Cycle solaire
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Le cycle solaire (ou cycle d'activité magnétique solaire) est le changement périodique de l'activité du soleil (y compris les changements dans les niveaux de rayonnement solaire et l'éjection de matière solaire) et l'apparence (visible dans l'évolution du nombre des les taches solaires, des fusées éclairantes, et d'autres manifestations visibles). Cycles solaires ont une durée moyenne d'environ 11 ans. Ils ont été observés (par des changements dans l'apparence du soleil et par les changements observés sur la Terre, comme les aurores) pour des centaines d'années.
Variation solaire provoque des changements dans météo de l'espace, la météo et le climat sur Terre. Elle entraîne une variation périodique de la quantité de irradiation du soleil qui est connu sur Terre.
Ce est une composante de variation du rayonnement solaire , les autres fluctuations apériodiques étant.
Propulsé par un processus de dynamo hydromagnétique, entraîné par l'action inductrice des flux solaires internes, le cycle solaire:
- Structures celui du Soleil atmosphère, sa corona et la vent;
- Module le rayonnement solaire ;
- Module le flux de rayonnement solaire de courte longueur d'onde, de l'ultraviolet à de rayons X;
- Module la fréquence d'occurrence de éruptions solaires, éjections de masse coronale, et d'autres phénomènes éruptifs solaires geoeffective;
- Modulent indirectement le flux de haute énergie les rayons cosmiques galactiques entrant dans le système solaire.
Histoire
Le cycle solaire a été découverte en 1843 par Samuel Heinrich Schwabe, qui, après 17 années d'observations remarqué une variation périodique dans le nombre moyen de taches solaires observées d'une année à sur le disque solaire. Rudolf Loup compilé et étudié ces observations et d'autres, reconstruire le cycle de 1745, poussant finalement à ces reconstructions les premières observations des taches solaires par Galileo et contemporains au début du XVIIe siècle. À partir de Wolf, les astronomes solaires ont jugé utile de définir un indice de nombre de taches solaires standard, qui continue d'être utilisé aujourd'hui.
Jusqu'à récemment, on pensait qu'il y avait 28 cycles dans les 309 années entre 1699 et 2008, ce qui donne une longueur moyenne de 11,04 années, mais des recherches récentes ont montré que la plus longue de ces (1784-1799) semble effectivement avoir été deux cycles, de sorte que la durée moyenne est à environ 10,66 années. Cycles aussi courtes que neuf années et aussi longtemps que 14 années ont été observés, et dans le double cycle 1784-1799 l'un des deux cycles de composants dû être inférieure à huit années de longueur. Des variations significatives d'amplitude se produisent également. Maximum solaire et minimum solaire se réfèrent respectivement aux époques de chiffres maximum et minimum de taches solaires. Cycles de taches solaires individuelles sont séparées d'un minimum à l'autre.
Suivant le schéma de numérotation établi par Wolf, le cycle 1755-1766 est traditionnellement numérotée "1". La période entre 1645 et 1715, une période au cours de laquelle très peu de taches solaires ont été observées, est une vraie fonction, par opposition à un artefact en raison de données manquantes. Cette époque est maintenant connu comme le minimum de Maunder , après Edward Maunder, qui des recherches approfondies sur cet événement particulier, d'abord noté Gustav Spörer. Dans la seconde moitié du XIXe siècle, il a également été noté (indépendamment) par Richard Carrington et par Spörer que le cycle progresse, les taches solaires apparaissent d'abord à des latitudes moyennes, puis de plus en plus près de l'équateur jusqu'au minimum solaire est atteint. Ce modèle est mieux visualisé sous la forme de ce qu'on appelle le diagramme papillon, d'abord construit par l'équipe mari-épouse de E. Walter et Annie Maunder au début du XXe siècle (voir graphique ci-dessous). Images du Soleil sont divisés en bandes de latitude, et la surface fractionnaire mensuelle moyenne de taches solaires calculées. Ce est tracée verticalement, comme une barre de couleur codé, et le processus se répète mois après mois pour produire ce diagramme temps-latitude.
La base physique du cycle solaire a été élucidée au début du XXe siècle par George Ellery Hale et ses collaborateurs, qui en 1908 ont montré que les taches solaires ont été fortement magnétisées (ce était la première détection de champs magnétiques en dehors de la Terre), et en 1919 a continué à montrer que la polarité magnétique de paires de taches solaires:
- Est toujours le même dans un hémisphère solaire donné tout au long d'un cycle des taches solaires donnée;
- Est en face d'un hémisphère à travers un cycle;
- Se inverse dans les deux hémisphères d'un cycle de taches solaires à l'autre.
