太阳周期

太阳周期，或是太阳磁场活动周期是太阳的各种现象，包括太空天气后面的动态引擎和能量来源。通过氢磁流体发电机的程序供给的能量，诱导太阳内部的流动，形成太阳周期。太阳周期是在1843年由一位德国的业余天文学家史瓦贝发现的，他年复一年的持续观察与统计了17年太阳盘面上黑子变化的平均数量后，才有了此一发现。鲁道夫·沃夫对此一发现感触良深，于是追溯17世纪的太阳活动的历史，起初只完成1745年之后的观测资料重建和编辑，最后终于回推到17世纪最初的10年，伽利略最早的观测纪录。由于黑子的大小和许多种不同型态的群，沃夫着手制定了一套有效的分类与数量标准，一直沿用到现在。太阳周期的平均长度为11.1年，但是曾观测到最短的只有9年，而最长的长达14年之久。数量上的变化也有其意义，太阳极大值和太阳极小值分别是每个世纪的最大值和最小值。黑子周期的计算是由一个最小值到下一个最小值。 依循沃夫建立的数字模式，1755－1766年的周期被编为第一周期。在1645和1715年之间被观察到黑子的数量非常少，是周期中的一个特殊点，且不是人为造成的资料迷失。古斯塔夫·史波勒最早注意到这个现象，然后爱德华·沃尔特·蒙德深入研究这个奇特的事件，因此现在这段时期被称为蒙德极小期。 在19世纪的后半期，理察·卡灵顿和史波勒分别都注意到，当周期开始时，黑子出现在中纬度的区域，随着周期的推展，黑子出现的纬度逐渐相赤道接近，直到极小期才会出现在赤道上。这种图型的最佳视觉形像就是所谓的蝴蝶图，是由沃尔特和安妮芒德这一对夫妻档绘制完成的（见图2）。太阳的影像以纬度分割成小条，计算出黑子纬度位置的每月平均值。这幅图以垂直的色码编排，并且一个月接续一个月地制作出这张时间－纬度图。在20世纪初，乔治·艾雷里·海尔和合作者阐明了太阳周期的物理基础，他在1908年证实黑子是被强烈磁化的区域（这是首度侦测到在地球之外的磁场），并且在1919年进一步证实了黑子对的磁场是正反成对的：海尔的观察说明了太阳周期就是平均为22年的磁场周期。但是，因为表现在外的形式与磁场的关系并不明确，所以一般的说法都是"11年的太阳周期"。半个世纪之后，巴布科父子哈洛德·巴布科和霍勒斯·巴布科证实太阳表面在黑子以外的地区也是有磁场的，这种更加微弱的磁场是第一类的偶极，而且这种偶极的磁性转换周期和太阳黑子周期是一样的（参见下图3）。这些各种不同的观测建立起太阳周期是磁场展开在整个太阳的时间和空间之中的程序。太阳的磁场结构一直延伸到大气层和外面的各层，还经由各种方法进入日冕和太阳风。他的时空变异导致许多相关的太阳活动和著名的太阳现象。所有的太阳活动都与太阳的磁场周期有强烈的相关性，因为后者是前者的动力引擎和能量来源。太阳黑子可以在各处存在几天到几个月，但是它们终将溃散，并且和太阳光球的磁场结合在一起。这个磁场受到对流的搅动散溢开来，并且在太阳表面造成大规模的流动。这些传输机制导致被磁化的产物衰变并且堆积在高纬度，所以最后导致极性的反转（参见图3）太阳磁场的偶极性被观察到是在太阳极大期附近时反转的，并且在极小期时强度达到峰值。在另一方面，太阳黑子是由强烈的螺线管（纵向的）磁场在太阳内部产生。在物理学上，太阳周期可以被看成是一个再生圈，螺线管的分量导致一个顺轴磁场，然后又导致一个新的反向的顺轴磁场，如此不断的反复下去。太阳的总辐照度（ total solar irradiance，TSI）是冲击在地球大气层上部的总太阳辐射能量。他在太阳变化周期的各个不同阶段被观察，逐年的平均值从极小期的每平方米1365.5瓦至极大期的1366.6瓦，但在几天的时间间隔内的波动可以达到每平方米±1瓦的数值（参见第4图的黄色和红色曲线）。最大值和最小值的差异只有0.1%的水准，对地球气候的影响看似很小，但要注意的是对TSI的连续和可靠的的量是从1978年才开始的。太阳活动的极小值和极大值在第21至23周期大致上是保持同样的水准。有趣的是，即使黑子比光球的其余部分黑暗，但太阳在极大期时是比较亮一些的。这是因为在极大期时，虽然有较多和较大的黑子被磁化和出现在光球上，但是大多数，像是白斑和活跃的网络元素，也都比平常的光球表面明亮。