Oliko aurinkokunnassa viides jättiplaneetta?

Viides jättiplaneetta aurinkokunnassamme olisi teorian
mukaan poistunut tähtitenväliseen avaruuteen. Kuva NASA/JPL.

Aurinkokunnassamme on neljä jättiplaneettaa [1] ja neljä pienikokoista kiviplaneettaa [2]. Näin ei kuitenkaan ole aina ollut, sillä aurinkokuntamme historiassa on tapahtunut merkittäviä rakenteellisia muutoksia, esimerkiksi maapallon kuun (Luna) syntyminen törmäyksen seurauksena.

Tutkijoiden näkemyksen mukaan on olemassa huomattavia vaikeuksia selittää koko aurinkokuntamme rakenne, sillä tietokonesimulaatiot eivät luontevasti synnytä nykyistä aurinkokuntaamme. Tutkijat ympäri maapallon ovat pyrkineet löytämään ratkaisua ongelmaan. Näiden tutkijoiden joukossa on myös tohtori David Nesvorny (Southwest Research Institute, Boulder, Colorado). Hän julkaisi vuonna 2011 tutkimuksen, joka perustui tuhansiin tietokonesimulaatioihin, jonka mukaan aurinkokunnassamme on ollut sen syntyvaiheiden aikana viides jättiplaneetta.

Uusimpien simulaatioiden [3] perusteella Nesvorny päättelee, että varhaisessa vaiheessa aurinkokuntamme historiassa viides jättiplaneetta olisi törmännyt [4] Neptunukseen, muuttanut sen rataa ja se itse olisi poistunut aurinkokunnastamme tähtienväliseen avaruuteen. Nesvornyn simulaatiomallin mukaan Kuiperin vyön kappaleet olisivat olleet hyvin tiukasti sidottuja Neptunukseen, mutta törmäyksen seurauksena ne olisivat siirtyneet nykyiselle paikalleen kauas Neptunuksen radan ulkopuolelle.

Nesvornyn ajatus saa tukea muilta tähtitieteilijöiltä, mm. tohtori J. J. Kavelaars (Dominion Astrophysical Observatory, Victoria, Brithish Columbia) kertoo Sciense lehdelle, että Nesvornyn malli selittää hyvin nykyisen aurinkokuntamme monista rakenteista.

Huomautukset

[1] Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Näitä planeettoja kutsutaan usein myös kaasuplaneetoiksi, mutta nimitys ei ole oikea. Tarkkaan ottaen planeettojen massasta vain murto-osa aineesta on kaasumaisessa olomuodossa ja suurin osa on nestettä. Lisäksi niiden ydin ajatellaan muodostuneet kivestä ja metalleista, joiden olomuodosta ei ole täyttä varmuutta. Lämpötilan puolesta ytimen aineen pitäisi olla sulassa tilassa mutta korkea paine voi pitää ytimen materian kiinteässä olomuodossa.

[2] Merkurius, Venus, Maa ja Mars. Pitäisikö näitä planeettoja kutsua kiinteiksi planeetoiksi, vai kivi-metalli- tai pelkästään metalliplaneetoiksi? Jälkimäinen nimitys olisi paikallaan ainakin Merkuriuksen osalta, sillä eräät tutkimukset ovat osoittaneet planeetan menettäneen suurimman osan kivimateriaalisesta pintakerroksestaan ja jäljelle jäänyt taivaankappale koostuu suurimmaksi osaksi metallista.

[3] Tutkimus julkaistiin elokuun 10. päivänä The Astronomical Journal -tiedejulkaisussa.

[4] Aikaisemmat tutkimukset ja tietokonesimulaatiot ovat osoittaneet, että kaikkien jättiplaneettojen radat ovat siirtyneet jonkin verran. Merkittävin muutos radoissa olisi tapahtunut Uranuksen ja Neptunuksen ratoihin, jotka olisivat vaihtaneet paikkaa keskenään. Törmäys ei välttämättä ole tarvinnut olla kirjaimellinen, vaan Neptunuksen radan muuttumiseen on riittänyt hyvin läheinen yksi tai useampi ohitus. Tällöin energiaa olisi siirtynyt ohittavalle planeetalle ja se olisi sinkoutunut pois aurinkokunnasta. Neptunus olisi energian menettämisen seurauksena siirtynyt sisemmälle radalle ja muiden jättiplaneettojen radat olisivat kokeneet merkittäviä muutoksia.

