Ciclo solar
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El ciclo solar (o ciclo de actividad magnética solar) es el cambio periódico en la actividad solar (incluyendo los cambios en los niveles de radiación solar y eyección de material solar) y apariencia (visible en los cambios en el número de manchas solares, las erupciones y otras manifestaciones visibles). Los ciclos solares tienen una duración media de unos 11 años. Han sido observados (por los cambios en la apariencia del sol y por los cambios observados en la Tierra, como las auroras) durante cientos de años.
La variación solar causa cambios en tiempo en el espacio, el tiempo y el clima en la Tierra. Causa un cambio periódico en la cantidad de la irradiación del Sol que se experimenta en la Tierra.
Es un componente de la variación solar , el otro ser fluctuaciones aperiódicas.
Accionado por un proceso de dinamo hydromagnetic, impulsado por la acción inductiva de flujos solares internos, el ciclo solar:
- Estructuras del Sol de atmósfera, su y la corona viento;
- Modula la radiación solar ;
- Modula el flujo de radiación solar de onda corta, desde ultravioleta a De rayos X;
- Modula la frecuencia de ocurrencia de erupciones solares, Las eyecciones de masa coronal, y otros fenómenos eruptivos solares geoeffective;
- Indirectamente modula el flujo de alta energía Los rayos cósmicos galácticos que entran en el sistema solar.
Historia
El ciclo solar fue descubierto en 1843 por Samuel Heinrich Schwabe, que después de 17 años de observaciones notó una variación periódica en el número medio de las manchas solares se ven de año en año en el disco solar. Rudolf Wolf recopiló y estudió estas y otras observaciones, la reconstrucción del ciclo en 1745, con el tiempo empujando estas reconstrucciones a las primeras observaciones de las manchas solares por Galileo y contemporáneos a principios del siglo XVII. A partir de Wolf, los astrónomos solares han encontrado útil para definir un índice de número de manchas solares estándar, que se sigue utilizando hoy en día.
Hasta hace poco se pensaba que había 28 ciclos en los 309 años entre 1699 y 2008, dando una longitud media de 11,04 años, pero la investigación reciente ha demostrado que el más largo de ellos (1784-1799) parece realmente haber sido dos ciclos, de manera que la longitud promedio es de sólo alrededor de 10,66 años. Ciclos de tan sólo 9 años y hasta 14 años se han observado, y en el doble ciclo de 1784-1799 uno de los dos ciclos de componentes tuvieron que ser menor de 8 años de duración. También se producen variaciones significativas en la amplitud. El máximo solar y mínimo solar se refieren, respectivamente, a las épocas de conteos máximo y mínimo de manchas solares. Ciclos de manchas solares individuales se dividen de un mínimo a la siguiente.
Siguiendo el esquema de numeración establecido por el lobo, el ciclo 1755-1766 es tradicionalmente numerada como "1". El período entre 1645 y 1715, un tiempo en que se observaron muy pocas manchas solares, es una característica real, en oposición a un artefacto debido a los datos que faltan. Esta época se conoce ahora como el mínimo de Maunder , después Edward Walter Maunder, quien investigó extensamente este peculiar evento, primero señaló Gustav Spörer. En la segunda mitad del siglo XIX se observó también (de forma independiente) por Richard Carrington y por Spörer que a medida que avance el ciclo, las manchas solares aparecen primero en las latitudes medias, y luego más y más cerca de la línea ecuatorial hasta que se alcance el mínimo solar. Este patrón se visualiza mejor en la forma de la llamada diagrama de mariposa, primero construido por el equipo de marido-esposa de Walter E. y Annie Maunder a principios del siglo XX (véase gráfico siguiente). Imágenes del Sol se dividen en bandas latitudinales, y la superficie fraccionada promedio mensual de las manchas solares calculan. Esto se representa verticalmente como una barra de un código de colores, y el proceso se repite mes tras mes para producir este diagrama tiempo-latitud.
La base física del ciclo solar fue aclarada a principios del siglo XX por George Ellery Hale y sus colaboradores, que en 1908 mostraron que las manchas solares se magnetizan fuertemente (esto fue la primera detección de campos magnéticos fuera de la Tierra), y en 1919 llegó a demostrar que la polaridad magnética de pares de manchas solares:
- Es siempre la misma en un hemisferio solar dado a lo largo de un ciclo de manchas solares dado;
- Es opuesta a través hemisferios durante todo un ciclo;
- Invierte en sí en ambos hemisferios de un ciclo de manchas solares a la siguiente.