它们的总量比为数不多的黑子为多，总结之后反而使得整体的照射度增加而非降低。最近的观察指出太阳照射度变化的主要驱动者是这些覆盖在光球面上不同类型的太阳磁性结构变化，然而，这些都是由深入太阳内部的物理过程在长期变化所贡献的，像是循环媒介在对流能量传输的效率的小变化，至今仍未能找出完整的规律。对温度为5870K的太阳大气，没有磁场的地区散发出的短波辐射，像是极紫外线（EUV）和X射线，数量极少。但在磁场出现的地区就不同了，被磁化的地区散发出短波辐射。因为表面被磁化的覆盖区域在周期内有明显的变化，扩散的程度、非闪耀的太阳紫外线或极紫外线，也有如潮汐般的随之涨落。图5是日本的阳光号卫星观察软X射线的图，正好说明了这种变化。SOHO和TRACE卫星观测太阳的紫外线和极紫外线也都有相同的现象。图5：阳光号在1991年至1995年（由左至右）以软X射线观察的太阳盘面影像，对应于第22周期的下降阶段。]]即使只占了太阳辐照度中极小的比率，太阳的紫外线、极紫外线和X射线对地球大气层上层的冲击仍然是很深刻的。太阳的紫外线流量是同温层化学主要的驱动者，电离层的反应，经由电导率和热的变化，导致电离辐射强烈的增加。来自太阳的无线电波主要出自日冕活跃区上面被磁场拘束住的等离子体。被标示为F10.7的是波长10.7公分的无线电波，接近被观察的太阳无线电波的峰值位置。它表现出的扩散尺度，来自在日冕活跃区被磁场拘束的等离子体的非辐射热，并且良好的表现出太阳活动的程度。太阳的F10.7公分纪录可以回溯至1947年，并且是除了太阳黑子纪录之外，可供利用的太阳活动的最长期纪录。10.7光分波长的太阳电波流量曾经被认为会影响地球上点对点之间的通讯。太阳磁场构成的日冕，是在日全食的期间可以观测到的典型现象。复杂的日冕磁场结构发展可以反映出在太阳表面流体的运动，和太阳内部发电机磁流体的发展。由于一些迄今尚未能详细了解的原因，有时这些结构会变得不稳定，导致日冕物质抛射，或是闪焰，进入太空之中，由于区域性突然的释放出磁能，造成大量的紫外线、X射线和高能粒子辐射。这些爆发现象可能会对地球的高层大气层和太空环境产生重大的冲击，并且是所谓太空天气的主导者。日冕物质抛射和闪焰的活动频率与太阳活动周期有着密切的关连性。在极大期时，闪焰的大小和活动频率是极小期的50倍；巨大的日冕物质抛射平均每天都有数5次，在极小期则数天才有一次。事件本身的大小与周期性的关联则不明显，最明显的例子是发生在2006年12月，接近极小期的三次X级闪焰，其中一次（在12月5日，X9.0级的闪焰）是有记录以来最大的。向外扩散由高密度等离子体组成的太阳喷发物是驱散来自银河系各处的星际物质和高能宇宙射线进入太阳系的良好物质。由于太阳物质抛射的频率随着太阳活动的周期调整，在太阳系外缘的宇宙射线散射程度也随着逐步变化。结果是，宇宙射线在太阳系内部的流量与太阳的活动的整体强渡成反比。这种反比的关系也清楚的呈现在地球表面的宇宙射线流量强度变化上。有些进入地球大气的高能宇宙射线能偶尔会与分子撞击产生原子核的散裂，这某些分裂的产物包括某些放射性核素，例如14C和10Be，会沉降至地面。它们被凝聚在冰核中，可以让我门重建在遥远过去的太阳活动。经过重建后的整个太阳活动水准，呈现出在20是纪中期的太阳活动，几乎位在过去一万年的最高点上，蒙德极小期像是被压抑的活动时期，在长时间的变化中一再的出现。太阳周期对生物的冲击包括一部分在科学上跨学门的研究，像是年代学、太阳生物学和天文生物学。在1924年，莫斯科大学医学院的毕业生亚历山大·奇热夫斯基出版了跨学门的工作："在历史过程之后的物理因素"和"流行病学浩劫和太阳的周期性活动，研究有机生物与太阳周期、月相周期循环之间的关连性。奇热夫斯基发展出了一种新的学门：天文生物学和分支的太阳生物学。太阳活动 · 太阳天文学 · 太阳发电机 · 太阳望远镜 · 日食 · 太阳光 · 太阳辐射 · 太阳能 · 太阳物理学 · 太阳日 · 太阳系 · 太阳常数 · 太阳中微子问题 · 中微子振荡 · 蒙德极小期 · 太阳星云 · 太阳系的形成和演化 · 日震学 · 标准太阳模型