Eksoplaneetta takapihalla

Maata hieman suuremman eksoplaneetan radallaan pitävä
tähti HIP 114622 tai HD 219134  on merkitty punaisella
tunnuksella. Kuva Kari A. Kuure.

Eksoplaneettojen etsiminen jatkuu kiivaana vaikka Kepler-observatorio alkaa olla havaintonsa tehnyt. Tuorein löytö [1] tuo eksot aivan meidän takapihalle, sillä etäisyyttä HD 219134b:n  on vain 21 valovuotta. Planeetta kiertää tähteään Cassiopeian tähdistössä. 

Kaikkein lähin ekso on kuitenkin vain 14,8 valovuoden etäisyydellä, mutta sen massa on 11,8-kertaisesti maapallon massa, joten sen rakenne ja koostumus ovat arvoitus. Luultavasti se on lähinnä Neptunusta muistuttava planeetta.

HD 219134b on maapallon kaltainen kiviplaneetta, sillä sen massa on 4,5- ja koko 1,6-kertainen maapalloon verrattuna. Tiheydeltään se on vain hieman suurempi kuin maapallon keskitiheys eli noin 6 000 kg/m³.

Tähtiharrastajat voivat tehdä havaintoja eksosta, sillä se kiertää tähden noin kolmen vuorokauden kiertoajalla. Vaikka tähden rata onkin kallistunut näkösäteeseemme nähden, se kuitenkin kulkee kiertämänsä tähden editse ja peittää osan sen tähden säteilemästä valosta. Ylikulku näkyy siis tähden vähäisenä himmenemisenä. Himmenemisen voi tosin havaita vain sarjasta valokuvia ja tekemällä tarkat astrometriset mittaukset kuvista.

Tähti HD 219134 [2] on suhteellisen himmeä ja pieni tähti verrattuna Aurinkoon. Tähden spektriluokka on K3V mikä tarkoittaa sitä, että tähti on oranssinpunainen, massaltaan ja halkaisijaltaan noin 80 % Auringosta. Tähden luminositeetti on vain 28 % Auringon luminositeettiin verrattuna ja efektiivinen lämpötila 4710 K. 

Visuaalisesti näemme tähden 5,6^m kirkkaudella, joten pimeässä paikassa se on mahdollista nähdä paljain silmin tai pienellä kiikarilla. Tähdellä on ikää noin 12,5 miljardia vuotta. Eksoplaneetoista kiinnostuneiden mieltä kiihottaa myös kolmen muun eksoplaneetan löytyminen samasta järjestelmästä. Ne ovat kuitenkin jonkin verran kauempana tähdestään kuin b-planeetta.

Huomautukset

[1] Löytö tehtiin italialaisella 3,58 m Galileo National kaukoputkella La Palmalla Kanariansaarilla käyttäen HARPS-North (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher for the Northern hemisphere) spektrometriä mittaamalla planeetan aiheuttamat heilahtelut tähden säteisnopeudessa.

[2] Tähti tunnetaan myös tunnuksilla HR 8832, HIP 114622, TYC 4006-01866-1, NSV 14458, TDSC 63405 ja WDS 23133+5710. Näistä viimeinen viittaa tähden koordinaatteihin taivaalla.

Eksoplaneetta Kepler-452b

Kepler-observatorion havaitsemia eksoplaneettoja taiteilijan
näkemyksen mukaan. Planeetat ovat vasemmalta oikealle:
Kepler-22b, Kepler-69c, Kepler-452b, Kepler-62f ja
Kepler-186f. Oikealla on Maa.
Kuva NASA/Ames/JPL-Caltech.

Nasan julkistama ja kolmisen vuotta tutkittu eksoplaneetta Keler-452b on ennennäkemättömän huomion tiedotusvälineissä. Lähes jokainen nettilehti on löydön uutisoinut. Tosin, uutisointi on tavallisesti jäänyt Nasan tiedotteen ja siihen liitettyjen kuvien julkaisemiseen. Hyvä näinkin, sillä eipä aivan heti tule mieleeni viime vuosilta mitään vastaavaa, vaikka muutamia hyvin uutisoituja tutkimuksia on: esimerkiksi aivan tuore New Horizons luotaimen tekemä Pluton ohilento.

