaları [[Galileo Galilei|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 [[enlem]]<nowiki/>lerinde görünen güneş lekeleri fenomeni kaydetti.
 
Döngünün fiziksel temeli George Ellery Hale ve işbirlikçileri tarafından açıklığa kavuşturulmuştur, 1908'de güneş lekelerinin güçlü bir şekilde manyetize edildiğini göstermiştir (Dünya'nın ötesindeki manyetik alanların ilk tespiti). 1919'da güneş lekesi çiftlerinin manyetik polaritesinin:
 
* Bir döngü boyunca sabittir;
* Bir döngü boyunca ekvator karşısında ters mi;
* Kendini bir döngüden diğerine çevirir.
 
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).<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1007/lrsp-2010-1|başlık=The Solar Cycle|tarih=2 Mart 2010|sayı=1|çalışma=Living Reviews in Solar Physics|cilt=7|ad=David H.|soyadı=Hathaway|issn=2367-3648|doi=10.1007/lrsp-2010-1}}</ref>
 
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.
[[Dosya:RudolfWolf.jpg|küçükresim|Rudolf Wolf (1816–1893), İsviçreli astronom, güneş aktivitesinin tarihsel yeniden inşasını on yedinci yüzyıla kadar gerçekleştirdi.]]
 
== Döngü geçmişi ==
[[Dosya:Sunspots 11000 years.svg|küçükresim|276x276pik|11,400 yıl içinde güneş aktivitesinin yeniden inşası. 8.000 yıl önce eşit derecede yüksek aktivite dönemi işaretlenmiştir.]]
[[Dosya:Carbon14 with activity labels.svg|küçükresim|289x289pik|Radyokarbonda kaydedilen güneş aktivitesi olayları. Şu anki dönem sağda. 1900'den beri değerler gösterilmez.]]
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)<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.nature.com/articles/nature02995|başlık=Unusual activity of the Sun during recent decades compared to the previous 11,000 years|tarih=Ekim 2004|sayı=7012|dil=İngilizce|sayfalar=1084-1087|çalışma=Nature|cilt=431|ad=S. K.|soyadı=Solanki|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature02995|ad2=I. G.|ad3=B.|ad4=M.|ad5=J.|soyadı2=Usoskin|soyadı3=Kromer|soyadı4=Schüssler|soyadı5=Beer}}</ref>.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<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1130/g38669.1|başlık=Fossil forest reveals sunspot activity in the early Permian|tarih=9 Ocak 2017|sayı=3|sayfalar=279-282|çalışma=Geology|cilt=45|ad=Ludwig|soyadı=Luthardt|issn=0091-7613|doi=10.1130/g38669.1|ad2=Ronny|soyadı2=Rößler}}</ref> yıl ve benzer neoproterozoic olduğu tahmin edilmektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1016/j.precamres.2018.07.018|başlık=Sunspot cycles recorded in siliciclastic biolaminites at the dawn of the Neoproterozoic Sturtian glaciation in South China|tarih=Eylül 2018|sayfalar=75-91|çalışma=Precambrian Research|cilt=315|ad=Pengbo|soyadı=Li|issn=0301-9268|doi=10.1016/j.precamres.2018.07.018|ad2=Dongjie|ad3=Xiaoying|ad4=Ganqing|ad5=Xiangkuan|ad6=Xiqiang|ad7=Xinqiang|ad8=Xi|soyadı2=Tang|soyadı3=Shi|soyadı4=Jiang|soyadı5=Zhao|soyadı6=Zhou|soyadı7=Wang|soyadı8=Chen}}</ref>
 
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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1088/0004-637x/700/2/l154|başlık=A SOLAR CYCLE LOST IN 1793-1800: EARLY SUNSPOT OBSERVATIONS RESOLVE THE OLD MYSTERY|tarih=15 Temmuz 2009|sayı=2|sayfalar=L154-L157|çalışma=The Astrophysical Journal|cilt=700|ad=Ilya G.|soyadı=Usoskin|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637x/700/2/l154|ad2=Kalevi|ad3=Rainer|ad4=Gennady A.|soyadı2=Mursula|soyadı3=Arlt|soyadı4=Kovaltsov}}</ref> 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 aktivitesi tarihsel "büyük minima" bir listesi vardır.
{| class="wikitable"
|+
!Olay
!Başlangıç
!Son
|-
|Homeric minimum
|MÖ 750
|MÖ 550
|-
|Oort minimum
|1040 CE
|1080 CE
|-
|Ortaçağ maksimum
|1100
|1250
|-
|Wolf minimum
|1280
|1350
|-
|Spörer minimum
|1450
|1550
|-
|Maunder minimum
|1645
|1715
|-
|Dalton minimum
|1790
|1820
|-
|Modern maksimum
|1914
|2008
|-
|Modern minimum
|2008
|Aralık 2019
|}
 
=== Son döngüler ===
'''Döngü 25'''
 
Güneş Döngüsü 25 Aralık 2019'da başladı.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1002/2015sw001304|başlık=Predictions of Solar Cycle 24: How are we doing?|tarih=Ocak 2016|sayı=1|sayfalar=10-21|çalışma=Space Weather|cilt=14|ad=William Dean|soyadı=Pesnell|issn=1542-7390|doi=10.1002/2015sw001304}}</ref> Çok zayıftan orta büyüklükten orta dereceye kadar değişen farklı yöntemlere dayanan güneş lekesi döngüsü 25<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.7546/crabs.2020.01.10|başlık=Forecasting Sunspot Numbers for Solar Cycle 25 Using Autoregressive Models for Both Hemispheres of the Sun|tarih=28 Ocak 2020|ad=Rolf|soyadı=Werner|ad2=Veneta|soyadı2=Guineva}}</ref> 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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1038/s41467-018-07690-0|başlık=Prediction of the strength and timing of sunspot cycle 25 reveal decadal-scale space environmental conditions|tarih=Aralık 2018|sayı=1|çalışma=Nature Communications|cilt=9|ad=Prantika|soyadı=Bhowmik|issn=2041-1723|doi=10.1038/s41467-018-07690-0|ad2=Dibyendu|soyadı2=Nandy}}</ref> 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.
 
'''Döngü 24'''
 
Güneş döngüsü 4 Ocak 2008'de başladı<ref>{{Web kaynağı | url = http://dx.doi.org/10.5270/ko2-2ijzzay | başlık = KOMPSAT-2 ESA Archive | erişimtarihi = 5 Ocak 2021 | tarih = 2017 | çalışma = KOMPSAT-2 ESA Archive | arşivurl = https://web.archive.org/web/20210107095257/http://dx.doi.org/10.5270/ko2-2ijzzay | arşivtarihi = 7 Ocak 2021}}</ref>, 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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1029/2011sw000760|başlık=Validation of the NOAA Space Weather Prediction Center's solar flare forecasting look-up table and forecaster-issued probabilities|tarih=Haziran 2012|sayı=6|sayfalar=n/a-n/a|çalışma=Space Weather|cilt=10|ad=Misty D.|soyadı=Crown|issn=1542-7390|doi=10.1029/2011sw000760}}</ref>
 
'''Döngü 23'''
 
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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1360/sspma2016-00191|başlık=A hybrid prediction model of smoothed monthly mean sunspot number|tarih=26 Eylül 2016|sayı=11|sayfalar=119601|çalışma=SCIENTIA SINICA Physica, Mechanica & Astronomica|cilt=46|ad=ZhongDa|soyadı=TIAN|issn=1674-7275|doi=10.1360/sspma2016-00191|ad2=ShuJiang|ad3=YanHong|ad4=Yi|ad5=XiangDong|soyadı2=LI|soyadı3=WANG|soyadı4=SHA|soyadı5=WANG}}</ref> Bu döngü boyunca toplam 805 gün boyunca güneş lekeleri yoktu.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1088/1742-6596/1127/1/012035|başlık=Spectral energy of multisource and multielement of solar energetic particles during the spotless days on solar cycle 24|tarih=Ocak 2019|sayfalar=012035|çalışma=Journal of Physics: Conference Series|cilt=1127|ad=D|soyadı=Herdiwijaya|issn=1742-6588|doi=10.1088/1742-6596/1127/1/012035}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1109/wd.2010.5657772|başlık=Title page|tarih=Ekim 2010|çalışma=2010 IFIP Wireless Days|yayıncı=IEEE|isbn=978-1-4244-9230-5|doi=10.1109/wd.2010.5657772}}</ref>
 
== Olaylar ==
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 lekeleri ===
Güneş'in görünen yüzeyi, [[Fotosfer|fotosfe]]<nowiki/>r, 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 lekeleri|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|SOHO']]<nowiki/>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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1016/s0262-4079(10)61766-6|başlık=Deep space X-ray flash is most powerful ever recorded|tarih=Temmuz 2010|sayı=2770|sayfalar=4-5|çalışma=New Scientist|cilt=207|issn=0262-4079|doi=10.1016/s0262-4079(10)61766-6}}</ref>
 
[[Dosya:ChroniclesofJohnofWorcester.jpg|küçükresim|Chronicles'da bir güneş lekesinin çizimi]]
 
[[Dosya:Sunspot-bfly.gif|orta|çerçevesiz|686x686pik|Güneş lekesi kelebek diyagramının bu versiyonu, NASA Marshall Uzay Uçuş Merkezi'ndeki güneş grubu tarafından oluşturuldu. En yeni sürüm solarcyclescience.com adresinde bulunabilir.]]
Manyetik alan değişiklikleri güneş lekelerinde yoğunlaşırken, daha küçük büyüklükte de olsa tüm güneş benzer değişikliklere uğrar.
[[Dosya:Synoptic-solmag.jpg|orta|küçükresim|680x680pik|Güneş manyetik alanının radyal bileşeninin, ardışık güneş dönüşü üzerinden ortalaması alınan zamana karşı güneş enlem diyagramı. Güneş lekelerinin "kelebek" imzası, düşük enlemlerde açıkça görülebilir. NASA Marshall Uzay Uçuş Merkezi'ndeki güneş grubu tarafından yapılan diyagram. En yeni sürüm solarcyclescience.com adresinde bulunabilir.]]
 