Observaciones de Hale revelaron que el ciclo solar es un ciclo magnético con una duración media de 22 años. Sin embargo, ya que muy cerca de todas las manifestaciones del ciclo solar son insensibles a la polaridad magnética, sigue siendo de uso común para hablar del "ciclo solar de 11 años".
Medio siglo más tarde, el equipo de padre e hijo de Harold Babcock y Horace Babcock mostró que la superficie solar está magnetizado, incluso fuera de las manchas solares; que este campo magnético más débil es la primera orden un dipolo; y que este dipolo también sufre las inversiones de polaridad con el mismo período que el ciclo de manchas solares (véase gráfico siguiente). Estas diversas observaciones establecieron que el ciclo solar es un proceso magnético espacio-temporal se desarrolla durante el Sun en su conjunto.
Fenómenos, medición, y las causas
Spots de varios ciclos pueden coexistir durante algún tiempo, y desde que se descubrió que el sol invierte la polaridad magnética de un ciclo solar medio a la siguiente, manchas de diferentes ciclos pueden ser desgarrado. Sin embargo, toma algunos meses antes de la decisión definitiva se puede hacer en cuanto a la verdadera fecha de mínimo solar. Una de las principales autoridades que determinan la fecha del mínimo solar es SIDC (el Influencias Solares Centro de Análisis de Datos), que se encuentra en Bélgica y trabaja con agencias como la NASA y la ESA .
La información más importante en la actualidad proviene de SOHO (un proyecto de cooperación internacional entre la ESA y la NASA), tales como el MDI gramo magneto, donde la "superficie" solar campo magnético puede ser visto.
Las causas básicas de la variabilidad solar y los ciclos solares son aún objeto de debate, con algunos investigadores que sugiere un vínculo con la las fuerzas de marea debido a los gigantes gaseosos Júpiter y Saturno , o debido al movimiento inercial solar. Otra de las causas de las manchas solares puede ser corriente en chorro solar "oscilación torsional".
Los patrones se han observado en ciclos solares. Por ejemplo, el Efecto Waldmeier es el fenómeno que es cíclico con amplitudes máximas más grandes tienden a tener menos tiempo para llegar a sus máximos de los ciclos con amplitudes pequeñas; también hay una correlación negativa entre las amplitudes máximas y las longitudes de los ciclos anteriores, lo que permite un grado de predicción.
Efectos del ciclo solar
Del Sol estructuras del campo magnético de su atmósfera y las capas exteriores de todo el camino a través de la corona y en el viento solar. Sus variaciones espacio-temporales conducen a una serie de fenómenos conocidos colectivamente como la actividad solar. Toda la actividad solar está fuertemente modulada por el ciclo magnético solar, ya que este último sirve como la fuente de energía y el motor dinámico para el primero.
El magnetismo de la superficie
Pueden existir manchas solares desde unos pocos días hasta varios meses, pero finalmente decaer, y esto libera flujo magnético en la fotosfera solar. Este campo magnético se dispersa y se revolvió por convección turbulenta, y los flujos de energía solar a gran escala. Estos mecanismos de transporte conducen a la acumulación de los productos de desintegración magnetizados en las altas latitudes solares, con el tiempo la inversión de la polaridad de los campos polares (notar cómo los campos azules y amarillas invierten en el gráfico anterior).
Se observa el componente dipolar del campo magnético solar para invertir la polaridad en la época de máximo solar, y alcanza la fuerza máxima en el mínimo solar. Las manchas solares, por otra parte, se producen a partir de un toroidal fuerte (dirigida longitudinalmente) del campo magnético en el interior solar. Físicamente, el ciclo solar puede ser pensado como un bucle regenerativo donde el componente toroidal produce una campo poloidal, que más tarde se produce un nuevo componente toroidal de señal como para invertir la polaridad del campo toroidal original, que entonces produce un nuevo componente poloidal de polaridad invertida, y así sucesivamente.