Tutkimuksena ja havaintona Kepler-452b:n löytyminen ei poikkea mitenkään niistä, joita Kepler-ohjelmassa on tehty aikaisemmin. Eksoplaneetta kandidaatteja on tällä hetkellä 4 696 ja jo varmistuneita planeettoja on 1 030 [1]. Suurin osa jo varmistuneista eksoplaneetoista sijaitsee aivan muualla kuin tähtensä elämää ylläpitävällä vyöhykkeellä. Elokehällä sijaitsevia planeettoja, kooltaan enintään kaksinkertaisia maapalloon verrattuna, on vain kourallinen (12 planeettaa) ja niistäkin melkoinen osa on jotain muuta kuin maapallon kaltaisia.

Kepler-ohjelma

Kepler-avaruuskaukoputki laukaistiin avaruuteen maaliskuun 9 vuonna 2009 Cape Canaveralin avaruuskeskuksesta Floridasta. Kantorakettina oli Delta II kantoraketti. Avaruuskaukoputki sijoitettiin Aurinkoa kiertävälle radalle [2] siten, että se pystyi havaitsemaan samaa Joutsenen ja Lyyran tähdistöjen rajalla olevaa aluetta keskeytyksettä koko sen kolmen vuotta minkä luotain pääohjelman mukaisia havaintojaan teki.

Rakenteellisesti Kepler on hyvin yksinkertainen (jos avaruuteen sijoitetut tutkimuslaitteet milloinkaan ovat yksinkertaisia?) käsittäen vain 0,95 metrisen kaukoputken jonka kuva kulma on (kaukoputkeksi) laaja, peräti 12 astetta. Havaintovälineenä kaukoputkessa on 42 CCD-kameraa, jokaisen koko 50×25 mm ja pikseleitä 2 200×1 024. Valotusaika on hieman alle kolme sekuntia mutta lopputulos saatiin integroimalla (summaamalla) 30 minuutin mittaukset 6,5 tunnin ajalta.

Kepler-452-tähden sijainti tähtitaivaalla. Tähden näkemiseen 

vaaditaan keskikokoinen harrastajakaukoputki ja tarkka sijainti-

tieto tähdestä. Kuva Kari A. Kuure.

Vaikka Keplerin havaintoinstrumentteina olikin CCD-kamerat, niitä ei käytetty kuvien muodostamiseen, vaan kuvakentän jokaisesta tähdestä mitattiin sen kirkkaus. Toinen poikkeavuus kameran toiminnassa oli tavanomaiseen kaukoputkeen verrattuna: kuva oli tarkoituksellisesti epätarkka. Tähden kuvasta tuli kuvakennoilla noin 10 kaarisekunnin kokoinen läikkä, jotta kameroiden pikselien valoherkät ominaisuudet tulivat mahdollisimman hyvin hyödynnettyä.

Kepler teki pääohjelman havainnot mittaamalla havaintoalueensa 150 000 tähden kirkkautta jatkuvasti. Suunnitelman mukainen toiminta-aika oli vähintään 3,5 vuotta. Pitkähkö toiminta-aika oli tarpeen, sillä jokaiseen varmasti tunnistettavaan eksoplaneetan havainnointiin tarvittiin vähintään kolme tai neljä tähden kirkkauden himmenemistä. Auringon kokoisilla tähdillä tämä merkitsee sitä, että eksoplaneetat, jotka sijaitsevat enintään yhden au:n etäisyydellä tähdestään, voidaan havaita.

Kepler-ohjelman eksoplaneetat löytyvät jos tähteä kiertävän eksoplaneetan rata on sellaisessa kulmassa meihin nähden, että se kulkee ajoittain tähden kirkkaan pinnan editse. Tapahtumaa kutsutaan ylikuluksi ja sen aikana tähden kirkkaus vähenee aavistuksen verran, tyypillisesti vain muutaman promillen verran kokonaiskirkkaudesta. Muut eksoplaneetat, ne joiden radat eivät tuo sitä tähden ja meidän väliin, jäävät löytymättä.

