Слънцето – нашата звезда
В своя труден, изпълнен с хиляди опасности, живот народите в древността благоговеели пред Слънцето, което ги дарявало със светлина и топлина. За тях светът не е имал друго обяснение, освен че е дело на боговете. Възприемали са го също като божество, даряващо живот. Наричали са го с най-различни имена: египтяните – Атон (Ра – Атум – Хепри), вавилонците – Шамаш, гърците – Хелиос, римляните – Сол и т.н. Ако се взрем в дълбините на хилядолетията, най-силно впечатление правят тайнствените древни съоръжения, запазили се до наши дни – величествените египетски пирамиди, долмените, каменните кръгове и редици, единичните стоящи камъни (менхири), останките от цивилизацията на маите. Предполага се, че някои от мегалитните съоръжения са древни обсерватории за проследяване преместването на точките на изгревите и залезите на Слънцето, с цел да се предскаже смяната на сезоните. Съвременните аналози на старинните храмове са специализираните слънчеви обсерватории.

Сред стотиците милиарди звезди в нашата галактика – Млечния път, Слънцето е звезда, която не се отличава с нещо особено от останалите. Неговите размери, маса, структура, температура и светимост са типични за по-голяма част от звездите. Разположено е далеч от центъра на Галактиката (на 32 000 светлинни години), в единия от спиралните й ръкави. Единствената причина за особения интерес, който проявяваме към Слънцето, е проста – ние, заедно със Земята, обикаляме около тази звезда и затова можем да я изследваме в подробности. Наблюдаваните явления и процеси на Слънцето са пробен камък за всички хипотези и теории, разработвани за строежа и еволюцията на звездите.

Основни характеристики на Слънцето
Слънцето се наблюдава в телескоп като кръг с рязко очертани краища. В действителност, тъй като Слънцето е газово кълбо, то няма резки граници и плътността му плавно се увеличава в дълбочина. Неговият видим диаметър се изменя в течение на годината вследствие изменението на разстоянието между Земята и Слънцето. Когато Земята е в перихелий (началото на януари), видимият диаметърът е D = 32’35“, а при преминаването й през афелия (началото на юли) е D = 31’31“. За среден видим диаметър на Слънцето се приема 31’59“.26.

Наблюденията върху отделните детайли на слънчевия диск и преместването на спектралните линии в различни точки говорят за движението на слънчевото вещество около един от слънчевите диаметри, наречен ос на въртене на Слънцето. Плоскостта, минаваща през центъра му, е перпендикулярна на оста на въртене и се нарича плоскост на слънчевия екватор, който сключва ъгъл от 7°15’ с равнината на еклиптиката.

Фиг. 1. Строеж на Слънцето

Преките наблюдения на слънчевата повърхност – особено на петната, са позволили още на Галилей (който е техен откривател) да установи въртене на Слънцето. Но то не се върти като твърдо тяло. Периодът на въртене на точка от слънчевия екватор е ? 25d – това е сидеричен (звезден) период – съответният синодичен (относно земен наблюдател) е ? 27d, а близо до полюсите ? 30d. Големият радиус и малката плътност са доказателство за това, че Слънцето не е твърдо тяло като Земята

Слънчев радиус = 695 990 km = 109 земни радиуса Слънчева маса = 1.989 1030 kg = 333 000 земни маси Обем = 1.41 1027 m3 = 1 303 800 пъти по-голям от обема на Земята Период на въртене около оста (екв.) = 25.4d Орбитална скорост (в Галактиката) = 220 km/s Видима звездна величина = - 26.m74 Абсолютна звездна величина = +4.m83 Светимост = 3.829 1026W Спектрален клас = G2 V Температура на повърхността = 5770є K Плътност на повърхността = 2.07 10-7 g/cm3 Химичен състав на повърхността = 70% H, 28% He, 2% (C, N, O, ...) Температура в центъра на Слънцето = 15 600 000є K Плътност в центъра на Слънцето = 150 g/cm3 = 8 пъти плътността на златото Химичен състав в центъра = 35% H, 63% He, 2% (C, N, O, ...) Възраст = 4.57 109 години Ускорението на силата на тежестта = 274 m/s2 – 28 пъти по-голямо от ускорението на повърхността на Земята