Irradiancia solar
La irradiancia solar total (TSI) es la cantidad de energía que incide radiación solar en la atmósfera superior de la Tierra. Variaciones ETI fueron indetectables hasta que las observaciones por satélite comenzaron a finales de 1978. Radiómetros realizadas en los satélites desde 1970 hasta la década de 2000 ha demostrado que la radiación solar varía sistemáticamente a lo largo del ciclo de manchas solares de 11 años, tanto en la irradiancia total como en los componentes relativos de la irradiancia (relaciones de luz UV a Ratios luz visible). La luminosidad solar es de aproximadamente 0,07 por ciento más brillante durante el máximo solar que durante el mínimo solar pero las observaciones de la nave espacial en la década de 2000 mostró que la proporción de radiación ultravioleta a la luz visible es mucho más variable que se pensaba.
El principal hallazgo de las observaciones por satélite es que ETI variará en fase con el ciclo de la actividad magnética solar con una amplitud de alrededor de 0,1% y un valor medio de aproximadamente 1366 W / m 2 (el " constante solar "). Variaciones sobre el promedio hasta el -0,3% son causados por grandes grupos de manchas solares y de + 0,05% en grande fáculas y red brillante en una escala de tiempo semana a 10 días. (Véase la ETI gráficos de variación.) Variaciones de la ETI sobre las varias décadas de observación continua por satélite muestran pequeñas pero detectables tendencias.
ETI es mayor durante el máximo solar, a pesar de que las manchas solares son más oscuras (más frío) que la fotosfera promedio. Esto es causado por estructuras magnéticas distintas de las manchas solares durante el máximo solar, tales como fáculas y elementos activos de la red "brillante", que son más brillantes (más caliente) que la fotosfera promedio. Ellos colectivamente sobrecompensan para el déficit irradiancia asociado con las manchas solares más frías, pero menos numerosos. El principal impulsor de los cambios de la ETI en los tiempos del ciclo de rotación y de manchas solares es la variable de cobertura de la fotosfera de estas estructuras magnéticas solares radiativamente activos.
La radiación de onda corta
Con una temperatura de 5.870 grados Kelvin , la fotosfera del Sol emite una proporción muy pequeña de la radiación en el ultravioleta extremo (EUV) y superiores. Sin embargo, las capas superiores más calientes de la atmósfera del Sol ( cromosfera y corona) emiten más radiación de onda corta. Puesto que la atmósfera superior no es homogénea y contiene estructura magnética significativo, el solar ultravioleta (UV), EUV y el flujo de rayos X varía notablemente en el curso del ciclo solar.
El montaje de la foto a la izquierda ilustra esta variación para rayos X blandos, según lo observado por el satélite japonés Yohkoh de después del 30 de agosto de 1991, en el pico del ciclo de 22 años, el 6 de septiembre de 2001, en el pico del ciclo se observan 23. variaciones relacionadas con el ciclo similar en el flujo de la radiación UV solar o radiación EUV, como se observa, por ejemplo, , por el SOHO o Satélites rastro.
A pesar de que sólo representa una fracción minúscula de la radiación solar total, el impacto de la radiación UV solar, EUV y la radiación de rayos X en la atmósfera superior de la Tierra es profunda. Solar flujo UV es un importante motor de química estratosférica, y el aumento de la radiación ionizante afectar significativamente temperatura y conductividad eléctrica ionosfera-influenciado.
Solar flujo de radio
Emisión del Sol a centimétrica (radio) de longitud de onda se debe principalmente al plasma coronal atrapado en los campos magnéticos que cubren las regiones activas. El índice de F10.7 es una medida del flujo de radio solar por unidad de frecuencia a una longitud de onda de 10,7 cm, cerca del pico de la emisión de radio solar observado. F10.7 se expresa a menudo en SFU o unidades de flujo solar (1 SFU = 10 -22 W m-2 Hz -1). Representa una medida de la difusa, calefacción no radiactiva del plasma coronal atrapado por los campos magnéticos sobre las regiones activas. Es un excelente indicador de los niveles generales de actividad solar y se correlaciona bien con las emisiones UV solares.
El índice F10.7 solar se mide diariamente al mediodía local en un ancho de banda de 100 MHz centrada en 2.800 MHz en el sitio de la Penticton Dominio Radio Astrophysical Observatory (DRAO), Canadá. El registro solar F10.7 cm se remonta a 1947, y es el registro más largo directo de la actividad solar disponible, con excepción de las cantidades relacionadas con las manchas solares.