Ohjelman päättyminen ja uuden aloittaminen

Kuten kaikilla mekaanisilla laitteilla, niin myös Kepler avaruuskaukoputkella oli rajallinen toiminta-aika. Vaikka osa sen laitteista oli kahdennettu, tämä raja tuli Keplerille vastaan toukokuussa 2013. Tällöin sen suuntaamiseen käytetyistä reaktiopyöristä vaurioitui jo toinen.  Tämä oli pääohjelman loppu, sillä observatoriota ei enää pystytty pitämään suunnattuna havaintoalueeseensa riittävän tarkasti.

Keplerissä oli vaurion jälkeen enää kaksi toimintakykyistä reaktiopyörää. Niitä käyttämällä avaruusobservatoriota pystyttiin suuntaamaan joihinkin tiettyihin, tarkasti valikoituihin alueisiin, mutta niitä piti vuoden kuluessa vaihtaa. Tutkimuksen kannalta menetelmä ei ole ollut aivan yhtä tuloksellinen kuin pääohjelma, mutta joitakin tuloksia kuitenkin on saatu: varmistettuja eksoplaneettoja K2-ohjelman aikana on löydetty 22.

Eksoplaneetta Kepler-452b

Oheisessa taulukossa on tutkimuksissa saadut tiedot ko. eksoplaneetasta. Kaikki muu, mitä planeetasta on kerrottu, on enemmän tai vähemmän arvailujen varassa.

Säde	1,63 × RÅ
Massa	ei tunnettu
Lämpötila (ilman ilmakehän vaikutusta)	265 K (maapallo noin 255 K)
Ylikulun kesto	10,63 tuntia
Kiertoaika (= vuosi)	384,843 vrk
Keskietäisyys tähdestä	1,046 au
Radan kaltevuus näkösäteeseen	89,806 °

Tähti  Kepler-452

Kepler-452 -tähteä on kuvailtu Auringon kaltaiseksi. Näin todellakin on vaikka pieniä eroja on olemassa.

	Kepler-452	Aurinko
Efektiivinen lämpötila	5778 ± 85  K	5785 K
Massa	1,037 × M☉	1,989x1030 kg
Säde	1,110 × R☉	6,69×105 km
Metallisuus [Fe/H]	+ 0,210	~ 0,2
RA	+19 h 44 m 0.89 s
DEC	+44 ° 16 ‘ 39.22 ”
Visuaallinen kirkkaus	13,426	–26,78
Luminositeetti	1,2 × L☉	3,9x1023 kW
Ikä [miljardia vuotta]	n. 6 ±2	n. 4,65
Spektriluokka	G2V	G2V
Etäisyys	n. 1400 ly (430 pc)	1 au

Huomautukset

[1] Eksoplaneettoja on varmistettu kaikkiaan 1 879 ja kandidaatteja on 5 583.

[2] Keplerin kiertoaika Auringon ympäri on 372,5 vuorokautta. Tästä syystä observatorio jää hieman jälkeen maapallosta ja oli neljän vuoden jälkeen noin 0,5 au:n etäisyydellä.

Hiilivetyutua ja tholinia

Utukerroksia Pluton ilmakehässä.

Nasa julkaisi uusimpia tutkimustuloksia joita on tehty New Horizons -luotaimen tuottamasta datasta. Merkittävämpänä löytönä voidaan pitää Pluton aina 130 km korkeudella ilmakehässä leijuvaa utua, joka on kerrostunut kahdeksi tiheämmäksi kerrokseksi 80 km ja 50 km korkeuksiin.

Utu on kemiallisesti hiilivetyjä, jotka ovat syntyneet ultraviolettivalon vaikutuksesta metaanista. Metaani  (CH₄) pilkkoutuu uv-fotonin osuessa siihen ja sitoutuu kemiallisesti toisien pilkkoutumistuotteiden kanssa monimutkaisemmiksi hiilivedyiksi kuten etyleeniksi (C₂H₄) ja asetyleeniksi (C₂H₂). Raskaampina molekyyleinä nämä hiilivedyt laskeutuvat alemmaksi Pluton ilmakehässä ja tiivistyvät erittäin kylmissä olosuhteissa uduksi. Ultraviolettivalo jatkaa edelleen näissä kerroksissa molekyylien muokkaamista vielä monimutkaisimmiksi hiiliyhdisteiksi, tholiniksi, joka puolestaan laskeutuu lopulta Pluton pinnalle ja antaa tälle sen punertavan sävyn.