=== Koronal kütle çıkarma ===
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 [[radyasyon]]<nowiki/>unun 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.
 
== Desenler ==
[[Dosya:SpaceEnvironmentOverview From 19830101.jpg|küçükresim|Üç güneş döngüsüne genel bir bakış, güneş lekesi döngüsü, galaktik kozmik ışınlar ve yakın uzay ortamımızın durumu arasındaki ilişkiyi gösterir.]]
[[Dosya:Carbon-14-10kyr-Hallstadtzeit Cycles.png|küçükresim|2.300 yıllık Hallstatt güneş enerjisi değişim döngüsü]]
Waldmeier etkisi, daha büyük maksimum genliklere sahip döngülerin maksimum değerlerine ulaşmanın, daha küçük genlikli döngülerden daha az zaman alma eğiliminde olduğu gözlemini adlandırır.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1002/asna.19622860613|başlık=M. Waldmeier: The sunspot-activity in the years 1610-1960. Zürich 1961 : Verlag Schulthess u. Co. AG|tarih=23 Mart 2006|sayı=6|sayfalar=285-286|çalışma=Astronomische Nachrichten|cilt=286|ad=H.|soyadı=Künzel|issn=0004-6337|doi=10.1002/asna.19622860613}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1038/nature04121|başlık=Possible solar origin of the 1,470-year glacial climate cycle demonstrated in a coupled model|tarih=Kasım 2005|sayı=7065|sayfalar=208-211|çalışma=Nature|cilt=438|ad=Holger|soyadı=Braun|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature04121|ad2=Marcus|ad3=Stefan|ad4=Andrey|ad5=Augusto|ad6=Claudia|ad7=Kurt|ad8=Bernd|soyadı2=Christl|soyadı3=Rahmstorf|soyadı4=Ganopolski|soyadı5=Mangini|soyadı6=Kubatzki|soyadı7=Roth|soyadı8=Kromer}}</ref> Maksimum genlikler, önceki döngülerin uzunluklarıyla negatif olarak ilişkilidir, bu da tahmine yardımcı olur.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1088/1009-9271/6/4/12|başlık=The Relation between the Amplitude and the Period of Solar Cycles|tarih=Ağustos 2006|sayı=4|sayfalar=489-494|çalışma=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics|cilt=6|ad=Zhan-Le|soyadı=Du|issn=1009-9271|doi=10.1088/1009-9271/6/4/12|ad2=Hua-Ning|ad3=Xiang-Tao|soyadı2=Wang|soyadı3=He}}</ref> 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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1007/s11207-005-3996-8|başlık=What the Sunspot Record Tells Us About Space Climate|tarih=Ekim 2004|sayı=1-2|sayfalar=5-19|çalışma=Solar Physics|cilt=224|ad=David H.|soyadı=Hathaway|issn=0038-0938|doi=10.1007/s11207-005-3996-8|ad2=Robert M.|soyadı2=Wilson}}</ref>
 
Schwabe Döngüsü, adını Wolfgang Gleißberg'den alan 87 yıllık (70-100 yıllık) Gleissberg döngüsünün bir genlik modülasyonu olduğu düşünülmektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1098/rsta.1990.0022|başlık=The spectrum of radiocarbon|tarih=24 Nisan 1990|sayı=1615|sayfalar=413-426|çalışma=[[Philosophical Transactions of the Royal Society]] of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences|cilt=330|issn=0080-4614|doi=10.1098/rsta.1990.0022}}</ref> 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 <ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.12942/lrsp-2008-3|başlık=A History of Solar Activity over Millennia|tarih=2008|çalışma=Living Reviews in Solar Physics|cilt=5|ad=Ilya G.|soyadı=Usoskin|issn=1614-4961|doi=10.12942/lrsp-2008-3}}</ref> ve köprü oluşturan Jeomanyetik fırtına aktivitesinin tarihi gözlemleri kullanılarak tespit edilmiştir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.12942/lrsp-2013-4|başlık=Reconstruction and Prediction of Variations in the Open Solar Magnetic Flux and Interplanetary Conditions|tarih=2013|çalışma=Living Reviews in Solar Physics|cilt=10|ad=Mike|soyadı=Lockwood|issn=1614-4961|doi=10.12942/lrsp-2013-4}}</ref>
 
Bu varyasyonlar, güneş atmosferinin tepesinden Heliosfer'e <ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.12942/lrsp-2013-5|başlık=The Heliospheric Magnetic Field|tarih=2013|çalışma=Living Reviews in Solar Physics|cilt=10|ad=Mathew J.|soyadı=Owens|issn=1614-4961|doi=10.12942/lrsp-2013-5|ad2=Robert J.|soyadı2=Forsyth}}</ref> 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.
 
=== Varsayımlı döngüler ===
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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.3133/fs09500|başlık=The Sun and climate|tarih=2000|çalışma=Fact Sheet|issn=2327-6932|doi=10.3133/fs09500}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.5194/angeo-20-115-2002|başlık=The ~ 2400-year cycle in atmospheric radiocarbon concentration: bispectrum of &lt;sup&gt;14&lt;/sup&gt;&lt;i&gt;C&lt;/i&gt; data over the last 8000 years|tarih=31 Ocak 2002|sayı=1|sayfalar=115-120|çalışma=Annales Geophysicae|cilt=20|ad=S. S.|soyadı=Vasiliev|issn=1432-0576|doi=10.5194/angeo-20-115-2002|ad2=V. A.|soyadı2=Dergachev}}</ref><ref name="dx.doi.org">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201527295|başlık=Solar activity during the Holocene: the Hallstatt cycle and its consequence for grand minima and maxima|tarih=Mart 2016|sayfalar=A150|çalışma=Astronomy & Astrophysics|cilt=587|ad=I. G.|soyadı=Usoskin|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201527295|ad2=Y.|ad3=F.|ad4=G. A.|ad5=G.|soyadı2=Gallet|soyadı3=Lopes|soyadı4=Kovaltsov|soyadı5=Hulot}}</ref> Henüz isimlendirilmemiş bir döngü 6.000 yılı aşabilir.<ref name="dx.doi.org"/>
 
105, 131, 232, 385, 504, 805 ve 2.241 yıllık karbon-14 döngülerinde, muhtemelen diğer kaynaklardan türetilen döngülerle eşleşen gözlenmiştir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1017/s003382220001362x|başlık=The Sun as a Low-Frequency Harmonic Oscillator|tarih=1992|sayı=2|sayfalar=199-205|çalışma=Radiocarbon|cilt=34|ad=P. E.|soyadı=Damon|issn=0033-8222|doi=10.1017/s003382220001362x|ad2=J. L.|soyadı2=Jirikowic}}</ref>
 
Damon ve Sonett <ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1016/0021-9169(62)90187-3|başlık=The solar and luni-solar harmonic components of geomagnetic variation at San Fernando|tarih=Şubat 1962|sayı=2|sayfalar=73-92|çalışma=Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics|cilt=24|ad=M.V.|soyadı=Wilkes|issn=0021-9169|doi=10.1016/0021-9169(62)90187-3}}</ref>, 208 ve 88 yıllık karbon 14 tabanlı orta ve kısa vadeli varyasyonlarını önermişlerdir; 208 yıllık dönemi modüle eden 2300 yıllık bir radyokarbon dönemi öneriyor.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1016/0741-983x(87)90052-x|başlık=A computational analysis of the amount of solar energy reaching the earth's atmosphere|tarih=Ocak 1987|sayı=2|sayfalar=219-228|çalışma=Solar & Wind Technology|cilt=4|ad=Mohammad Noh|soyadı=Dalimin|issn=0741-983X|doi=10.1016/0741-983x(87)90052-x|ad2=Pradeep|soyadı2=Kumar}}</ref>
 
== Güneş manyetik alanı ==
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.
 