Les observations de Hale révélé que le cycle solaire est un cycle magnétique avec une durée moyenne de 22 ans. Cependant, parce que très près toutes les manifestations du cycle solaire sont insensibles à la polarité magnétique, il reste l'usage courant de parler de «cycle solaire de 11 ans".
Un demi-siècle plus tard, l'équipe père-fils de Harold Babcock et Horace Babcock a montré que la surface solaire est magnétisé même en dehors des taches solaires; que ce champ magnétique plus faible est de premier ordre un dipôle; et que ce dipôle subit également les inversions de polarité à la même période que le cycle des taches solaires (voir graphique ci-dessous). Ces diverses observations ont établi que le cycle solaire est un processus magnétique spatio-temporelle se déroule sur le Sun dans son ensemble.
Phénomènes, la mesure, et les causes
Spots de multiples cycles peuvent coexister pendant un certain temps, et comme il a été découvert que le soleil inverse polarité magnétique d'un demi-cycle solaire à l'autre, spots de différents cycles peuvent être déchirée. Cependant, il faut quelques mois avant qu'une décision définitive ne peut être faite quant à la date réelle du minimum solaire. Une des principales autorités qui déterminent la date du minimum solaire est SIDC (la Solar Influences Centre d'analyse des données), qui est situé dans la Belgique et travaille avec des agences comme la NASA et de l'ESA .
L'information la plus importante aujourd'hui vient de SOHO (un projet de la coopération internationale entre l'ESA et la NASA), tels que le MDI magnéto gramme, où la «surface» solaire champ magnétique peut être vu.
Les causes fondamentales de la variabilité solaire et solaires cycles sont encore en débat, avec quelques chercheurs qui suggère un lien avec le les forces de marée en raison des géantes gazeuses Jupiter et Saturne , ou à cause du mouvement inertiel solaire. Une autre cause de taches solaires peut être jet solaire "d'oscillation de torsion".
Patterns ont été notées dans les cycles solaires. Par exemple, le Waldmeier effet est le phénomène que les cycles avec de plus grandes amplitudes maximales ont tendance à prendre moins de temps pour atteindre leur maxima que les cycles avec de petites amplitudes; il existe également une corrélation négative entre les amplitudes maximales et les longueurs des cycles précédents, ce qui permet un certain degré de prédiction.
Effets du cycle solaire
Du Soleil les structures de champ magnétique et son atmosphère couches externes tout au long de la et dans la couronne vent solaire. Ses variations spatio-temporelles conduisent à une foule de phénomènes collectivement connus sous le nom de l'activité solaire. Tous de l'activité solaire est fortement modulé par le cycle magnétique solaire, puisque celle-ci sert de source d'énergie et le moteur dynamique pour l'ex.
le magnétisme de surface
Les taches solaires peuvent exister ne importe où de quelques jours à quelques mois, mais ils ont fini par se désintégrer, et cela libère flux magnétique dans la photosphère solaire. Ce champ magnétique est dispersée et brassé par convection turbulente, et les flux à grande échelle solaires. Ces mécanismes de transport conduisent à l'accumulation des produits de désintégration magnétisés à des latitudes élevées solaires, éventuellement inverser la polarité des champs polaires (remarquez comment les champs bleus et jaunes inverse dans le graphique ci-dessus).
La composante dipolaire du champ magnétique solaire est observé pour inverser la polarité au moment de maximum solaire, et atteint la force pic au minimum solaire. Les taches solaires, d'autre part, sont produits à partir d'une forte toroïdal (dirigée longitudinalement) champ magnétique à l'intérieur solaire. Physiquement, le cycle solaire peut être considéré comme une boucle de régénération où le produit une composante toroïdale champ poloïdal, qui produit plus tard, un nouveau composant toroïdal de signe de nature à inverser la polarité du champ toroïdal d'origine, qui produit alors un nouveau composant poloïdale de polarité inversée, et ainsi de suite.
