Солнечный цикл - периодический процесс появления и развития на
Солнце активных областей - мест выхода на поверхность сильных магн. полей.
Этот процесс затрагивает весь диск Солнца и все уровни его атмосферы. Сильнее
всего солнечная активность проявляется в широтной зоне30°.
Центры активности появляются в нач. цикла на широтах ок.,
а затем зона, занятая ими, постепенно смещается к более низким широтам.
Активные области часто объединяются в комплексы, группирующиеся около двух
(реже - трёх) активных долгот. Последние сохраняются в течение неск. лет.
От ср. широт к полюсам распространяются «волны активности» - вытянутые
по долготе цепочки протуберанцев и участки магн. полей умеренной напряжённости.
Их приход к полюсам в максимуме С. ц. приводит к обращению знака квазидипольного
поля Солнца. В максимуме С. ц. хромосфера и корона становятся более плотными,
в них появляются несколько больше горячих областей, гораздо богаче становится
структура. Так, напр., корональные лучи, обычно развивающиеся в
низких и средних широтах, могут появляться и близ полюсов.
С С. ц. чаще всего отождествляют изменение с периодом11,2
года числа солнечных пятен (см. Вольфа числа ).Приведённое значение
периода является ср. значением, длительности конкретных циклов заключены
в пределах 8-16 лет, подъём к максимуму происходит быстрее спада. Для описания
С. ц. используют также величину потока радиоизлучения Солнца на определ.
волне (на практике на-
10,7 см).
Для данного цикла характерен определ. закон чередования полярностей
магн. полей пятен. В фиксиров. полушарии западные (ведущие по отношению
к вращению) пятна имеют одну полярность, замыкающие - другую. Возврат к
одной и той же общей картине магн. полей на Солнце (знакам полярностей
пятен и квазидипольного магн. поля) происходит примерно через 22 года.
Иногда последнюю величину называют магн. циклом.
Литература по солнечным циклам
Витинский Ю. И., Солнечная активность, 2 изд., М., 1983;
Вайнштейн С. И., Зельдович Я. Б., Рузмамкин А. А., Турбулентное динамо в астрофизике, М., 1980;
Моффат Г. К., Возбуждение магнитного поля в проводящей среде, пер. с англ., М., 1980;
Паркер Е. Н., Космические магнитные поля, пер. с англ., ч. 1-2, М., 1982;
Прист Э. Р., Солнечная магнитогидродинамика, пер. с англ., М., 1985.
Знаете ли Вы, что любой разумный человек скажет, что не может быть улыбки без кота и дыма без огня, что-то там, в космосе, должно быть, теплое, излучающее ЭМ-волны, соответствующее температуре 2.7ºК. Действительно, наблюдаемое космическое микроволновое излучение (CMB) есть тепловое излучение частиц эфира, имеющих температуру 2.7ºK. Еще в начале ХХ века великие химики и физики Д. И. Менделеев и Вальтер Нернст предсказали, что такое излучение (температура) должно обнаруживаться в космосе. В 1933 году проф. Эрих Регенер из Штуттгарта с помощью стратосферных зондов измерил эту температуру. Его измерения дали 2.8ºK - практически точное современное значение. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.
30°.
Центры активности появляются в нач. цикла на широтах ок.
,
а затем зона, занятая ими, постепенно смещается к более низким широтам.
Активные области часто объединяются в комплексы, группирующиеся около двух
(реже - трёх) активных долгот. Последние сохраняются в течение неск. лет.
От ср. широт к полюсам распространяются «волны активности» - вытянутые
по долготе цепочки протуберанцев и участки магн. полей умеренной напряжённости.
Их приход к полюсам в максимуме С. ц. приводит к обращению знака квазидипольного
поля Солнца. В максимуме С. ц. хромосфера и корона становятся более плотными,
в них появляются несколько больше горячих областей, гораздо богаче становится
структура. Так, напр., корональные лучи, обычно развивающиеся в
низких и средних широтах, могут появляться и близ полюсов.
11,2
года числа солнечных пятен (см. 
-
10,7 см).