Tutkijat osasivat odottaa utukerroksen esiintymistä, mutta aikaisemmat laskelmat osoittivat ilmakehän olevan liian lämmin yli 30 km korkeudella udun syntymiseen.  Tutkijat joutuvatkin kehittelemään tai ainakin hiomaan olemassa olevia malleja selittäessään nyt tehdyt havainnot.

Tutkimukset Charonin ilmakehästä ei vielä ole onnistuneet        
osoittaamaan sen olemassa oloa.

Pluton ilmankehän paine pinnalla ei vielä osoita ”romahtamisen” merkkejä, pikemminkin päinvastoin. Pluto oli ratansa perihelissä vuonna 1989 ja ilmakehästä on tehty havaintoja sen jälkeen 2000-luvun alkupuolella. Silloin havainnot osoittivat ilmanpaineen kohonneen. Nyt New Horizons -luotaimella tehdyt havainnot osoittavat edelleen korkeampaa ilmanpainetta. Havainnot ilmanpaineesta muodostavat nousevan suoran, joka ei vielä ole taittunut. Luonnollisesti Pluton etääntyessä aina vain kauemmaksi Auringosta, sen ilmakehänpaineen nousu täytyy taittua laskevaksi aivan lähivuosina.

New Horizons lensi myös Charonin takaa Auringosta katsottuna, jolloin luotain teki havaintoja myös mahdollisesta Charonin ilmakehästä. Toistaiseksi kaikkea mittausdataa ei ole saatu vielä Maahan, mutta ensimmäiset tulokset eivät osoita ilmakehän olemassa oloa.

Tästä kuvasta voi helposti erottaa Sputnik-tasangon virtaavan
jäätikön.

Tombaugh Region  Sputknik-tasangon virtaava jää muistuttaa virtaavia jäätikköjä Maassa.  Sputnik-alueella on jäätä, joka on muodostunut typestä, hiilimonoksidista ja metaanista. Toistaiseksi tutkijoilla ei ole selkeää käsitystä mikä saa jään virtaamaan ja mistä se saa energiansa. Lämpötila alueella on 46 K (-227 °C). Virtaava jää peittää alleen alueen reunoilla vanhempaa ja samalla karkeampaa pintaa. Ilmiö näkyy selkeästi korkean erotuskyvyn kuvissa.

Kaikki kuvat: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

Lisää ennusteita Auringon aktiivisuuden hiipumisesta

Valentina Zharkovan (& al) tutkimuksen toteutunut ja
ennuste tulevasta Auringon aktiivisuudesta. Kuva
ko. tutkimusraportista. Y-akselin asteikon suhde
auringonpilkkulukuun on suunnilleen 0,5.

Professori Valentina Zharkova (Northumbira University) työryhmineen [1] on esittänyt vakuuttavia tutkimustuloksia odotettavissa olevasta Auringon aktiivisuuden hiipumisesta. Nykyinen auringonpilkkujakso 24 on aktiivisuusmaksimiltaan vain noin 2/3 edellisestä ja Zharkovan ennusteen mukaan jakso 25 tulee olemaan vielä heikompi.

Ennusteen mukaan auringonpilkkujakso 26 jää käytännössä väliin lähes kokonaan, joitakin pieniä aktiivisuushyppäyksiä lukuun ottamatta. Ennuste ei ulotu tämä pidemmälle mutta ”rivien välistä” voi päätellä, että jaksot 27 ja 28 eivät kovin voimakkaiksi muodostu.

Auringon aktiivisuuden ennustaminen on ollut äärimmäisen vaikeaa, lukuisista yrityksistä huolimatta. Monet ennusteet pohjautuvat Auringon magneettiseen sykliin, jonka pituus on noin 22 vuotta. Tähän jaksoon sisältyy kaksi auringonpilkkujaksoa, joiden aikana magneettikentän suunta on vastakkainen.

Auringon aktiivisuusjaksot 18–24.

Toistaiseksi parhain malli Auringon magneettikentälle on kaksi komponenttinen: magneettikenttä muodostuu konvektiokerroksen pohjalla takokliinissä syntyvästä napojen suuntaisesta (poloidisesta) ja ylempänä olevasta ekvaattorin suuntaisesti sulkeutuvasta toroidikentästä. Malli on kuitenkin liian yksinkertainen ja sitä sotkee etenkin Auringon pinnan tuntumassa tapahtuva ekvaattorilta navoille suuntautuva meridionaallinen virtaus. Virtauksen vaikutus täytyy ottaa huomioon, sillä virtaava aine on plasmaa, joka sitoo magneettikentän itseensä (ja päinvastoin)! Havaitulla meridionaaalisella virtauksella on pyritty selittämään Auringon magneettikentän suunnan muutokset noin 22 vuoden jaksoissa.

