Ciclo solar
El ciclo solar, también conocido como ciclo de la actividad magnética solar, ciclo de las manchas solares o ciclo de Schwabe, es un cambio casi periódico de 11 años en la actividad del Sol medido en términos de variaciones en el número de manchas solares observadas en la superficie del Sol. Durante el período de un ciclo solar, los niveles de radiación solar y la eyección de material solar, la cantidad y el tamaño de las manchas solares, las erupciones solares y los bucles coronales exhiben una fluctuación sincronizada desde un período de actividad mínima hasta un período de actividad máxima. a un período de mínima actividad.
El campo magnético del Sol cambia durante cada ciclo solar, y el cambio ocurre cuando el ciclo solar está cerca de su máximo. Después de dos ciclos solares, el campo magnético del Sol vuelve a su estado original, completando lo que se conoce como un ciclo de Hale.
Este ciclo ha sido observado durante siglos por cambios en la apariencia del Sol y por fenómenos terrestres como las auroras, pero no se identificó claramente hasta 1843. La actividad solar, impulsada tanto por el ciclo solar como por procesos aperiódicos transitorios, gobierna el entorno del espacio interplanetario al crear el clima espacial e impactar las tecnologías espaciales y terrestres, así como la atmósfera de la Tierra y también posiblemente las fluctuaciones climáticas en escalas de siglos y más.
Comprender y predecir el ciclo solar sigue siendo uno de los grandes desafíos de la astrofísica con importantes ramificaciones para la ciencia espacial y la comprensión de los fenómenos magnetohidrodinámicos en otras partes del universo.
Definición
Los ciclos solares tienen una duración media de unos 11 años. Máximo solar y mínimo solar se refieren a períodos de conteo máximo y mínimo de manchas solares. Los ciclos van de un mínimo al siguiente.
Historial de observación
La idea de un ciclo solar cíclico fue planteada por primera vez por Christian Horrebow basándose en sus observaciones periódicas de las manchas solares realizadas entre 1761 y 1776 desde el observatorio Rundetaarn en Copenhague, Dinamarca. En 1775, Horrebow observó cómo 'parece que después del transcurso de un cierto número de años, la aparición del Sol se repite con respecto al número y tamaño de las manchas'. Sin embargo, el ciclo solar no se identificaría claramente hasta 1843 cuando Samuel Heinrich Schwabe notó una variación periódica en el número promedio de manchas solares después de 17 años de observaciones solares. Schwabe continuó observando el ciclo de las manchas solares durante otros 23 años, hasta 1867. En 1852, Rudolf Wolf designó el primer ciclo solar numerado que comenzó en febrero de 1755 basándose en las observaciones de Schwabe y otras. Wolf también creó un índice estándar de números de manchas solares, el número de Wolf, que se sigue utilizando en la actualidad.
Entre 1645 y 1715, se observaron y registraron muy pocas manchas solares. Esto fue notado por primera vez por Gustav Spörer y luego se denominó mínimo de Maunder en honor al equipo de esposa y esposo Annie S. D. Maunder y Edward Walter Maunder, quienes investigaron extensamente este intervalo peculiar.
En la segunda mitad del siglo XIX, Richard Carrington y Spörer notaron de forma independiente el fenómeno de las manchas solares que aparecían en diferentes latitudes heliográficas en diferentes partes del ciclo. (Consulte la ley de Spörer). Alfred Harrison Joy describiría más tarde cómo la magnitud en la que las manchas solares se 'inclinan', con los puntos principales más cerca del ecuador que los puntos posteriores.)―crece con la latitud de estas regiones. (Véase la ley de Joy).
La base física del ciclo fue aclarada por George Ellery Hale y sus colaboradores, quienes en 1908 demostraron que las manchas solares estaban fuertemente magnetizadas (la primera detección de campos magnéticos más allá de la Tierra). En 1919 identificaron una serie de patrones que en conjunto se conocerían como la ley de Hale:
- En el mismo hemisferio heliográfico, las regiones activas bipolares tienden a tener la misma polaridad líder.
- En el hemisferio opuesto, es decir, a través del Ecuador, estas regiones tienden a tener la polaridad líder opuesta.