Irradiance solaire
L'irradiance solaire totale (TSI) est la quantité d'énergie incidente radiatif solaire sur l'atmosphère supérieure de la Terre. Variations TSI étaient indétectables jusqu'au observations satellites ont commencé à la fin de 1978. Radiomètres menées sur des satellites à partir des années 1970 aux années 2000 ont montré que l'irradiance solaire varie systématiquement au cours du cycle solaire de 11 ans, à la fois dans l'irradiance totale et dans les composants relatifs de l'irradiance (ratios de lumière UV à Ratios lumière visible). Le luminosité solaire est d'environ 0,07 pour cent plus lumineux pendant maximum solaire que pendant minimum solaire mais les observations du vaisseau spatial dans les années 2000 a montré que le rapport de l'ultraviolet à la lumière visible est beaucoup plus variable qu'on ne le pensait.
La principale conclusion des observations par satellite est que STI varie en phase avec le cycle d'activité magnétique solaire avec une amplitude d'environ 0,1% et une valeur moyenne d'environ 1 366 W / m 2 (la " constante solaire "). Variations sur la moyenne jusqu'à -0,3% sont causés par de grands groupes de taches solaires et de + 0,05% en grande facules et le réseau lumineux sur une échelle de temps par semaine pour 10 jours. (Voir STI variation graphiques.) Variations STI au cours des décennies d'observation par satellite en continu montrent petites mais détectables tendances.
STI est supérieure au maximum solaire, même si les taches solaires sont plus sombres (refroidisseur) que la photosphère moyenne. Ceci est causé par des structures aimantées autres que les taches solaires pendant maxima solaire, comme facules et des éléments actifs du réseau "brillant", qui sont plus lumineux (plus chaud) que la photosphère moyenne. Ils surcompenser collectivement pour le déficit de rayonnement associé aux taches fraîches mais moins nombreux. Le principal moteur de l'évolution de la STI sur des échelles de temps de cycle de rotation et de taches solaires est la couverture de la photosphère variable de ces structures magnétiques solaires radiatif.
Rayonnement de courte longueur d'onde
Avec une température de 5870 kelvins , le photosphère du Soleil émet une très faible proportion de rayonnement dans le extrême ultraviolet (EUV) et au-dessus. Cependant, les couches supérieures plus chaudes de l'atmosphère du Soleil ( chromosphère et la corona) émettent plus de rayonnement de courte longueur d'onde. Depuis la haute atmosphère ne est pas homogène et contient structure magnétique significatif, le solaire ultraviolet (UV), EUV et flux de rayons X varie considérablement au cours du cycle solaire.
Le montage photo sur la gauche illustre cette variation pour les rayons X mous, comme observé par le satellite japonais Yohkoh partir après le 30 Août 1991, à l'apogée de cycle de 22, à 6 Septembre 2001, à l'apogée de cycle de 23. variations liées au cycle similaires sont observées dans le flux des UV solaire ou rayonnement EUV, comme on l'observe, par exemple , par le SOHO ou satellites de trace.
Même se il ne représente qu'une infime fraction du rayonnement solaire totale, l'impact des UV solaires, EUV et rayons X sur la haute atmosphère de la Terre est profond. Flux solaire UV est un facteur majeur de chimie de la stratosphère, et l'augmentation des rayonnements ionisants affecter de manière significative la température et la conductivité électrique ionosphère influencé.
Flux radio du soleil
Emission du Soleil à centimétrique (radio) longueur d'onde est due principalement à plasma coronal pris au piège dans les champs magnétiques recouvrant régions actives. L'indice de F10.7 est une mesure du flux solaire par radio fréquence de base à une longueur d'onde de 10,7 cm, à proximité du pic de l'émission radio solaire observée. F10.7 est souvent exprimée en SFU ou unités de flux solaires (1 SFU = 10 -22 W m -2 Hz -1). Il représente une mesure de diffus, chauffage non radiative du plasma coronal piégé par des champs magnétiques plus de régions actives. Ce est un excellent indicateur du niveau d'activité solaire globaux et corrèle bien avec les émissions UV solaires.
L'indice de F10.7 solaire est mesurée quotidiennement à midi heure locale dans une bande passante de 100 MHz centrée sur 2800 MHz sur le site de la Penticton Dominion Radio Astrophysical Observatory (OFR), Canada. Le solaire F10.7 cm dossier remonte à 1947, et est la plus longue fiche directe de l'activité solaire disponible, sauf pour les quantités liées taches solaires.