Строеж на Слънцето
Слънцето представлява нажежено плазмено кълбо, което условно се разделя на вътрешна област и атмосфера. Вътрешността на Слънцето не може да се наблюдава пряко. За нейната структура дават представа теоретични модели, основаващи се на експерименталните наблюдения.
В ядрото на Слънцето, което се простира до разстояние 0.3R© от центъра, в хода на реакциите на термоядрен синтез (при който 4 водородни ядра се сливат в едно хелиево) се генерира основното количество слънчева енергия. Извън ядрото енергията се пренася от лъчението. Зоната, в която става това, наречена зона на лъчисто пренасяне (или още радиоактивна зона), се намира в областта от 0.3R© до 0.7R©.

От 0.7R© до повърхността на звездата енергията се пренася от движението на самото вещество. Там горещият газ се издига нагоре със скорост няколко километра в секунда, достига повърхността и се охлажда, излъчвайки светлинната си енергия в пространството. Охладен, газът става по-плътен и потъва обратно надолу, където отново се нагрява. Това циклично движение на слънчевото вещество се поражда от физическото явление конвекция, затова областта, където енергията се пренася по този начин се нарича конвективна зона.

Наблюдаваната от нас „повърхност“ на Слънцето се намира непосредствено над конвективната зона и се нарича фотосфера. Нейното название произхожда от гръцките думи φωτος - светлина, и σφαιρα – сфера, и означава буквално сферата, която изпуска светлина. Тя е тънък газов слой с дебелина около 500 km и в действителност представлява най-дълбоката вътрешна част от слънчевата атмосфера – относително плътна и непрозрачна, и излъчва по-голямата част от слънчевото лъчение. Обикновено се наблюдава визуално или се фотографира с помощта на оптически уреди – т. нар. фотосферни телескопи.

При визуално наблюдение фотосферата се вижда като рязко ограничен кръг с яркост, намаляваща от центъра към края на Слънцето, наречен лимб. Това се обяснява с нарастването на температурата на фотосферата в дълбочина. Вследствие на това интензивността на излъчване в краищата на видимия диск е по-малка от тази в центъра, защото светлината, идваща от видимия край на слънчевия диск е от по-високи и по-хладни участъци на фотосферата.

Ако разгледаме Слънцето с телескоп, ще забележим, че повърхността на фотосферата е нееднородна. Тя се състои от отделни „зрънца“ – гранули с видими размери 1-1,5“, което отговаря на линейни размери 700-1000 km. Картината на гранулацията непрекъснато се изменя. Времето на живот на всяка гранула е 5-10 минути, след което тя се трансформира в нова. Гранулацията е проява на разположената под фотосферата конвективна зона, където се извършва активно смесване на веществото. Във фотосферата се появяват и развиват слънчевите петна и групите от слънчеви петна.

В по-високите слоеве температурата нараства. Отначало започва бавно покачване до достигане на няколко десетки хиляди градуса, съпроводено с йонизация на водорода, а след това и на хелия. Тази част от Слънчевата атмосфера се нарича хромосфера. Когато Луната при пълно слънчево затъмнение закрие фотосферата, близо до точките на контакта се появява блестящият розов сърп на хромосферата. Ширината на този сърп дава непосредствена представа за размерите на хромосферния слой (12-15 000 km). На височина приблизително 2000 km се появяват „колони“ уплътнен газ – спикули, с температура не повече от 20 000 К. Във височина те достигат 7-12 000 km, а на ширина - до 1000 km. Движат се нагоре със скорост 20 m/s и постепенно се разтварят в короната.