== Etkileri ==
 
=== Güneş ===
[[Dosya:Solar-cycle-data.png|küçükresim|Güneş lekesi sayı indeksi, TSI, 10.7cm radyo akısı ve parlama indeksinde görülen aktivite döngüleri 21, 22 ve 23. Her miktar için dikey ölçek, TSI ile aynı dikey eksende fazla çizmeye izin verecek şekilde ayarlanmıştır. Tüm miktarların zamansal varyasyonları, faza sıkı sıkıya bağlıdır, ancak genliklerdeki korelasyon derecesi bir dereceye kadar değişkendir.]]
 
==== Yüzey manyetizmasıManyetizması ====
[[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 / [[Nasaş GSK|NASA]] / MSFC grafiğinde mavi ve sarı alanların nasıl tersine döndüğüne dikkat edinizedin).Güneş manyetik alanının iki kutuplu bileşeni, maksimum güneş enerjisi süresi boyunca kutupları tersine çevirir ve [[güneş]] minimumda tepe gücüne ulaşır.
 
Güneş manyetik alanının iki kutuplu bileşeni, maksimum güneş enerjisi süresi boyunca kutupları tersine çevirir ve güneş minimumda tepe gücüne ulaşmaktadır.
 
=== Uzay ===
 
==== Uzay aracı ====
CME'ler ( [[Taçküre kütle atımı|koronal kütle püskürtmeleri]] ), bazen güneş kozmik ışınları olarak da bilinen yüksek enerjili [[proton]]lardanprotonlardan oluşan bir radyasyon akışı üretir. Bunlar uydulardaki [[Yapay uydu|uydulardakielektronik]] elektronik ve güneş hücrelerinde [[Güneş pili|güneş pillerinderadyasyon]] radyasyon hasarına neden olabiliyorolabilir. Güneş proton olayları ayrıca elektronik cihazlarda [[Single event upset|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 alanı]]nınalanının ürettiği kalkanın dışında kalan bir uzay görevindeki [[astronot]]larastronotlar için tehlikelidir. Gelecekteki görev tasarımları ( ''örneğin'', bir [[İnsanlı Mars uçuşu|Mars GöreviMisyonu için]] ) bu nedenle, astronotların böyle bir olay sırasında geri çekilmeleri için radyasyon korumalı bir "fırtına barınağı" içerir.
 
Gleißberg, ardışık döngülere dayanan bir CME tahmin yöntemi geliştirmiştirgeliştirdi.<ref>{{KitapAkademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1002/asna.19332502303|başlık=DieReduktion Häufigkeitvon derBeobachtungen Sonnenfleckenvon Sternbedeckungen 1932|tarih=19531933|dilsayı=de23|yersayfalar=Berlin389-392|yayıncıçalışma=AhademieAstronomische VerlagNachrichten|cilt=250|ad=Wolfgang|soyadı=Gleißberg|issn=0004-6337|doi=10.1002/asna.19332502303|ad2=Paul|soyadı2=Skoberla}}</ref>
 
Olumlu tarafı, maksimum güneş enerjisi sırasında artan ışınım, Dünya atmosferinin zarfını genişleterek, düşük yörüngeli [[Uzay enkazı|uzay kalıntılarının]] daha hızlı bir şekilde yeniden girmesine neden olmaktadıroluyor.
 
==== Galaktik kozmik ışın akışı ====
Güneş püskürtmesinin [[gezegenler]] arası uzaya dışa doğru genişlemesi, galaksinin[[galaksi]]<nowiki/>nin başka yerlerinden [[güneş]] sistemine giren yüksek enerjili [[kozmik ışın]]larıışınları 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, İçiç Güneş Sistemindeki kozmik ışın akışı, genel güneş aktivitesi seviyesi ile bağlantılıdırbağıntılıdır.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1007/bf00159091|başlık=Solar Modulationneutrino offlux, Cosmiccosmic Raysrays, and the solar activity cycle|yazarlartarih=PotgeiterNisan 1986|sayı=12|sayfasayfalar=3415-424|çalışma=Living Reviews in Solar Physics|yılcilt=2013104|ciltad=10Probhas|soyadı=Raychaudhuri|issn=0038-0938|doi=10.129421007/lrsp-2013-3bf00159091}}</ref> Bu anti korelasyon, Dünya yüzeyindeki kozmik ışın akısı ölçümlerinde açıkça tespit edilebiliredilir.
 
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 [[Karbon-14|<sup>14</sup> C]]14C ve <nowiki><sup id="mwAZg">10</sup></nowiki> Be10Be gibi radyonüklitleri içerir. Konsantrasyonları, ağaç gövdelerinde veya [[buz]] çekirdeklerinde ölçülebilir ve güneş aktivitesi seviyelerinin uzak geçmişe yeniden yapılandırılmasına izin verir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://ccdx.ouludoi.fiorg/%7Eusoskin/personal/nature0299510.pdf1007/s11207-005-8363-2|başlık=Unusual activitySources of theδ18O SunConcentration duringVariability recentin decadesGreenland comparedIce toCores: theTemperature, previousNorth 11,000Atlantic years|yazarlar=SolankiOscillation and Solar Activity|tarih=Ekim 2004|sayı=70121-2|sayfalar=1084433-7443|çalışma=NatureSolar Physics|cilt=431224|pmidad=15510145Valentin A.|soyadı=Dergachev|issn=0038-0938|doi=10.10381007/nature02995s11207-005-8363-2|ad2=Sergey S.|soyadı2=Vasiliev}}</ref> 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 çeşitlifarklı sürelerde bastırılmış faaliyet dönemlerinin tekrar tekrar meydana geldiğini göstermektedirgösteriyor.
 
=== Atmosferik ===
 
==== Güneş ışınımı ====
Toplam güneş ışıması (TSI), Dünya'nın üst atmosferinde meydana gelen güneş ışınımlıışımalı [[enerji]] miktarıdır. TSI varyasyonları, uydu gözlemleri 1978'in sonlarında başlayana kadar tespit edilemezdi. 1970'lerden 2000'lere kadar [[Yapay uydu|uydularda]] bir dizi [[radyometre]] fırlatıldı.<ref name="ACRIM">Active{{Akademik Cavitydergi Radiometer Irradiance Monitor (ACRIM) [kaynağı|url=http://wwwdx.acrimdoi.comtotalorg/10.1117/12.325643|başlık=Validation solarof irradiance1985-1997 monitoringactive 1978cavity toradiometer presentspacecraft ]{{Ölümeasurements bağlantıof total solar irradiance variability|datetarih=November3 2016}}Ekim (Satellite1998|çalışma=Earth observationsObserving ofSystems totalIII|yayıncı=SPIE|ad=Robert solarB.|soyadı=Lee irradiance);III|doi=10.1117/12.325643|ad2=Robert access date 2012-02-03S.|soyadı2=Wilson}}</ref> TSI ölçümleri on uyduda 1360 ila 1370 W için değiştirilebilir TSİ ölçümleri / on uydularm2 arasında <sup>2</sup> mdeğişiyordu. 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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=ACRIM3 and the Total Solar Irradiance database|yazarlar=Richard C. Willson|tarih=16 Mayıs 2014|sayı=2|sayfalar=341-352|çalışma=Astrophysics and Space Science|cilt=352|doi=10.1007/s10509-014-1961-4}}</ref> 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).<ref name="ReferenceA">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1126/science.211.4483.700|başlık=Observations of Solar Irradiance Variability|yazarlar=Willson|tarih=13 Şubat 1981|yazarlarıgöster=etal|sayı=4483|sayfalar=700-2702|çalışma=Science|cilt=211|pmidad=17776650R. C.|soyadı=WILLSON|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.211.4483.700|ad2=S.|ad3=M.|ad4=H. S.|ad5=G. A.|soyadı2=GULKIS|soyadı3=JANSSEN|soyadı4=HUDSON|soyadı5=CHAPMAN}}</ref> hem toplam ışıma hem de bağıl bileşenlerinde (UV'ye karşı görünür ve diğer frekanslar). [[Güneşsel aydınlatma gücü|Güneş parlaklığı]], güneş enerjisi maksimum döngüsü ortasında, terminal güneş enerjisi minimumundan yüzde 0,07 daha parlaktır.<ref>{{Akademik [[Işıkdergi yuvarıkaynağı|Fotosferik]]url=https://doi.org/10.1007/s10509-014-1961-4|başlık=ACRIM3 manyetizmaand 1996–2013the Total Solar Irradiance database|tarih=1 Ağustos 2014|sayı=2|dil=İngilizce|sayfalar=341-352|çalışma=Astrophysics and Space Science|cilt=352|ad=Richard C.|soyadı=Willson|issn=1572-946X|doi=10.1007/s10509-014-1961-4}}</ref> 1996-2013 TSI varyasyonunun birincil nedeni (% 96) fotosferik manyetizma gibi görünmektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201423628|başlık=Reconstruction of total and spectral solar irradiance from 1974 to 2013 based on KPVT, SoHO/MDI, and SDO/HMI observations|yazarlar=K.L. Yeo|tarih=23 EylülEkim 2014|yazarlarıgöster=etal|sayfalar=A85|çalışma=Astronomy & Astrophysics|cilt=570|ad=K. L.|soyadı=Yeo|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201423628|ad2=N. A.|ad3=S. K.|ad4=K. H.|soyadı2=Krivova|soyadı3=Solanki|soyadı4=Glassmeier}}</ref> Ultraviyole ışığın görünür ışığa oranı değişir.<ref name="InvertedForcingpaper">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://spiraldx.imperialdoi.acorg/10.uk1038/bitstream/10044/1/18858/2/Nature_467_7316_2010.pdfnature09426|başlık=An influence of solar spectral variations on radiative forcing of climate|yazarlar=Haigh|tarih=6 Ekim 2010|sayı=7316|sayfalar=696-9699|çalışma=Nature|cilt=467|pmidad=20930841Joanna D.|soyadı=Haigh|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature09426|ad2=Ann R.|ad3=Ralf|ad4=Jerald W.|soyadı2=Winning|soyadı3=Toumi|soyadı4=Harder}}</ref>
 
