Aktywność słoneczna: Różnice pomiędzy wersjami
| [wersja nieprzejrzana] | [wersja nieprzejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
→Cykl aktywności słonecznej: Przeredagowanie fragmentu tekstu. |
Przeredagowany fragment tekstu. |
||
Linia 17:
: ''k'' – współczynnik zależny od użytego instrumentu, służy do porównywania wyników różnych obserwatoriów.
Miejsce występowania plam (szerokość heliograficzną) przedstawia się na tzw. [[Prawo Spörera|diagramie motylkowym]]. Zasięg obszaru występowania plam pozwala
Niefortunnym wnioskiem z badań zmian obfitości [[Izotopy|izotopu]] [[węgiel (pierwiastek)|węgla]] C<sup>14</sup> była hipoteza występowania absolutnych minimów liczby plam słonecznych. Przedostatnie takie maksimum radiowęglowe przypadło na lata [[1650]]-[[1715]], czyli na czas tzw. [[minimum Maundera]]. Podczas późniejszego [[minimum Daltona]] stwierdzono jedynie mniejsze liczby plam w maksimach, a nie zupełny ich brak.
W czasie maksymalnej aktywności zwiększa się nieznacznie wartość stałej słonecznej, choć sumaryczna jasność Słońca
Wzrasta również temperatura atmosfery Ziemi na skutek zwiększonej absorpcji promieniowania. W [[troposfera|troposferze]] jest to wzrost o około 0,1 K, 50 km wyżej wrasta o około 1 K, a na wysokości 500 km wzrasta o 400 K. Rudolf Wolf zrekonstruował cykle słoneczne wstecz do roku 1610. Na podstawie tych wyników nazwano lata 1755–1766 cyklem słonecznym 1. W fazie dużej aktywności Słońca całkowita koncentracja [[ozon]]u w atmosferze Ziemi zmniejsza się o kilka procent wskutek aktywności rozbłyskowej. Porozbłyskowe zaburzenia magnetyzmu ziemskiego, które są wówczas znacznie częstsze, mogą istotnie zmieniać koncentrację elektronów, jak i całkowitą liczbę tych cząstek w [[jonosfera|jonosferze]], czyli do wysokości 1000 km. Może to powodować znaczne błędy w funkcjonowaniu urządzeń typu GPS, gdy używać jedynie jednej częstotliwości. Taki jednowiązkowy pomiar to jednocześnie metoda wyznaczania kolumnowej gęstości elektronów w jonosferze.
| |||