В горните слоеве на хромосферата температурата рязко нараства до около 1 млн. градуса. Тук започва най-външната и разредена част на слънчевата атмосфера, наречена слънчева корона. Причина за споменатото нарастване на температурата са акустичните (звукови) вълни, възникващи във фотосферата като резултат от движението на елементарните обеми слънчево вещество, участващи в явлението конвекция. Яркостта на слънчевата корона е милиони пъти по-малка от фотосферната и не превишава яркостта на Луната в пълнолуние, затова короната на Слънцето може да се наблюдава само по време на пълно слънчево затъмнение или със специализиран уред, наречен коронограф. Короната няма резки очертания и е с неправилна форма, която силно се изменя с течение на времето. Нейната яркост намалява десетки пъти с отдалечаване от слънчевия диск. Най-ярката й част е отдалечена на не повече от 0.2–0.3R©. Тя се нарича вътрешна корона, а останалата й част – външна корона.

фиг. 2. Структура на слънчевата корона, наблюдавана по време на пълно слънчево затъмнение

Частиците във външната корона се движат толкова бързо, че гравитационното поле на Слънцето не може да ги удържи. В резултат плазмата в короната се устремява в междупланетното пространство във всички посоки, до разстояния отвъд земната орбита, със скорост стотици km/s. Тази плазма наричаме слънчев вятър. Потокът електромагнитно излъчване, частици и магнитни полета, идващ от Слънцето, е основният източник на информация, от който черпим данни за съвременната представа за Слънцето като звезда и нейното енергетично въздействие върху Земята

Звезда, която донякъде прилича на Слънцето, но само по цвят и температура, е Капела (б Колар, 0m,08), намираща се на разстояние 45 светлинни години от нас и притежаваща спектрален клас – G8 III. Тя е двойна система от много близки една до друга жълти звезди–гиганти. Едната от тях (Капела-А) по диаметър е 12, а по маса 4,2 пъти по-голяма от Слънцето, а другата (Капела-В) е 7 пъти по–голяма и 3,3 пъти по-масивна от нашата звезда. Разстоянието между центровете на двете звезди е почти равно на радиуса на земната орбита. Ако мислено заменим Слънцето с Капела-А, а Земята - с Капела-В, можем нагледно да си представим системата – при това първата звезда ще сияе 110 пъти, а втората 70 пъти по-ярко от Слънцето. Периодът им на въртене в системата е около 104 земни денонощия.

Минало, настояще и бъдеще на Слънцето
Според съвременните представи звездите възникват при гравитационното свиване на газово-прахов облак, съдържащ в обема си основно водород. Това свиване предизвиква повишаване на налягането и температурата в него. Получената кондензация се нарича протозвезда и е началният стадий от живота на звездата. Протозвезда може да се наблюдава в инфрачервената област от електромагнитния спектър, тъй като не излъчва светлина от видимия спектър. Когато налягането и температурата в недрата на протозвездата се повишат достатъчно, започват термоядрени реакции на синтез, които превръщат водорода в хелий.

Налягането от енергията, която се отделя при тези термоядрени реакции, се уравновесява с гравитационните сили и свиването на обекта спира. В този момент астрофизиците казват, че се е родила звезда. По този начин е възникнало и нашето Слънце преди около 4,6 милиарда години. Сега то е в етап, в който водородът се превръща в хелий. В този дълъг период от живота си звездата запазва своите характеристики постоянни. Това е и по-голямата част от живота на Слънцето.

Когато водородът в звездата намалее, неговото превръщане в хелий спира и настъпват структурни промени. Балансът между налягането и гравитационните сили се нарушава. Ядрото на звездата се свива, а повърхностните слоеве бързо увеличават размерите си, като температурата им се понижава. Поради свиването на ядрото температурата му расте. Когато тя достигне стотици милиони градуси, започва термоядреното горене на хелия, при което се синтезират по-тежки елементи. Тази фаза от живота на звездата се нарича червен гигант заради нейния цвят и увеличения й размер. Слънцето ще изгори своя водород след още около 5 млрд. години и ще се превърне в червен гигант..