TSİTSI, güneş manyetik aktivite döngüsü ile aynıfaz fazdaolarak farklılıkdeğişir ve genliği yaklaşık% 0.1, yaklaşık 1361.5 W / m2 ("güneş sabiti") civarında bir ortalama değer ile değişir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1038/351042a0|başlık=The Sun's luminosity over a complete solar cycle|yazarlar=Willson RC|tarih=Mayıs 1991|sayı=6321|sayfalar=42-444|çalışma=Nature|cilt=351|doiad=10.1038/351042a0}}</ref>Richard 1361,5 yaklaşık W / <sup>m2</sup> arasında bir ortalama değer çevresinde 0C.1 ila yaklaşık% lik bir genlik ile <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=ACRIM3 and the Total Solar Irradiance database|yazarlarsoyadı=Willson|sayıissn=20028-0836|sayfalardoi=341-35210.1038/351042a0|çalışmaad2=AstrophysicsHugh and Space ScienceS.|yılsoyadı2=2014|cilt=352|doi=10.1007/s10509-014-1961-4Hudson}}</ref> ( " [[Güneş enerjisi sabiti|güneş sabiti]] "). 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 <ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Observations of solar irradiance variability|yazarlar=Willson R.C.|tarih=1981|sayı=4483|sayfalar=700-2|çalışma=Science|cilt=211|pmid=17776650|doi=10.1126/science.211.4483.700}}</ref> (TSI varyasyon grafiklerine bakınız).<ref name="ACRIM-graphicReferenceA">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://acrim.com/Acrim1%20Results.htm|başlık=Total Solar Irradiance Graph from ACRIM page|erişimtarihi=17 Kasım 2015|yayıncı=ACRIM project web page}}</ref> Uydu çağı TSI varyasyonları küçük ama tespit edilebilir eğilimler göstermektedir.gösterir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=httpshttp://semanticscholardx.doi.org/paper10.1023/2d12a82903973c5cf9134bebf8c30ff741efaf0a|başlık=Secular total solar irradiance trend during solar cycles 21–23|yazarlar=Willson R.C.a:1024832809100|tarih=2003|sayı=51|sayfasayfalar=11995-16|çalışma=Geophys.Solar Res. Lett.Physics|cilt=30215|doiad=10A.V.1029/2002GL016038}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|urlsoyadı=https://semanticscholar.org/paper/6cb35aea1db9a4e700f2f16c0648ed5c14bf710eMordvinov|başlıkissn=ACRIM0038-gap and TSI trend issue resolved using a surface magnetic flux TSI proxy model0938|yazarlardoi=Scafetta N10.1023/a:1024832809100|tarihad2=2009|sayı=5|sayfalar=L05701|çalışma=GeophysR. Res. LettC.|ciltsoyadı2=36|doi=10.1029/2008GL036307Willson}}</ref>
 
[[Güneş lekeleri]] ortalama fotosferden daha koyu (daha soğuk) olsa bile TSI güneş maksimumda daha yüksektir. BunaBunun nedeni, güneş maksimumları sırasında güneş lekeleri dışındaki mıknatıslanmış yapılar, örneğin fasulalar ve ortalama fotosferden daha parlak (daha sıcak) olan "parlak" ağın aktif unsurlarıöğeleri neden olurgibi. Soğutucuyla[[Soğutucu]]<nowiki/>yla 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.{{Kaynak belirt|date=July 2015}}
<sup class="noprint Inline-Template Template-Fact" data-ve-ignore="true" style="white-space:nowrap;">&#x5B; ''<nowiki><span title="This claim needs references to reliable sources. (July 2015)">alıntı gerekli</span></nowiki>'' &#x5D;</sup>
[[Ozon]] üretimi ve kaybı ile ilgili UV ışınımındaki enerji değişiklikleri atmosferik etkilere sahiptir. 30 [[Pascal (birim)|hPa]] [[Atmosfer basıncı|atmosferik basınç]] seviyesi, 20–23 güneş çevrimleri sırasında güneş aktivitesi ile fazda yüksekliği değiştirdi. UV ışınımındaki artış, daha yüksek ozon üretimine neden olarak stratosferik ısınmaya ve [[stratosfer]]ik ve [[troposfer]]ik rüzgar sistemlerinde kutuplara doğru yer değiştirmelere yol açmıştır.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Impact of Solar Variability on Climate|yazarlar=Haigh|tarih=17 Mayıs 1996|sayı=5264|sayfalar=981-984|çalışma=Science|cilt=272|pmid=8662582|doi=10.1126/science.272.5264.981}}</ref>{{Temiz}}
 
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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1126/science.272.5264.981|başlık=The Impact of Solar Variability on Climate|tarih=17 Mayıs 1996|sayı=5264|sayfalar=981-984|çalışma=Science|cilt=272|ad=J. D.|soyadı=Haigh|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.272.5264.981}}</ref>
==== Kısa dalga boylu radyasyon ====
[[Dosya:The_Solar_Cycle_XRay_hi.jpg|sol|küçükresim| Bir güneş döngüsü: 30 Ağustos 1991'den 6 Eylül 2001'e kadar bir güneş lekesi döngüsü sırasında güneş aktivitesindeki değişimi gösteren on yıllık bir [[Yohkoh]] SXT görüntülerinin montajı. Kredi: ISAS (Japonya) ve [[NASA|NASA'nın]] (ABD) Yohkoh görevi.]]
5870 K sıcaklıkta, [[Işık yuvarı|fotosfer]] aşırı ultraviyole (EUV) ve üzerinde bir oranda radyasyon yayar. Bununla birlikte, Güneş atmosferinin daha sıcak olan üst katmanları ( [[Renk yuvarı|kromosfer]] ve [[Taç küre|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.
 
=== Kısa boylu dalga radyasyon ===
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|X-ışını]] için bu değişimi göstermektedir. Örneğin [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] veya TRACE uyduları tarafından gözlemlendiği gibi, solar UV veya EUV radyasyon akışında da döngüye bağlı benzer farklılıklar gözlemlenir.
[[Dosya:The Solar Cycle XRay hi.jpg|sol|küçükresim|Bir güneş döngüsü: 30 Ağustos 1991'den 6 Eylül 2001'e kadar bir güneş lekesi döngüsü sırasında güneş aktivitesindeki değişimi gösteren on yıllık Yohkoh SXT görüntülerinin bir montajı. Kredi: ISAS'ın (Japonya) Yohkoh görevi ve NASA (ABD).]]
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 çok küçük bir bölümünü oluştursa da, güneş UV, EUV ve X-ışını radyasyonunun Dünya'nın üst atmosferi üzerindeki etkisi derindir. Solar UV akısı, [[Stratosfer|stratosferik kimyanın]] önemli bir faktörüdür ve iyonlaştırıcı radyasyondaki artışlar, [[iyonosfer]]den etkilenen sıcaklığı ve [[Elektrik direnci ve iletkenliği|elektriksel iletkenliği]] önemli ölçüde etkiler.{{Temiz}}
 
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.
==== Güneş radyo akışı ====
Santimetrik (radyo) dalga boyunda Güneş'ten emisyon, esas olarak aktif bölgeleri örten manyetik alanlarda hapsolmuş koronal plazmadan kaynaklanır.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Recent solar radio astronomy at centimeter wavelength: the temporal variability of the 10.7-cm flux|yazarlar=Tapping K.F.|tarih=1987|sayı=D1|sayfalar=829-838|çalışma=J. Geophys. Res.|cilt=92|doi=10.1029/JD092iD01p00829}}</ref> F10.7 endeksi, 10.7 dalga boyunda birim frekans başına güneş radyosu akısının bir ölçüsüdür.&nbsp;cm, gözlemlenen güneş radyosu emisyonunun zirvesine yakın. F10.7 genellikle SFU veya güneş akısı birimlerinde ifade edilir (1 SFU = 10 <sup>−22</sup> W m <sup>−2</sup> Hz <sup>−1</sup> ). Dağınık, radyoaktif olmayan koronal plazma ısıtmanın bir ölçüsünü temsil eder. Genel güneş aktivitesi seviyelerinin mükemmel bir göstergesidir ve güneş UV emisyonları ile iyi ilişkilidir.
 