Actividad solar tiene un efecto importante en larga distancia comunicaciones de radio en particular en el bandas de onda corta aunque onda media y baja Frecuencias VHF también se ven afectados. Los altos niveles de plomo actividad de manchas solares a una mejor propagación de la señal en bandas de frecuencia más altas, aunque también aumentan los niveles de ruido solar y perturbaciones de la ionosfera. Estos efectos son causados por el impacto del aumento del nivel de radiación solar en el ionosfera.
Se ha propuesto que el flujo de 10,7 cm solar puede interferir con las comunicaciones terrestres de punto a punto.
Fenómenos eruptivos geoeffective
Las estructuras del campo magnético de la corona solar, dándole su forma característica visible en momentos de eclipses solares. Estructuras del campo magnético coronal complejas evolucionan en respuesta a los movimientos de fluidos en la superficie solar, y la aparición de flujo magnético producido por la acción dínamo en el interior del Sol. Por razones que no se entiendan aún en detalle, a veces estas estructuras pierden estabilidad, lo que lleva a Las eyecciones de masa coronal en el espacio interplanetario, o bengalas, causados por la liberación repentina de la energía magnética localizada conducción abundante emisión de ultravioleta y radiación de rayos X, así como partículas energéticas. Estos fenómenos eruptivos pueden tener un impacto significativo en la atmósfera y el espacio superior ambiente de la Tierra, y son los principales impulsores de lo que hoy se llama el clima espacial.
La frecuencia de aparición de las eyecciones de masa coronal y las llamaradas está fuertemente modulada por el ciclo de la actividad solar. Las llamaradas de cualquier tamaño dado son unas 50 veces más frecuente durante el máximo solar que en mínimo. Las grandes eyecciones de masa coronal se producen en promedio un par de veces al día durante el máximo solar, a una cada pocos días en un mínimo solar. El tamaño de estos acontecimientos en sí no depende sensiblemente de la fase del ciclo solar. Un buen ejemplo reciente son los tres grandes llamaradas de clase X de haber ocurrido en diciembre de 2006, muy cerca del mínimo solar; uno de ellos (una llamarada X9.0 el 5 de diciembre) se erige como uno de los más brillantes de la historia.
Flujo de rayos cósmicos
La expansión hacia el exterior de las eyecciones solares hacia el espacio interplanetario ofrece sobredensidades de plasma que son eficientes en la dispersión de alta energía los rayos cósmicos que ingresan al sistema solar de la galaxia en otro lugar. Dado que la frecuencia de los eventos eruptivos solares está fuertemente modulada por el ciclo solar, el grado de dispersión de rayos cósmicos en el sistema solar exterior varía en el paso. Como consecuencia, el flujo de rayos cósmicos en el sistema solar interior se anticorrelated con el nivel general de la actividad solar. Este anticorrelación se detecta claramente en las mediciones del flujo de rayos cósmicos en la superficie de la Tierra.
Algunos rayos cósmicos de alta energía que entran en la atmósfera de la Tierra chocan bastante duro con los componentes atmosféricos moleculares para causar ocasionalmente nuclear reacciones de espalación. Algunos de los productos de fisión incluyen radionucleidos, tales como 14 C y 10 Sé que asentarse en la superficie de la Tierra. Su concentración puede medirse en muestras de hielo, lo que permite una reconstrucción de los niveles de actividad solar en el pasado distante. Estas reconstrucciones indican que el nivel general de la actividad solar desde mediados del siglo XX se encuentra entre los más altos de los últimos 10.000 años, y que Maunder mínimo similares a las épocas de actividad suprimida, de duración variable se han producido en varias ocasiones durante ese lapso de tiempo.
Efectos sobre la Tierra
Los organismos terrestres
El impacto del ciclo solar en los organismos vivos se ha investigado (ver cronobiología). Algunos investigadores afirman haber encontrado conexiones con la salud humana.
La cantidad de luz UVB ultravioleta a 300 nm que alcanza la Tierra varía hasta en un 400% con respecto al ciclo solar debido a variaciones en el protector capa de ozono. En la estratosfera, el ozono es regenerado continuamente por el división de O 2 moléculas por la luz ultravioleta. Durante un mínimo solar, la disminución de la luz ultravioleta recibida del Sol conduce a una disminución en la concentración de ozono, lo que permite el aumento de UVB penetre hasta la superficie de la Tierra.