Когато всички възможни термоядрени реакции, при които се отделя енергия, изчерпят ядреното си гориво, настъпва краят на червения гигант. Реакциите на сливане, които са поддържали звездата през по-ранните етапи от живота й, са намалили нейната маса до стойност, под която гравитацията не е достатъчно силна, за да задържи външните й слоеве. Тази газова обвивка се изхвърля навън и формира планетарна мъглявина, а в центъра й ще остане горещото ядро (колапсирало до размерите на Земята, но притежаващо почти масата на Слънцето), наречено бяло джудже. Ядрените източници на енергия в звездата вече са изчерпани, но тя продължава да свети още дълго, като изстива бавно.

фиг. 3. Планетарна мъглявина, остатък от крайния стадий на еволюцията на звезда подобна на нашето Слънце

Активни образувания в слънчевата атмосфера
В слънчевата атмосфера се наблюдава възникване на бързо променящи се активни образувания. Техните прояви във фотосферата, хромосферата и короната са твърде различни, но произходът им се дължи на една обща причина – наличието на магнитно поле на Слънцето.

Усилването на магнитното поле до десетки и хиляди пъти се съпровожда с по-ярки области във фотосферата, наречени факели. Те могат да заемат значителна част от видимата повърхност на Слънцето. Отличават се с характерна тънка структура и се състоят от многочислени по-светли жилки, ярки точки и възли – факелни гранули. Най-добре факелите се наблюдават в края на слънчевия диск. Факелите възникват там, където интензитетът на магнитното поле превишава средната стойност и причинява усилване на конвекцията.

В областите на факелите с голямо увеличение на магнитното поле могат да възникнат слънчеви петна. Те се зараждат като тъмна междина сред гранулите с размери 1000–2000 km, наречена пора. Част от порите след няколко часа изчезват, погълнати от гранулите, а друга – след около денонощие се развива в добре оформено петно с безструктурно ядро (наречено сянка и полусянка). Диаметърът му варира от няколко хиляди до няколко десетки хиляди километра. Обикновено се образува второ петно, сравнимо по размери с първото, наоколо се появяват и други, но по-малки в област, разположена паралелно на екватора. Тогава казваме, че се е създала група слънчеви петна. Цялото явление се съпровожда с генериране на изключително силна концентрация на магнитния поток. Централната част на петната изглежда черна поради голямата яркост на фотосферата. Температурата в петната е с около 2 хиляди градуса по-ниска от фотосферната. Понижението на температурата при петната се обяснява с влиянието на магнитното поле върху конвекцията. То спира движението на веществото напречно на силовите линии. Затова в конвективната зона под петната отслабва циркулацията на газовете, пренасяща от дълбините значителна част от енергията. Магнитните полета, свързани с петната, се изучават със специализиран уред, наречен магнитограф.

В хромосферата, в областите между развиващи се петна и особено по границата на смяната на повърхността на силни магнитни полета, се наблюдават най-мощните и най-силно развиващите се прояви на слънчева активност – хромосферните избухвания. В началото на избухването яркостта на едно от светлите възелчета, наречено флокула, внезапно нараства. Често, за по-малко от минута, силното излъчване се разпространява, като „залива“ цялата област от десетки хиляди километра. Във видимата част на спектъра увеличаването на светенето става главно в спектралните линии на водорода (Нб), йонизиран калций и други метали. Скоро след избухването се наблюдава много силно увеличаване на мощността на слънчевото радиоизлъчване, което постепенно намалява с времето.