=== Güneş radyo akışı ===
Orta dalga ve düşük [[Çok yüksek frekans|VHF]] frekansları da etkilenmesine rağmen, güneş lekesi aktivitesi, özellikle [[Kısa dalga radyo|kısa dalga]] bantları olmak üzere uzun mesafeli [[Radyo|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.
Santimetrik (radyo) [[dalga boyu]]<nowiki/>nda Güneşten emisyon, esas olarak aktif bölgeleri örten manyetik alanlarda hapsolmuş koronal plazmadan kaynaklanmaktadır.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1029/jd092id01p00829|başlık=Recent solar radio astronomy at centimeter wavelengths: The temporal variability of the 10.7-cm flux|tarih=1987|sayı=D1|sayfalar=829|çalışma=Journal of Geophysical Research|cilt=92|ad=K. F.|soyadı=Tapping|issn=0148-0227|doi=10.1029/jd092id01p00829}}</ref> F10.7 endeksi, gözlemlenen güneş radyosu emisyonunun zirvesine yakın, 10.7&nbsp;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&nbsp;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.
10.7&nbsp;cm 'lik güneş akısı, noktadan noktaya karasal iletişimi engelleyebilir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Effect of 10.7 cm Solar Radiation on 2.4 GHz Digital Spread Spectrum Communications|tarih=July–October 1999|sayı=3|çalışma=NARTE News|cilt=17}}</ref>
 
10,7&nbsp;cm'lik güneş akısı, noktadan noktaya karasal iletişimi engelleyebilir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1176/appi.pn.2018.9a23|başlık=Revised ICD-10-CM Codes to Take Effect October 1|tarih=7 Eylül 2018|sayı=17|çalışma=Psychiatric News|cilt=53|issn=0033-2704|doi=10.1176/appi.pn.2018.9a23}}</ref>
==== Bulutlar ====
Kozmik ışın değişikliklerinin döngü üzerindeki etkilerine ilişkin spekülasyonlar potansiyel olarak şunları içerir:
 
=== Bulutlar ===
* İyonizasyondaki değişiklikler, bulut oluşumu için yoğunlaşma çekirdeği görevi gören aerosol bolluğunu etkiler. Solar minimum sırasında, daha fazla kozmik ışın Dünya'ya ulaşır ve potansiyel olarak Bulut yoğunlaşma çekirdeklerinin öncüleri olarak ultra küçük aerosol parçacıkları oluşturur. Daha fazla miktarda yoğunlaşma çekirdeğinden oluşan bulutlar daha parlaktır, daha uzun ömürlüdür ve daha az yağış üretme olasılığı yüksektir.
[[Kozmik ışın]] değişikliklerinin döngü üzerindeki etkilerine dair spekülasyonlar potansiyel olarak şunları içerir:
* Kozmik ışınlardaki bir değişiklik, belirli bulut türlerinde artışa neden olabilir ve Dünya'nın [[Yansıtabilirlik|albedo'sunu]] etkileyebilir.{{Kaynak belirt|date=August 2015}}<sup class="noprint Inline-Template Template-Fact" data-ve-ignore="true" style="white-space:nowrap;">&#x5B; ''<nowiki><span title="This claim needs references to reliable sources. (August 2015)">alıntı gerekli</span></nowiki>'' &#x5D;</sup><sup class="noprint Inline-Template Template-Fact" data-ve-ignore="true" style="white-space:nowrap;">&#x5B; ''<nowiki><span title="This claim needs references to reliable sources. (August 2015)">alıntı gerekli</span></nowiki>'' &#x5D;</sup>
* Özellikle yüksek [[enlem]]lerde, kozmik ışın varyasyonunun karasal alçak irtifa bulut örtüsünü etkileyebileceği (yüksek irtifa bulutlarıyla korelasyon eksikliğinden farklı olarak), kısmen güneşle çalışan gezegenler arası manyetik alandan (ve galaktik geçişten) etkilenebileceği öne sürüldü. kollar daha uzun zaman dilimlerinde),<ref name="shaviv2005">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.phys.huji.ac.il/~shaviv/articles/sensitivity.pdf|başlık=On climate response to changes in the cosmic ray flux and radiative budget|erişimtarihi=17 Haziran 2011|yazarlar=Shaviv, Nir J|sayı=A08105|sayfalar=A08105|çalışma=Journal of Geophysical Research|yıl=2005|cilt=110|doi=10.1029/2004JA010866}}</ref><ref name="Svensmark2007">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Cosmoclimatology: a new theory emerges|yazarlar=Svensmark, Henrik|sayı=1|sayfalar=1.18-1.24|çalışma=Astronomy & Geophysics|yıl=2007|cilt=48|doi=10.1111/j.1468-4004.2007.48118.x}}</ref><ref name="Svensmark1998">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.cosis.net/abstracts/COSPAR02/00975/COSPAR02-A-00975.pdf|başlık=Influence of Cosmic Rays on Earth's Climate|erişimtarihi=17 Haziran 2011|yazarlar=Svensmark|sayı=22|sayfalar=5027-5030|çalışma=[[Physical Review Letters]]|yıl=1998|cilt=81|doi=10.1103/PhysRevLett.81.5027}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Celestial driver of Phanerozoic climate?|yazarlar=Shaviv, Nir J|sayı=7|sayfa=4|çalışma=Geological Society of America|yıl=2003|cilt=13|doi=10.1130/1052-5173(2003)013<0004:CDOPC>2.0.CO;2}}</ref> ancak bu hipotez doğrulanmadı.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Solar influences on cosmic rays and cloud formation: A reassessment|yazarlar=Sun, B.|sayı=D14|sayfalar=4211|çalışma=Journal of Geophysical Research|yıl=2002|cilt=107|doi=10.1029/2001jd000560}}</ref>
 
İyonizasyondaki değişiklikler, bulut oluşumu için yoğunlaşma çekirdeği görevi gören aerosol bolluğunu etkiler.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1023/a:1026775408875|tarih=2000|sayı=1/2|sayfalar=231-258|çalışma=Space Science Reviews|cilt=94|ad=Brian A.|soyadı=Tinsley|issn=0038-6308|doi=10.1023/a:1026775408875}}</ref> Güneş miniması sırasında daha fazla kozmik ışın Dünya'ya ulaşır ve potansiyel olarak Bulut yoğunlaşma çekirdeklerinin öncüsü olarak ultra küçük aerosol parçacıkları oluşturur.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1063/1.4803258|başlık=Atmospheric nucleation and growth in the CLOUD experiment at CERN|tarih=2013|yayıncı=AIP|ad=Jasper|soyadı=Kirkby|doi=10.1063/1.4803258|soyadı2=CLOUD Collaboration}}</ref> Daha fazla miktarda yoğunlaşma çekirdeğinden oluşan bulutlar daha parlaktır, daha uzun ömürlüdür ve daha az yağış üretme olasılığı yüksektir
Daha sonraki makaleler, bulutların kozmik ışınlarla üretilmesinin çekirdeklenme parçacıklarıyla açıklanamayacağını gösterdi. Hızlandırıcı sonuçları, bulut oluşumuna neden olmak için yeterli ve yeterince büyük parçacıklar üretemedi;<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/031882e43ffc03f94d8e83020a5067c63815705d|başlık=Can cosmic rays affect cloud condensation nuclei by altering new particle formation rates?|yazarlar=Pierce, J.|sayı=9|sayfa=36|çalışma=Geophysical Research Letters|yıl=2009|cilt=36|doi=10.1029/2009gl037946}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Cosmic rays, aerosol formation and cloud-condensation nuclei: sensitivities to model uncertainties|yazarlar=Snow-Kropla, E.|tarih=Apr 2011|yazarlarıgöster=etal|sayı=8|sayfa=4001|çalışma=Atmospheric Chemistry and Physics|cilt=11|doi=10.5194/acp-11-4001-2011}}</ref> bu, büyük bir güneş fırtınasından sonraki gözlemleri içerir.<ref name="Erlykin, A., et al. 137">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=A review of the relevance of the 'CLOUD' results and other recent observations to the possible effect of cosmic rays on the terrestrial climate|yazarlar=Erlykin, A.|tarih=Aug 2013|yazarlarıgöster=etal|sayı=3|sayfa=137|çalışma=Meteorology and Atmospheric Physics|cilt=121|doi=10.1007/s00703-013-0260-x}}</ref> [[Çernobil Faciası|Çernobil'den]] sonraki gözlemler herhangi bir indüklenmiş bulut göstermiyor.
 