Activité des taches solaires a un effet majeur sur longue distance communications radio en particulier sur le bandes des ondes courtes bien que vague moyenne et basse fréquences VHF sont également touchés. Des niveaux élevés d'activité des taches solaires conduire à une meilleure propagation du signal sur des bandes de fréquences plus élevées, même si elles augmentent également les niveaux de bruit solaire et les perturbations ionosphériques. Ces effets sont dus à l'impact de l'augmentation du niveau de rayonnement solaire sur le ionosphère.
Il a été proposé que le flux 10,7 cm solaire peut interférer avec les communications terrestres point à point.
Phénomènes éruptifs Geoeffective
Les structures solaires de champ magnétique de la couronne, ce qui lui donne sa forme caractéristique visible parfois des éclipses solaires. Structures complexes de champ magnétique coronale évoluent en réponse aux mouvements fluides à la surface du Soleil, et l'émergence de flux magnétique produit par effet dynamo à l'intérieur solaire. Pour des raisons pas encore compris en détail, parfois, ces structures perdent la stabilité, conduisant à éjections de masse coronale dans l'espace interplanétaire, ou fusées, causés par la libération soudaine d'énergie magnétique localisée conduite émission abondante de rayonnements ultraviolets et de rayons X ainsi que des particules énergétiques. Ces phénomènes éruptifs peuvent avoir un impact significatif sur l'environnement de l'atmosphère et de l'espace supérieur de la Terre et sont les principaux moteurs de ce qu'on appelle maintenant la météo spatiale.
La fréquence de survenue d'éjections et des fusées éclairantes de masse coronale est fortement modulé par le cycle de l'activité solaire. Fusées de toute taille donnée sont quelques 50 fois plus fréquentes au maximum solaire qu'au minimum. Les grandes éjections de masse coronale se produisent en moyenne quelques fois par jour au maximum solaire, en baisse de un tous les quelques jours au minimum solaire. La taille de ces événements se sensibilité ne dépend pas de la phase du cycle solaire. Une bonne affaire récente au point sont les trois grandes éruptions de classe X survenus en Décembre 2006, très proche du minimum solaire; l'un d'eux (une fusée X9.0 le 5 décembre) se présente comme un des plus brillants sur le disque.
Flux de rayons cosmiques
L'expansion vers l'extérieur des éjectas solaire dans l'espace interplanétaire fournit surdensités de plasma qui sont efficaces à la diffusion de haute énergie rayons cosmiques entrant dans le système solaire à partir ailleurs dans la galaxie. Depuis la fréquence des événements éruptifs solaires est fortement modulé par le cycle solaire, le degré de diffusion des rayons cosmiques dans le système solaire externe varie à l'étape. En conséquence, le flux de rayons cosmiques dans le système solaire interne est anticorrelated avec le niveau global de l'activité solaire. Cette anticorrélation est clairement détecté dans cosmiques mesures de flux de rayons à la surface de la Terre.
Certains rayons cosmiques de haute énergie entrant dans l'atmosphère de la Terre entrent en collision assez dur avec les constituants atmosphériques moléculaires de causer occasionnellement nucléaire réactions de spallation. Certains des produits de fission comprennent les radionucléides, tels que C 14 et 10 Be, qui se installent sur la surface de la Terre. Leur concentration peut être mesurée dans les carottes de glace, ce qui permet une reconstruction des niveaux d'activité solaire dans le passé lointain. Ces reconstitutions indiquent que le niveau global de l'activité solaire depuis le milieu du XXe siècle se trouve parmi les plus élevés des 10.000 dernières années, et que Maunder époques minimum comme de l'activité supprimée, de durées variables ont eu lieu à plusieurs reprises sur ce laps de temps.
Effets sur la Terre
Les organismes terrestres
L'impact du cycle solaire sur les organismes vivants a été étudié (voir chronobiologie). Certains chercheurs prétendent avoir trouvés connexions avec la santé humaine.
La quantité de lumière ultraviolette UVB à 300 nm atteint la Terre varie de pas moins de 400% au cours du cycle solaire en raison de variations de la protection couche d'ozone. Dans la stratosphère, l'ozone est régénéré en continu par le séparation de O 2 molécules par la lumière ultraviolette. Au cours d'un minimum solaire, la diminution de la lumière ultraviolette reçue du Soleil conduit à une diminution de la concentration de l'ozone, ce qui permet une augmentation UVB de pénétrer à la surface de la Terre.