От всички активни образувания на Слънцето тези избухвания се отличават със способността си да въздействат на геофизичните явления. Най-впечатляващите активни образувания във вътрешните слоеве на короната са протуберансите – огромни дъгообразни плазмени езици, издигащи се над слънчевата повърхност. Те са по-плътни и по-студени от короната и имат различни форми и размери. Класифицират се като спокойни, активни и взривни. Разположени са почти перпендикулярно спрямо слънчевата повърхност. Най-често срещаната форма на спокоен протуберанс е арка. Протуберансите са най-грандиозните образувания в слънчевата атмосфера. Дължината им достига до стотици хиляди километра, височината им в короната до десетки хиляди km, а ширината им е около 6-10 хиляди km. Долните им части се сливат с хромосферата. Чрез протуберансите непрекъснато става обмен на вещество между хромосферата и короната. Тяхното възникване, развитие и движение е тясно свързано с еволюцията на слънчевите петна. В началния етап на развитие на активната област се образуват кратко живеещи и бързо променящи се протуберанси в близост до петната. В по-късните стадии възникват устойчиви спокойни протуберанси, съществуващи без значително изменение в течение на няколко седмици, дори и месеци, след което може да настъпи тяхното внезапно активизиране. Взривните протуберанси представляват струи от вещество, издигащо се със скорост 200–600 km/s.

фиг. 4 . Арката на гигантски слънчев протуберанс

Всички разгледани активни образувания в слънчевата атмосфера са тясно свързани помежду се. Например възникването на факели винаги предшества появата на петна. Хромосферните избухвания възникват по време на максимално развитие на групите петна или като резултат от силните им промени. Протуберансите също са свързани с активните области.

Съвкупността от различните явления и процеси (факели, петна, флокули, слънчеви избухвания, протуберанси, както и променливите компоненти на лъчението в различни диапазони на спектъра), свързани с даден участък от атмосферата и развиващи се с течение на времето, се нарича слънчева активност. С нея са свързани редица въпроси, които все още нямат отговор.

Ето защо учените и инженерите строят нови слънчеви телескопи, създават нови слънчеви обсерватории. Броят на космическите апарати (КА), наблюдаващи Слънцето, се увеличава. КА „Одисей“ (Ulysses) – разработен от Европейската и Американската космическа агенция (ESA и NASA) – описва хелиосферата като функция на слънчевата ширина. КА SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory) – също дело на ESA и NASA, е предназначен за изучаване на вътрешната структура на Слънцето, външната атмосфера, произхода на слънчевия вятър и потоците от високо йонизирани газове. Най-важната му задача е наблюдаването на слънчевите пулсации и генерацията на мощни корпускулярни и електромагнитни потоци в междупланетното пространство.

Най-продължително време е изучавана петнообразуващата дейност и затова слънчевата активност обикновено се представя чрез петната. Повече от три века са посветени на изучаването на петната, но въпреки това те все още са най-сложното и загадъчно явление на слънчевата активност и твърде малко са уверените заключения за тяхната физическа природа.

През 1775 г. било изказано предположение, че при възникване на слънчевите петна съществува определена цикличност.
Тогава тази мисъл изглеждала дръзка и необоснована. През 1843 г. Швабе установил в резултат на 20-годишни наблюдения, че броят на слънчевите петна се променя с времето с период около 10 години. Волф предприел системни наблюдения за изучаване на този ефект и установил, че броят на слънчевите петна не се изменя строго периодично. Цикълът на изменението им варира в широки граници – от 7 до 17 години, като средната продължителност е около 11,1 години. На Волф дължим и понятието относителен брой на слънчевите петна (W), познато като число на Волф
където f е броят на всички петна, видими по диска на Слънцето в даден момент, g е броят на групите петна, а k е коефициент на пропорционалност, който привежда данните на наблюдателя към стандартните условия, тъй като наблюденията се извършват по различен начин и с различни уреди.

Съгласно въведената номерация в Цюрихската обсерватория, където работил Волф, началото на първия цикъл - цикъл 1, е през 1755 г. По тази номерация, наречена цюрихска, сега сме в цикъл 23.