[[Kozmik ışınlar]]<nowiki/>daki bir değişiklik, belirli bulut türlerinde artışa neden olabilir ve [[Dünya]]'nın aklını etkileyebilir.
 
Özellikle yüksek enlemlerde, kozmik ışın varyasyonunun karasal alçak irtifa bulut örtüsünü etkileyebileceği (yüksek irtifa bulutlarıyla korelasyon eksikliğinden farklı olarak), kısmen güneşle çalışan gezegenler arası manyetik alandan (ve galaktik geçişten) etkilenebileceği öne sürüldü. daha uzun zaman dilimlerinde kollar), ancak bu hipotez doğrulanmadı. Daha sonraki makaleler, bulutların kozmik ışınlarla üretilmesinin çekirdeklenme parçacıklarıyla açıklanamayacağını gösterdi. Hızlandırıcı sonuçları, [[bulut]] oluşumuna neden olacak kadar yeterli ve yeterince büyük parçacıklar üretemedi; bu, büyük bir [[güneş]] fırtınasından sonraki gözlemleri içerir. [[Çernobil]]'den sonraki gözlemler herhangi bir indüklenmiş bulut göstermemektedir<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://doi.wiley.com/10.1029/2001JD000560|başlık=Solar influences on cosmic rays and cloud formation: A reassessment|tarih=2002|sayı=D14|dil=İngilizce|sayfalar=4211|çalışma=Journal of Geophysical Research|cilt=107|ad=Bomin|soyadı=Sun|issn=0148-0227|doi=10.1029/2001JD000560}}</ref>
 
=== Karasal ===
 
==== Organizmalar ====
Güneş döngüsünün canlı organizmalar üzerindeki etkisi araştırılmıştır (bkz. Kronobiyoloji ). Bazı araştırmacılar, insan sağlığı ile bağlantılar bulduklarını iddia ediyorediyorlar.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.nel.edu/21_3/3StoryBeh_Halb.htm|başlık=Cross-spectrally coherent ~10.5- and 21-year biological and physical cycles, magnetic storms and myocardial infarctions|arşivtarihi=29 Temmuz 2008|arşivurl=https://web.archive.org/web/20080729003640/http://www.nel.edu/21_3/3StoryBeh_Halb.htm|yazarlar=Halberg|tarih=2000|sayı=3|sayfalar=233-258|çalışma=Neuroendocrinology Letters|cilt=21|pmid=11455355}}</ref>
 
300&nbsp;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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://dx.doi.org/10.1037/e412502005-007 | başlık = The Hazards of Sunlight: A Report on the Consensus Development Conference on Sunlight, Ultraviolet Radiation, and the Skin | erişimtarihi = 6 Ocak 2021 | tarih = 1989 | çalışma = PsycEXTRA Dataset | ad = Joseph S. | soyadı = Rossi | arşivengelli = evet}}</ref>
 
=== Radyo iletişimi ===
Skywave radyo iletişim modları, radyo dalgalarını (elektromanyetik radyasyon) iyonosferden bükerek (kırarak) çalışır.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.12942/lrsp-2007-2|başlık=The Sun and the Earth's Climate|tarih=2007|çalışma=Living Reviews in Solar Physics|cilt=4|ad=Joanna D.|soyadı=Haigh|issn=1614-4961|doi=10.12942/lrsp-2007-2}}</ref> Güneş döngüsünün "zirveleri" sırasında iyonosfer, güneş fotonları ve [[kozmik ışınlar]] tarafından giderek daha fazla iyonlaşır.<ref>{{Kitap kaynağı|url=https://www.worldcat.org/oclc/51505599|başlık=The discovery of global warming|tarih=2003|yer=Cambridge, Mass.|yayıncı=Harvard University Press|soyadı=Weart, Spencer R., 1942-|isbn=0-674-01157-0|oclc=51505599}}</ref> 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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1038/ngeo1282|başlık=Solar forcing of winter climate variability in the Northern Hemisphere|tarih=9 Ekim 2011|sayı=11|sayfalar=753-757|çalışma=Nature Geoscience|cilt=4|ad=Sarah|soyadı=Ineson|issn=1752-0894|doi=10.1038/ngeo1282|ad2=Adam A.|ad3=Jeff R.|ad4=James C.|ad5=Nick J.|ad6=Lesley J.|ad7=Joanna D.|soyadı2=Scaife|soyadı3=Knight|soyadı4=Manners|soyadı5=Dunstone|soyadı6=Gray|soyadı7=Haigh}}</ref>
 
=== İklim ===
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.
 
Önerilen üç mekanizma güneş varyasyonlarının iklim etkilerine aracılık ediyor
300'de ultraviyole UVB ışığı miktarı&nbsp;Nm'nin Dünya'ya ulaşması, koruyucu [[Ozonosfer|ozon tabakasındaki]] değişiklikler nedeniyle güneş döngüsüne göre% 400'e kadar değişir. Stratosferde [[ozon]], [[Oksijen|O <sub>2</sub>]] moleküllerinin ultraviyole ışıkla [[Fotoliz|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.<ref>[http://consensus.nih.gov/1989/1989SunUVSkin074html.htm Consensus Development Conference Statement] Sunlight, Ultraviolet Radiation, and the Skin, NIH, 1989</ref>
 
Toplam güneş ışığı ("Işınım zorlaması").
==== Radyo iletişimi ====
Radyo bağlantı Skywave modları (bükülerek yapmaktadır [[Kırılma (fizik)|ışık kırıcı]] ) radyo dalgaları ( [[elektromanyetik radyasyon]] yoluyla) [[İyonosfer]] . Güneş döngüsünün "zirveleri" sırasında iyonosfer, güneş fotonları ve [[kozmik ışın]]lar tarafından giderek daha fazla iyonlaşır. Bu, radyo dalgasının yayılmasını, iletişimi kolaylaştırabilecek veya engelleyebilecek karmaşık şekillerde etkiler. Skywave modlarının tahmin edilmesi, ticari [[Okyanus|deniz]] ve [[Hava aracı|uçak]] [[iletişim]]i, amatör radyo operatörleri ve [[Kısa dalga radyo|kısa dalga]] yayıncıları için oldukça ilgi çekicidir. Bu kullanıcılar, bu güneş ve iyonosferik varyanslardan en çok etkilenen [[Yüksek frekans|Yüksek Frekans]] veya 'HF' radyo spektrumu dahilindeki frekansları işgal eder. Güneş enerjisi çıkışındaki değişiklikler, iletişim için kullanılabilen en yüksek [[frekans]]ın sınırı olan maksimum kullanılabilir frekansı etkiler.
 
Ultraviyole ışıma. UV bileşeni toplamdan daha fazla değişiklik gösterir, bu nedenle UV orantısız bir etkiye sahip (henüz bilinmeyen) bazı nedenlerden ötürü, bu iklimi etkileyebilir.
==== İklim ====
Güneş aktivitesindeki hem uzun vadeli hem de kısa vadeli varyasyonların potansiyel olarak küresel iklimi etkilediği öne sürülüyor, ancak güneş değişimi ile iklim arasındaki herhangi bir bağlantıyı göstermenin zor olduğu kanıtlandı.<ref name="haigh">Joanna D. Haigh "[http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2007-2/ The Sun and the Earth's Climate]", ''Living Reviews in Solar Physics'' (access date 31 January 2012)</ref>
 
Güneş rüzgarının aracılık ettiği galaktik kozmik ışın değişiklikleri, [[bulut]] örtüsünü etkileyebilir.
İlk araştırmalar, hava koşullarını sınırlı başarı ile ilişkilendirmeye çalıştı <ref name="spencer">{{Kitap kaynağı|url=http://www.aip.org/history/climate/|başlık=The Discovery of Global Warming|erişimtarihi=17 Nisan 2008|kısım=Changing Sun, Changing Climate?|bölümurl=http://www.aip.org/history/climate/solar.htm|tarih=2003|yayıncı=Harvard University Press|isbn=978-0-674-01157-1}}</ref> ardından güneş aktivitesini küresel sıcaklıkla ilişkilendirme 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 gösteriyor.<ref name="SolarForcing">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://spiral.imperial.ac.uk/bitstream/10044/1/18859/2/Nature%20Geoscience_4_11_2011.pdf|başlık=Solar forcing of winter climate variability in the Northern Hemisphere|yazarlar=Ineson S.|tarih=9 Ekim 2011|sayı=11|sayfalar=753-7|çalışma=[[Nature Geoscience]]|cilt=4|doi=10.1038/ngeo1282}}</ref>
 