- Las polaridades líderes en ambos hemisferios giran desde un ciclo de manchas solares hasta el siguiente.
Las observaciones de Hale revelaron que el ciclo magnético completo, que más tarde se denominaría ciclo de Hale, abarca dos ciclos solares, o 22 años, antes de volver a su estado original (incluida la polaridad). Debido a que casi todas las manifestaciones son insensibles a la polaridad, el ciclo solar de 11 años sigue siendo el foco de la investigación; sin embargo, las dos mitades del ciclo Hale normalmente no son idénticas: los ciclos de 11 años generalmente alternan entre sumas más altas y más bajas del número de manchas solares de Wolf (la regla de Gnevyshev-Ohl).
En 1961, el equipo de padre e hijo formado por Harold y Horace Babcock estableció que el ciclo solar es un proceso magnético espaciotemporal que se desarrolla sobre el Sol como un todo. Observaron que la superficie solar está magnetizada fuera de las manchas solares, que este campo magnético (más débil) es de primer orden un dipolo, y que este dipolo sufre inversiones de polaridad con el mismo período que el ciclo de las manchas solares. El modelo de Babcock de Horace describió el campo magnético oscilatorio del Sol con una periodicidad casi constante de 22 años. Abarcó el intercambio oscilatorio de energía entre los componentes del campo magnético solar toroidal y poloidal.
Historial de ciclos
El número de manchas solares de los últimos 11 400 años se ha reconstruido utilizando proporciones de isótopos de carbono-14. El nivel de actividad solar que comenzó en la década de 1940 es excepcional: el último período de magnitud similar ocurrió hace unos 9.000 años (durante el período boreal cálido). El Sol estuvo en un nivel de actividad magnética similarmente alto durante solo ~10% de los últimos 11 400 años. Casi todos los períodos anteriores de alta actividad fueron más cortos que el episodio actual. Los registros fósiles sugieren que el ciclo solar ha sido estable durante al menos los últimos 700 millones de años. Por ejemplo, se estima que la duración del ciclo durante el Pérmico Temprano es de 10,62 años y de manera similar en el Neoproterozoico.
| Evento | Comienzo | Final |
|---|---|---|
| Homeric minimum | 750 BCE | 550 BCE |
| Oorción mínima | 1040 CE | 1080 CE |
| Máximo medieval | 1100 | 1250 |
| Lobo mínimo | 1280 | 1350 |
| Spörer Minimum | 1450 | 1550 |
| Maunder Minimum | 1645 | 1715 |
| Dalton Mínimo | 1790 | 1820 |
| Máximo Moderno | 1933 | 2008 |
Hasta 2009, se pensaba que 28 ciclos habían abarcado los 309 años entre 1699 y 2008, dando una duración promedio de 11,04 años, pero la investigación mostró que el más largo de estos (1784-1799) en realidad podría haber sido de dos ciclos.. Si es así, la duración media sería de unos 10,7 años. Dado que las observaciones comenzaron, se han observado ciclos tan cortos como 9 años y tan largos como 14 años, y si el ciclo de 1784-1799 es el doble, entonces uno de los dos ciclos componentes tenía que tener menos de 8 años de duración. También se producen variaciones de amplitud significativas.
Varias listas de "grandes mínimos" históricos propuestos de actividad solar existen.
Ciclos recientes
Ciclo 25
El ciclo solar 25 comenzó en diciembre de 2019. Se han realizado varias predicciones para el ciclo solar 25 basadas en diferentes métodos, que van desde una magnitud muy débil hasta una fuerte. Una predicción basada en la física que se basa en los modelos de transporte de flujo de superficie solar y dínamo solar basados en datos de Bhowmik y Nandy (2018) parece haber predicho correctamente la fuerza del campo polar solar en los mínimos actuales y pronostica una energía solar débil pero no insignificante. ciclo 25 similar o ligeramente más fuerte que el ciclo 24. En particular, descartan la posibilidad de que el Sol caiga en un estado (inactivo) similar al mínimo de Maunder durante la próxima década. A principios de 2019, se realizó un consenso preliminar por parte de un Panel de predicción del ciclo solar 25. El Panel, que fue organizado por el Centro de predicción del clima espacial (SWPC) de la NOAA y la NASA, con base en las predicciones publicadas del ciclo solar 25, concluyó que la energía solar el ciclo 25 será muy similar al ciclo solar 24. Anticipan que el mínimo del ciclo solar antes del ciclo 25 será largo y profundo, al igual que el mínimo que precedió al ciclo 24. Esperan que el máximo solar ocurra entre 2023 y 2026 con un rango de manchas solares de 95 a 130, dado en términos del número de manchas solares revisado.