La communication radio
Skywave modes de communication radio fonctionne en pliant ( réfringent) des ondes radio ( de rayonnement électromagnétique ) à travers le Ionosphère. Pendant les «pics» du cycle solaire, l'ionosphère devient de plus en plus ionisé par photons solaires et les rayons cosmiques. Ceci affecte le chemin ( propagation) de l'onde radio de façon complexe qui peut soit faciliter ou entraver les communications locales et interurbaines. Prévision de modes de SkyWave est d'un intérêt considérable pour commerciale marins et avions communications , opérateurs de radio amateur, et ondes courtes radiodiffuseurs . Ces utilisateurs utilisent des fréquences au sein de la Haute fréquence ou le spectre «HF» de radio qui sont les plus touchés par ces écarts solaires et ionosphériques. Les variations de la production solaire affectent la la fréquence maximale utilisable, une limite sur le plus haut fréquence utilisable pour les communications.
Climat terrestre
Les deux à long terme et à court terme des variations de l'activité solaire sont émis l'hypothèse d'affecter le climat mondial, mais il se est avéré extrêmement difficile de quantifier directement le lien entre la variation solaire et le climat de la terre. Le sujet continue d'être un sujet d'étude active.
Les premières recherches a tenté de trouver une corrélation entre le temps et l'activité des taches solaires, la plupart du temps sans succès notable. Des recherches ultérieures se est concentrée davantage sur la corrélation de l'activité solaire avec la température mondiale. Plus récemment, la recherche suggère qu'il peut aussi y avoir des impacts climatiques régionaux dus au cycle solaire. Les mesures de l'irradiance spectrale moniteur sur NASA Solar Radiation and Climate Experiment montrent que la production solaire UV est plus variable au cours du cycle solaire que les scientifiques avaient déjà pensé, résultant, par exemple, des hivers plus froids dans les États-Unis et de l'Europe méridionale et des hivers plus chauds au Canada et l'Europe du Nord au cours de l'énergie solaire minima.
Il ya trois mécanismes suggérés par lequel les variations solaires sont hypothétiques pour avoir un effet sur le climat:
- Changements de rayonnement solaire qui affectent directement le climat (" Le forçage radiatif ").
- Les variations de la composante ultraviolette. La composante UV varie de plus que le total, si UV étaient pour certains (encore inconnu) raison ayant un effet disproportionné, cela pourrait causer un effet sur le climat.
- Effets induits par les changements dans les rayons cosmiques (qui sont affectés par le vent solaire) tels que les changements de la couverture nuageuse.
La variation du cycle de taches solaires de 0,1% a de petits mais détectables effets sur le climat de la Terre. Les travaux de Camp et Tung suggère que les changements dans le rayonnement solaire en corrélation avec une variation de ± 0,1 ° K (± 0,18 ° F) de la température mondiale moyenne mesurée entre le pic et le minimum du cycle solaire de 11 ans.
L'effet de la variation du rayonnement solaire à des échelles de temps plus long qu'un cycle solaire est également de l'intérêt pour la science du climat. Le consensus scientifique actuel est que les variations solaires ne jouent pas un rôle majeur dans la détermination actuelle réchauffement de la planète , car la grandeur mesurée de variation solaire récente est beaucoup plus petite que la raison forçant à effet de serre, mais le niveau de compréhension des impacts solaires est faible.
Effets sur Spacecraft
Les éjections de masse coronale («CME») associés aux éruptions solaires produisent un flux de rayonnement de haute énergie des protons , parfois appelés les rayons cosmiques solaires. Ceux-ci peuvent causer des dommages de rayonnement à l'électronique et les cellules solaires à satellites. Les événements de protons solaires peuvent également causer événement unique (SEU) perturber les événements de l'électronique; en même temps, le flux réduit de rayonnement cosmique galactique lors de maximum solaire (voir la section "flux de rayons cosmiques" ci-dessus) va diminuer la composante de haute énergie du flux de particules.
Si astronautes sur une mission spatiale sont au-dessus de l'effet de blindage produit le Le champ magnétique de la Terre, le rayonnement d'un CME serait également dangereux pour les humains; de nombreux futurs modèles de la mission (par exemple, pour un Mars Mission) donc intégrer une «tempête abri» de rayonnement blindage pour les astronautes de se retirer durant un événement de rayonnement.
Compte tenu des problèmes de vol dans l'espace survenant au cours de forte activité solaire, la prédiction de ce dernier devient de plus en plus important. Une méthode particulière qui se appuie sur plusieurs cycles consécutifs a été créé par Wolfgang Gleissberg.