Güneş lekesi döngüsü varyasyonunun% 0.1'i, Dünya'nın iklimi üzerinde küçük ama saptanabilir etkilere sahiptir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1191/0959683603hl623rp|başlık=Eleven-year solar cycle variations in the atmosphere: observations, mechanisms and models|tarih=Nisan 2003|sayı=3|sayfalar=311-317|çalışma=The Holocene|cilt=13|ad=K.|soyadı=Labitzke|issn=0959-6836|doi=10.1191/0959683603hl623rp|ad2=K.|soyadı2=Matthes}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1016/j.jastp.2010.02.019|başlık=Long-term solar activity influences on South American rivers|tarih=Şubat 2011|sayı=2-3|sayfalar=377-382|çalışma=Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics|cilt=73|ad=Pablo J.D.|soyadı=Mauas|issn=1364-6826|doi=10.1016/j.jastp.2010.02.019|ad2=Andrea P.|ad3=Eduardo|soyadı2=Buccino|soyadı3=Flamenco}}</ref> Camp ve Tung, güneş ışınımının, güneş maksimum ve minimum arasında ölçülen ortalama küresel sıcaklıkta 0.18 K ± 0.08 K (0.32&nbsp;°F ± 0.14&nbsp;°F) varyasyonuyla ilişkili olduğunu öne sürüyor.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1029/2007gl030207|başlık=Surface warming by the solar cycle as revealed by the composite mean difference projection|tarih=18 Temmuz 2007|sayı=14|çalışma=Geophysical Research Letters|cilt=34|ad=Charles D.|soyadı=Camp|issn=0094-8276|doi=10.1029/2007gl030207|ad2=Ka Kit|soyadı2=Tung}}</ref>
Önerilen üç mekanizma, güneş değişikliklerinin iklim etkilerine aracılık eder:
 
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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1016/s0262-4079(08)62794-3|başlık=Sunspot activity linked to Earth riverflow|tarih=Kasım 2008|sayı=2681|sayfalar=10|çalışma=New Scientist|cilt=200|ad=Anil|soyadı=Ananthaswamy|issn=0262-4079|doi=10.1016/s0262-4079(08)62794-3}}</ref> Yüz milyonlarca yıl önce ağaç halkası kalınlıklarında ve bir gölün dibindeki katmanlarda on bir yıllık döngü bulundu.
* Toplam güneş ışınımı (" Işınım zorlaması ").
* 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 rüzgarının aracılık ettiği galaktik [[kozmik ışın]] değişiklikleri, bulut örtüsünü etkileyebilir.
 
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.
Güneş lekesi döngüsü varyasyonunun% 0.1'i, Dünya'nın iklimi üzerinde küçük ama tespit edilebilir etkilere sahiptir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Eleven-year solar cycle variations in the atmosphere: observations, mechanisms and models|yazarlar=Labitzke K.|tarih=2003|sayı=3|sayfalar=311-7|çalışma=The Holocene|cilt=13|doi=10.1191/0959683603hl623rp}}</ref><ref>Pablo J.D. Mauas & Andrea P. Buccino. "[[arxiv:1003.0414|Long-term solar activity influences on South American rivers]]" page 5. Journal of Atmospheric and Solar-Ter
restrial Physics on Space Climate, March 2010. Accessed: 20 September 2014.</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/183eeece68cac4081b7ebe898d446e57675b6c0c|başlık=[Impact of variations in solar activity on hydrological decadal patterns in northern Italy]|yazarlar=Zanchettin|tarih=2008|sayı=D12|sayfa=D12102|çalışma=Journal of Geophysical Research|cilt=113|doi=10.1029/2007JD009157}}</ref> Camp ve Tung, güneş ışınımının 0.18'lik bir varyasyonla ilişkili olduğunu öne sürüyor.&nbsp;K ± 0.08&nbsp;K (0,32&nbsp;°F ± 0.14&nbsp;°F) güneş maksimum ve minimum arasında ölçülen ortalama küresel sıcaklıkta.<ref name="solar-climate">{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/aa31a54d467e66ed9a36180d24338940edc11aee|başlık=Surface warming by the solar cycle as revealed by the composite mean difference projection|yazarlar=C. D. Camp|tarih=2007|sayı=14|sayfalar=L14703|çalışma=Geophysical Research Letters|cilt=34|doi=10.1029/2007GL030207}}</ref>
 
Güneş döngüsü ayrıca, üst termosferik seviyelerdeki yoğunluğu etkileyerek Düşük Dünya Yörüngeli (LEO) nesnelerinin yörüngesel bozulmasını da etkiler.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0273117716302381|başlık=Complexity of the Earth’s space–atmosphere interaction region (SAIR) response to the solar flux at 10.7 cm as seen through the evaluation of five solar cycle two-line element (TLE) records|tarih=Eylül 2016|sayı=6|dil=İngilizce|sayfalar=924-937|çalışma=Advances in Space Research|cilt=58|ad=Karan|soyadı=Molaverdikhani|doi=10.1016/j.asr.2016.05.035|ad2=Ali|ad3=Pantea|ad4=Majid|soyadı2=Ajabshirizadeh|soyadı3=Davoudifar|soyadı4=Lashkanpour}}</ref>
Diğer etkiler arasında buğday fiyatları ile bir ilişki bulan bir çalışma <ref>[https://www.newscientist.com/article.ns?id=dn6680 Sunspot activity impacts on crop success] [[New Scientist]], 18 Nov. 2004</ref> ve [[Paraná Nehri|Paraná Nehri'ndeki]] su akışı ile zayıf bir korelasyon bulan bir diğeri bulunmaktadır.<ref>[https://www.newscientist.com/channel/earth/mg20026814.100-sunspot-activity-may-be-linked-to-rainfall.html "Sunspot activity may be linked to rainfall"], [[New Scientist]], 8 Nov., 2008, p. 10.</ref> Yüz milyonlarca yıl önce ağaç halkası kalınlıklarında <ref name="Luthardt2017">{{Akademik dergi kaynağı|url=https://semanticscholar.org/paper/75df08e53b6b869190e9bf4c491be75f955999eb|başlık=Fossil forest reveals sunspot activity in the early Permian|yazarlar=Luthardt|tarih=February 2017|sayı=2|sayfa=279|çalışma=[[Geology (dergi)|Geology]]|cilt=45|doi=10.1130/G38669.1}}</ref> ve bir gölün dibindeki katmanlarda <ref name="NeoP">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Sunspot cycles recorded in siliciclastic biolaminites at the dawn of the Neoproterozoic Sturtian glaciation in South China|yazarlar=Li|tarih=Sep 2018|yazarlarıgöster=etal|sayfalar=75-91|çalışma=Precambrian Research|cilt=315|doi=10.1016/j.precamres.2018.07.018}}</ref> on bir yıllık döngü bulundu.
 
=== Güneş dinamosu ===
Mevcut bilimsel fikir birliği, özellikle de [[Hükûmetlerarası İklim Değişikliği Paneli|IPCC'ninki]], güneş değişikliklerinin [[Küresel ısınma|küresel iklim değişikliğini]] yönlendirmede yalnızca marjinal bir rol oynadığı yönündedir <ref name="haigh"/> çünkü son zamanlarda ölçülen güneş enerjisi değişiminin ölçülen 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 artmıştı. Aksi takdirde, güneşin hava üzerindeki etkilerini anlama düzeyi düşüktür.<ref>{{Kaynak|url=https://archive.ipcc.ch/publications_and_data/ar4/wg1/en/ch2.html|başlık=Chapter 2: Changes in Atmospheric Constituents and Radiative Forcing|bölüm=2.9.1 Uncertainties in Radiative Forcing|bölümurl=https://archive.ipcc.ch/publications_and_data/ar4/wg1/en/ch2s2-9-1.html#table-2-11|editörler=IPCC AR4 WG1|yıl=2007|isbn=978-0-521-88009-1}}</ref>
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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/142452|başlık=The Magnetic Polarity of Sun-Spots|tarih=Nisan 1919|dil=İngilizce|sayfalar=153|çalışma=The Astrophysical Journal|cilt=49|ad=George E.|soyadı=Hale|issn=0004-637X|doi=10.1086/142452|ad2=Ferdinand|ad3=S. B.|ad4=A. H.|soyadı2=Ellerman|soyadı3=Nicholson|soyadı4=Joy}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1029/2009sw000527|başlık=Slow Start to Solar Cycle Tied to Sluggish Interior Stream|tarih=Ekim 2009|sayı=10|sayfalar=n/a-n/a|çalışma=Space Weather|cilt=7|ad=Irene|soyadı=Klotz|issn=1542-7390|doi=10.1029/2009sw000527}}</ref>
 