Слънчево-земни връзки
На 1 септември 1859 г. в 11 ч., Р. Керингтън, английски кралски астроном, наблюдава в бяла светлина голямо слънчево избухване. Два дни по-късно магнитометрите на обсерваторията Кю (Kew) регистрирали силна магнитна буря. След анализиране на явлението тогавашният директор на обсерваторията В. Стюарт направил заключението, че смущенията на земното магнитно поле са предизвикани от слънчевото избухване. Това прозвучало толкова невероятно, че в развихрилия се спор учените предпочели да гледат на тези последователни явления като на случайно съвпадение. Днес с това събитие отбелязваме началото на съвременната физика на слънчево–земните връзки.

Потокът слънчева енергия, която достига до земната повърхност, е с дължини на вълните в диапазона 3000–10 000 Е. Той се нарича оптична или видима област на електромагнитния спектър на светлината. Във времето този поток е относително стабилен, докато в радиодиапазона, в ултравиолетовата и в рентгеновата област има силни флуктуации, дължащи се на цикличното изменение на слънчевата активност.

Лъчистата и корпускулярна енергия, получавана от Слънцето е причина за всички физически и космически процеси на Земята. Слънцето е в основата на възникването и съществуването на живота на Земята. Днес вече се знае, че слънчевата активност влияе определено върху разпределението на получената от Земята слънчева енергия в най-долните слоеве на атмосферата и земната повърхност.

фиг. 5. Магнитосферно йоносферно взаимодействие на слънчевия вятър със Земята

Важно е и това, че поради неустойчивото равновесие на тези механизми нищожна енергийна добавка може да предизвика лавинен процес на нарушаване на равновесието и да промени разпределението на енергията, без при това да се променя общото й количество. Следователно климатът на Земята в значителна степен зависи от потока слънчева енергия. Земната климатична система, състояща се от атмосферата, океаните, сушата, криосферата и до известна степен биосферата, реагира дори на малки флуктуации на слънчевото излъчване, магнитните полета или потока от частици. Те са енергетично много слаби, но могат да окажат въздействие на горната атмосфера, което каскадно да се разпространи надолу към долната стратосфера и тропосферата, където се формира климатът.

От друга страна, чрез методите на математическата статистика детайлно се изследват връзките „слънчева активност - климат“ и „слънчева активност - биосфера“. Те са взаимно свързани и са проучени в две направления:
а) слънчево-биологични връзки, които се реализират чрез метеорологичните фактори;
б) търсене на канали за преки въздействия на слънчевата активност върху живите организми, вероятно реализирани чрез земната магнитосфера (каквито са например сърдечно-съдовите заболявания).

Това въздействие върху биосферата, предизвикано от колебанията на геомагнитното поле, е резултат от взаимодействието на корпускулярните потоци и геомагнитното поле. Въздействието е най-силно когато промените на геомагнитното поле или земните токове са с честота, близка до биологичния ритъм на живите организми.

Другото доказателство са колоидните системи, свойствата на които зависят от състоянието на геомагнитното поле, т. е. косвено от нивото на слънчевата активност. Кръвта на човека и целият му организъм може да бъдат разглеждани като колоидна система. Ето защо броят на левкоцитите в кръвта показва циклични промени, които силно, корелират с тези на числата на Волф за слънчевите петна. Въздействието на тези хелиофизични фактори върху нервната система е може би по-силно, защото на промените в магнитното поле вероятно реагира цялата биологична плазма.

Предполага се, че съществува добре изразен резонанс на земни електромагнитни полета в човешкия организъм, който се проявява при усилването на Re- и UV-излъчването и корпускулярните потоци по време на слънчеви избухвания. Това създава условия за геомагнитни смущения в земната атмосфера. Тези смущения водят до генерирането на вълни от различен тип, полярни сияния, джаулово нагряване и електромагнитна индукция върху земната повърхност. Не всяка активна област на Слънцето в нейната оптична фаза - факели, петна, избухвания, протуберанси - е съпроводена с геомагнитни смущения. Преминаването на почти всяка активна област през видимия център на слънчевия диск се съпровожда след известно време с геомагнитни и други смущения, които се повтарят през 24 часа. Ако активната област е над или под центъра на диска по централния меридиан на Слънцето, обикновено не се регистрират смущения на Земята.