Meridionaallisesta virtauksesta on esitetty useita erilaisia teorioita, esimerkiksi vuonna 2006 Mausumi  Dikpati tutkimusryhmineen pyrki osoittamaan meridionaalisen virtauksen muistuttavan maapallon suur-ilmakehässä tapahtuvaa kolmeosaista virtausta (Hadleyn, Ferrelin ja Polaarisolut).

Vuonna 2013 tutkija Junwei Zhao (Stanford University) tutkimusryhmineen julkaisi tutkimuksensa, jonka mukaan Auringon seismiset värähtelyt voidaan tulkita niin, että meridionaalisia virtauksia on kaksi eri kerroksissa. Jos havainto osoittautuu oikeaksi, Auringon magneettikentän synty ja magneettinen jaksollisuus on entistä vaikeammin selitettävissä.

Meridionaallisen virtauksen todellisen rakenteen selvittäminen on kuitenkin vielä nykypäivän tavattoman vaikeaa, sillä emme pysty tekemään Auringon sisäisiä rakenteita selvittäviä havaintoja kovinkaan tarkasti. Tästä syystä joudumme turvautumaan vain hyvin yksinkertaistettuihin (ad hoc-)malleihin, joiden tarkkuus on enemmän tai vähemmän huono pidemmällä aikavälillä.

Zharkovan mallissa poloidisen ja toroidisen kentän jaksot poikkeavat hieman toisistaan. Silloin kun magneettikentät ovat samanvaiheisia, ne vahvistaisivat toisiaan ja Auringon aktiivisuus olisi näinä jaksoina voimakasta. Kun magneettiset dynamot joutuvat vastakkaisiin vaiheisiin, niiden kentät kumoavat toisensa ja Auringon aktiivisuus jää hyvin matalalle tasolle.

Auringon aktiivisuutta seuranneilla Zharkovan malli ei hämmästytä. Nykyisessä jaksossa 24 pohjoinen pallonpuolisko saavutti auringonpilkkumaksimin jo vuonna 2012 ja eteläinen pallonpuolisko noin kaksi ja puolivuotta myöhemmin. Kaikenlisäksi eteläisen pallonpuoliskon maksimi oli kolmanneksen voimakkaampi kuin pohjoisen.

Zharkova on pyrkinyt todistamaan teoriansa soveltamalla sitä kolmen jo päättyneen aktiivisuus jaksoon. Tulokset ovat vakuuttavia: lähes 97 % yhdenmukaisuus toteutuneeseen aktiivisuuteen verrattuna. Sen sijaan jakson 24 (nykyinen jakso) maksimin ennuste sijoittaa vuoteen 2011, kun se todellisuudessa oli 2012 (pohjoisella pallonpuoliskolla) ja 2014 eteläisellä pallonpuoliskolla. Myös jakson 24 toteutunut aktiivisuus on selkeästi ennustetta heikompi.

Tutkimusryhmä tekee ennusteen, jonka mukaan jakso 25 saavuttaa vain noin 80 % ja jakso 26 noin 40 % jakson 24 aktiivisuudesta. Tämä merkitsee auringonpilkkulukuina hieman yli 60 ja noin 30. Jos ennusteen antamat erot ovat samassa suhteessa eroavia kuin jakson 24 kohdalla, jaksot 25 ja 26 tulevat olemaan todella heikkoja ja jälkimmäinen jää todennäköisesti kokonaan väliin.

Auringon aktiivisuus ja ilmasto

Auringon aktiivisuuden ja ilmaston välistä yhteyttä olen käsitellyt aikaisemmin tämän blogin artikkelissa

http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2013/11/uusi-maunderin-minimiko.html

 Huomautukset

[1] Simon J. Shepherd, Sergei I. Zharkov, and Valentina V. Zharkova; PREDICTION OF SOLAR ACTIVITY FROM SOLAR BACKGROUND MAGNETIC FIELD

VARIATIONS IN CYCLES 21–23; The Astrophysical Journal, 795:46 (8pp), 2014 November 1