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 döngüsü ayrıca, üst [[termosfer]]ik seviyelerde yoğunluğu etkileyerek [[Alçak Dünya yörüngesi|Düşük Dünya Yörüngeli (LEO)]] nesnelerinin yörüngesel bozulmasını da etkiler.<ref name="sair">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Complexity of the Earth's space–atmosphere interaction region (SAIR) response to the solar flux at 10.7 cm as seen through the evaluation of five solar cycle two-line element (TLE) records|yazarlar=Molaverdikhani|tarih=2016|sayı=6|sayfalar=924-937|çalışma=Advances in Space Research|cilt=58|doi=10.1016/j.asr.2016.05.035}}</ref>
Güneş dinamo modelleri, güneşin içindeki diferansiyel dönme, meridyen sirkülasyon ve [[türbülans]]<nowiki/>lı 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).<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1103/physrevfocus.7.3|başlık=Movies Show Quick Magnetic Flips|tarih=Ocak 2001|çalışma=Focus|cilt=7|ad=David|soyadı=Voss|issn=1539-0748|doi=10.1103/physrevfocus.7.3}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1525/jps.2001.30.3.123|başlık=16 November 2000-15 February 2001|tarih=Nisan 2001|sayı=3|sayfalar=123-140|çalışma=Journal of Palestine Studies|cilt=30|issn=0377-919X|doi=10.1525/jps.2001.30.3.123}}</ref>
 
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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/830/2/L27|başlık=THE DISCOVERY OF SOLAR-LIKE ACTIVITY CYCLES BEYOND THE END OF THE MAIN SEQUENCE?|tarih=13 Ekim 2016|sayı=2|sayfalar=L27|çalışma=The Astrophysical Journal|cilt=830|ad=Matthew|soyadı=Route|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8205/830/2/L27}}</ref>
== Güneş dinamosu ==
11 yıllık güneş lekesi döngüsünün, 22 yıllık Babcock-Leighton güneş dinamo döngüsünün yarısı olduğu düşünülmektedir; bu, aynı zamanda sağlayan solar plazma akışlarının aracılık ettiği toroidal ve poloidal solar manyetik alanlar arasındaki titreşimli bir enerji değişimine karşılık gelir. her adımda dinamo sistemine enerji. Güneş döngüsü maksimumda, dış poloidal dipolar manyetik alan, dinamo döngüsü minimum gücüne yakındır, ancak [[Tachocline bölgesi|takoklin]] içindeki diferansiyel dönüş yoluyla üretilen bir iç toroidal dört kutuplu alan, maksimum gücüne yakındır. Dinamo döngüsünün bu noktasında, [[Konveksiyon bölgesi]]ndeki yüzen yukarı yükselme, toroidal manyetik alanın fotosfer boyunca ortaya çıkmasına neden olarak, zıt manyetik kutuplarla doğu-batı yönünde kabaca hizalanmış güneş lekeleri çiftlerine yol açar. Güneş lekesi çiftlerinin manyetik polaritesi, Hale döngüsü olarak bilinen bir fenomen olan her güneş döngüsünü değiştirir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Magnetic Polarity of Sun-Spots|yazarlar=Hale|sayfa=153|çalışma=The Astrophysical Journal|yıl=1919|cilt=49|doi=10.1086/142452}}</ref><ref name="solarcycle">{{Haber kaynağı|url=http://www.physorg.com/news119271347.html|başlık=NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle|erişimtarihi=10 Temmuz 2009|tarih=4 Ocak 2008|çalışma=[[PhysOrg]]}}</ref>
 
== Gezegenlerin tahmin edilen etkisi ==
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 rotasyon, 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 gelmektedir.<ref>{{Haber kaynağı|url=http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html|başlık=Sun flips magnetic field|erişimtarihi=11 Temmuz 2009|arşivtarihi=15 Kasım 2005|arşivurl=https://web.archive.org/web/20051115051328/http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html|tarih=16 Şubat 2001|çalışma=[[CNN]]}}http://www.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html</ref><ref>{{Web kaynağı|url=https://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm|başlık=The Sun Does a Flip|erişimtarihi=11 Temmuz 2009|arşivtarihi=4 Kasım 2001|arşivurl=https://web.archive.org/web/20011104023531/https://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm|tarih=15 Şubat 2001|yayıncı=[[NASA]]}}</ref>
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 .<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201219997|başlık=Is there a planetary influence on solar activity?|tarih=28 Kasım 2012|sayfalar=A88|çalışma=Astronomy & Astrophysics|cilt=548|ad=J. A.|soyadı=Abreu|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201219997|ad2=J.|ad3=A.|ad4=K. G.|ad5=F.|soyadı2=Beer|soyadı3=Ferriz-Mas|soyadı4=McCracken|soyadı5=Steinhilber}}</ref> Bununla birlikte, sonuçlarının yanlış uygulanmış düzleştirme yönteminin, örtüşmeye yol açan bir artefaktı olduğu gösterilmiştir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1007/s11207-014-0475-0|başlık=Critical Analysis of a Hypothesis of the Planetary Tidal Influence on Solar Activity|tarih=14 Ocak 2014|sayı=6|sayfalar=2333-2342|çalışma=Solar Physics|cilt=289|ad=S.|soyadı=Poluianov|issn=0038-0938|doi=10.1007/s11207-014-0475-0|ad2=I.|soyadı2=Usoskin}}</ref> Yine de, [[gezegen]]<nowiki/>sel 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 .<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.1007/s11207-019-1447-1|başlık=A Model of a Tidally Synchronized Solar Dynamo|tarih=Mayıs 2019|sayı=5|çalışma=Solar Physics|cilt=294|ad=F.|soyadı=Stefani|issn=0038-0938|doi=10.1007/s11207-019-1447-1|ad2=A.|ad3=T.|soyadı2=Giesecke|soyadı3=Weier}}</ref> Bununla birlikte, güneş değişkenliğinin esasen stokastik ve tek bir güneş döngüsünün ötesinde öngörülemez olduğu bilinmektedir,<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://dx.doi.org/10.12942/lrsp-2010-6|başlık=Solar Cycle Prediction|tarih=2010|çalışma=Living Reviews in Solar Physics|cilt=7|ad=Kristóf|soyadı=Petrovay|issn=1614-4961|doi=10.12942/lrsp-2010-6}}</ref> 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.
 
== Ayrıca bakınız ==
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 ( [https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/832/1/9/meta Hazra ve Nandy 2016] ). Bu akı taşıma süreçlerinin görece güçlü yönleri aynı zamanda güneş döngüsünün fiziğe dayalı tahminlerinde önemli bir rol oynayan güneş döngüsünün "hafızasını" da belirlemektedir. 8 [https://iopscience.iop.org/article/10.1086/524352 Özellikle Yeates, Nandy ve Mackay (2008)] ve [https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/761/1/L13 Karak ve Nandy (2012))], güneş döngüsü belleğinin kısa olduğunu ve bir döngüden fazla sürdüğünü belirlemek için stokastik olarak zorlanmış doğrusal olmayan güneş dinamosu simülasyonlarını kullanmışlardır, bu nedenle sadece doğru tahminlerin mümkün olduğunu ima ediyor sonraki güneş lekesi döngüsü için ve ötesinde değildir. Güneş dinamo mekanizmasındaki kısa bir döngülü belleğin bu varsayımı, daha sonra [https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/767/2/L25 Munoz-Jaramillo ve diğerleri] tarafından gözlemsel olarak doğrulanmıştır. [https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/767/2/L25 . (2013)] .
 
* Brückner-Egeson-Lockyer cycle
[[Tachocline bölgesi|Takoklin]] uzun zamandır Güneş'in geniş ölçekli manyetik alanını oluşturmanın anahtarı olarak düşünülse de, son araştırmalar da bu varsayımı sorgulamıştır. [[Kahverengi cüce]]lerin radyo gözlemleri, büyük ölçekli manyetik alanları da koruduklarını ve manyetik aktivite döngüleri gösterebileceklerini göstermiştir. Güneş, konvektif bir zarfla çevrili bir ışıma çekirdeğine sahiptir. Bu ikisinin sınırında [[Tachocline bölgesi|takoklin bulunur]] . Bununla birlikte, kahverengi cüceler ışıma çekirdeği ve takoklinlerden yoksundurlar. Yapıları, çekirdekten yüzeye uzanan güneş benzeri bir konvektif zarftan oluşur. Bir [[Tachocline bölgesi|takokline sahip olmadıkları için]] yine de güneş benzeri manyetik aktivite sergiledikleri için, solar manyetik aktivitenin sadece konvektif zarfta üretildiği öne sürülmüştür.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?|yazarlar=Route|tarih=20 Ekim 2016|sayı=2|sayfa=27|çalışma=The Astrophysical Journal Letters|cilt=830|doi=10.3847/2041-8205/830/2/L27}}</ref>
* Formation and evolution of the Solar System
* List of articles related to the Sun
* List of coronal mass ejections
* List of solar cycles
* List of solar storms
* Stellar evolution
* Sun life cycle
* Sunlight
 
== Kaynakça ==
[[Kategori:Dönemsel fenomenler]]
{{Kaynakça}}
[[Kategori:Güneş olayları]]
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Solar_döngü" sayfasından alınmıştır