La comunicación por radio
Skywave modos de comunicación de radio operar doblando ( refractor) ondas de radio ( radiación electromagnética ) a través de la Ionosfera. Durante los "picos" del ciclo solar, la ionosfera se ioniza cada vez más por fotones solares y los rayos cósmicos. Esto afecta a la ruta de acceso ( propagación) de la onda de radio de maneras complejas que pueden facilitar o dificultar las comunicaciones locales y larga distancia. Predicción de modos onda ionosférica es de considerable interés para comercial marinos y de aviones de comunicaciones , operadores de radio aficionados, y onda corta emisoras . Estos usuarios utilizan frecuencias dentro de la De alta frecuencia o espectro radioeléctrico 'HF', que son los más afectados por estas variaciones solares y la ionosfera. Los cambios en la radiación solar afectan la máxima frecuencia utilizable, un límite en el más alto de frecuencia útil para las comunicaciones.
Clima terrestre
Tanto las variaciones a largo plazo ya corto plazo en la actividad solar son la hipótesis de afectar el clima global, pero ha demostrado ser extremadamente difícil de cuantificar directamente la relación entre la variación solar y el clima de la Tierra. El tema sigue siendo objeto de estudio activo.
Las primeras investigaciones trató de encontrar una correlación entre el clima y la actividad de las manchas solares, en su mayoría sin éxito notable. La investigación posterior ha concentrado más en la correlación de la actividad solar con la temperatura global. Más recientemente, la investigación sugiere que también puede haber impactos climáticos regionales debido al ciclo solar. Las mediciones de la irradiancia espectral del monitor en la NASA Radiación Solar y Experimento Climático muestran que la producción solar UV es más variable a lo largo del ciclo solar que los científicos habían pensado previamente, dando como resultado, por ejemplo, los inviernos más fríos en los EE.UU. y el sur de Europa y los inviernos más cálidos en Canadá y el norte de Europa durante solar mínimos.
Hay tres mecanismos sugeridos por el cual las variaciones solares son la hipótesis de tener un efecto sobre el clima:
- Cambios de irradiancia solar afectan directamente al clima (" El forzamiento radiativo ").
- Las variaciones en el componente ultravioleta. El componente UV varía en más del total, por lo que si UV fuera por algunos (aún desconocida) razón que tiene un efecto desproporcionado, esto podría causar un efecto sobre el clima.
- Efectos mediados por cambios en los rayos cósmicos (que son afectados por el viento solar), tales como los cambios en la cobertura de nubes.
La variación ciclo de manchas solares de 0,1% tiene efectos pequeños pero detectables sobre el clima de la Tierra. El trabajo de Camp y Tung sugiere que los cambios en la radiación solar se correlaciona con una variación de ± 0,1 ° K (± 0,18 ° F) en la temperatura media global medido entre el pico y el mínimo del ciclo solar de 11 años.
El efecto de la variación solar a escalas de tiempo más largo que un ciclo solar es también de interés para la ciencia del clima. El consenso científico actual es que las variaciones solares no juegan un papel importante en la determinación de la actual calentamiento global , ya que la magnitud medida de reciente variación solar es mucho más pequeño que el forzamiento debido a los gases de invernadero, pero el nivel de comprensión de los impactos solares es bajo.
Efectos sobre la nave espacial
Las eyecciones de masa coronal ("CME") asociados con las erupciones solares produce un flujo de radiación de alta energía de protones , a veces conocidas como rayos cósmicos solares. Estos pueden causar daño por radiación a la electrónica y células solares en satélites. Los eventos de protones solares también pueden causar (SEU) eventos trastornada en la electrónica de un solo evento; al mismo, el reducido flujo de radiación cósmica galáctica durante el máximo solar (véase la sección "flujo de rayos cósmicos" más arriba) disminuirá el componente de alta energía del flujo de partículas.
Si astronautas en una misión espacial están por encima del efecto de blindaje produjo el El campo magnético de la Tierra, la radiación de una CME también sería peligroso para los seres humanos; muchos diseños de misión en el futuro (por ejemplo, para un Misión Marte), por tanto, incorporar un "refugio para tormentas" radiación con protección para que los astronautas se retiran a durante un evento de tal radiación.
En vista de los problemas en los vuelos espaciales se producen durante alta actividad solar, la predicción de este último se vuelve más y más importante. Un método particular que se basa en varios ciclos consecutivos fue establecido por Wolfgang Gleissberg.