В полярните области, поради конфигурацията на земното магнитно поле, слънчевите корпускули (предимно високоенергийни протони с над 1 Мев, които се генерират при слънчевите избухвания), проникват надълбоко в атмосферата и влияят на преноса на въздушните маси в общопланетарен мащаб, на промяна в разположението и активността на главните центрове на метеорологична активност – Исландския и Алеутския барични минимуми, Западносибирския и Азорския антициклон и др.

Още през 1950 г. британският изследовател Уилет установява, че положението на центъра на Исландския баричен минимум се изменя в югоизточно-северозападно направление. Същото има добре изразена 22-годишна цикличност. В максимумите на четните 11-годишни цикли Исландският минимум е изместен на северозапад спрямо средното си положение, докато около максимумите на нечетните е на югоизток от него. От друга страна, проведените още през 70-те години изследвания показват, че зоналният пренос е най-силен около максимумите на четните цикли. И обратно, меридионалният пренос е най-силен в епохите на максимум на нечетните цикли. Тогава Исландският минимум е по-далеч от Европа. Влажните атмосферни фронтове преминават основно над северозападните и централните части от континента, където валежите са големи. Над Югоизточна Европа обаче преносът на влажни въздушни маси е силно затруднен. Дори и да проникне някакъв атлантически фронт, той е силно отслабен и размит. Това предизвиква, особено през топлата част от годината, установяване на сухо и горещо време над Балканския полуостров.

Що се отнася до най-изследвания цикъл – т. н. 11-годишен цикъл, проучванията сочат, че той е добре изявен в климатично отношение в околополярните и тропическо-екваториалните райони на Земята, а по-слабо – в средните географски ширини. Но през отминалия ХХ век той има изразена циклична тенденция в средните температури на студеното полугодие на цяла България. Влиянието му се чувства най-силно в затворените котловинни полета на Западна България и осезателно отслабва с приближаване към черноморското крайбрежие. Тъй като за хода на зимните температури е съществено и влиянието на 5,25-годишен цикъл, то обикновено около самите слънчеви максимуми се случва поне една сравнително студена зима.

22-годишният цикъл е най-добре изявен в хода на температурите и валежите през топлото полугодие. Особено силно е то в Южна България. На север от Стара планина цикълът се проявява по-слабо. Очевидно тази разлика възниква поради по-осезателното действие на средиземноморските циклони над южната част от страната.
Около максимумите на 11-годишните четни цикли летата са най-сухи и горещи. Противоположна е картината в максимумните фази на нечетните цикли, когато те са предимно хладни и дъждовни.

* * *

Днес ние знаем много за строежа и явленията, протичащи на Слънцето, и твърде малко за причините, които ги пораждат. Въпреки своята относителна близост, нашата дневна звезда крие в себе си много загадки, чието решаване е от особена важност, защото вече никой не се съмнява в наличието на хиляди видими и невидими нишки, свързващи процесите на Земята и Слънцето. Своя скромен принос в тези изследвания внасят и любителските наблюдения на Слънцето.

Някои по-важни сайтове за Слънцето и слънчево-земните взаимодействия

http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/sun.html
http://science.nasa.gov/ssl/pad/solar/whysolar.htm
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
http://sidc.oma.be/index.php3
http://www.spaceweather.com/
http://www.gsfc.nasa.gov/
http://aogagarin.com/
http://lasp.colorado.edu/sorce/
http://earthobservatory.nasa.gov/Library/SORCE/
http://sidc.oma.be/index.php3
http://education.nasa.gov/
http://skyandtelescope.com/
http://genesis.lanl.gov/
http://genesismission.jpl.nasa.gov/
http://www.nasa.gov/mission_pages/genesis/spacecraft/index.html
http://www.sunspot.noao.edu/