Ciclo 24
El ciclo solar 24 comenzó el 4 de enero de 2008, con una actividad mínima hasta principios de 2010. El ciclo presentaba un "doble pico" máximo solar. El primer pico alcanzó 99 en 2011 y el segundo a principios de 2014 en 101. El ciclo 24 finalizó en diciembre de 2019 después de 11,0 años.
Ciclo 23
El ciclo solar 23 duró 11,6 años, comenzó en mayo de 1996 y finalizó en enero de 2008. El número máximo suavizado de manchas solares (número mensual de manchas solares promediadas durante un período de doce meses) observado durante el ciclo solar fue 120,8 (marzo de 2000), y el mínimo fue de 1,7. Un total de 805 días sin manchas solares durante este ciclo.
Fenómenos
Debido a que el ciclo solar refleja la actividad magnética, varios fenómenos solares impulsados magnéticamente siguen el ciclo solar, incluidas las manchas solares, las fáculas/plagas, la red y las eyecciones de masa coronal.
Manchas solares
La superficie aparente del Sol, la fotosfera, irradia más activamente cuando hay más manchas solares. El monitoreo satelital de la luminosidad solar reveló una relación directa entre el ciclo solar y la luminosidad con una amplitud de pico a pico de alrededor del 0,1%. La luminosidad disminuye hasta en un 0,3 % en una escala de tiempo de 10 días cuando grandes grupos de manchas solares giran frente a la vista de la Tierra y aumenta hasta en un 0,05 % durante un máximo de 6 meses debido a las fáculas asociadas con grandes grupos de manchas solares.
La mejor información actual proviene de SOHO (un proyecto cooperativo de la Agencia Espacial Europea y la NASA), como el magnetograma MDI, donde la "superficie" Se puede ver el campo magnético.
A medida que comienza cada ciclo, las manchas solares aparecen en latitudes medias y luego se acercan más y más al ecuador hasta que se alcanza un mínimo solar. Este patrón se visualiza mejor en forma del llamado diagrama de mariposa. Las imágenes del Sol se dividen en franjas latitudinales y se calcula la superficie fraccionaria de manchas solares promediada mensualmente. Esto se traza verticalmente como una barra codificada por colores y el proceso se repite mes tras mes para producir este diagrama de serie temporal.
Mientras que los cambios del campo magnético se concentran en las manchas solares, todo el sol sufre cambios análogos, aunque de menor magnitud.
Fáculas y plage
Las fáculas son características magnéticas brillantes en la fotosfera. Se extienden hacia la cromosfera, donde se denominan plage. La evolución de las áreas de la playa generalmente se rastrea a partir de observaciones solares en la línea Ca II K (393,37 nm). La cantidad de fácula y área de plage varía en fase con el ciclo solar, y son más abundantes que las manchas solares en aproximadamente un orden de magnitud. Exhiben una relación no lineal con las manchas solares. Las regiones de la playa también están asociadas con fuertes campos magnéticos en la superficie solar.
Destellos solares y eyecciones de masa coronal
El campo magnético solar estructura la corona, dándole su forma característica visible en momentos de eclipses solares. Las complejas estructuras del campo magnético coronal evolucionan en respuesta a los movimientos de los fluidos en la superficie solar y la aparición del flujo magnético producido por la acción de la dínamo en el interior solar. Por razones que aún no se comprenden en detalle, a veces estas estructuras pierden estabilidad, lo que provoca erupciones solares y eyecciones de masa coronal (CME). Las llamaradas consisten en una emisión abrupta de energía (principalmente en longitudes de onda ultravioleta y de rayos X), que puede ir acompañada o no de una eyección de masa coronal, que consiste en la inyección de partículas energéticas (principalmente hidrógeno ionizado) en el espacio interplanetario. Las llamaradas y CME son causadas por la liberación repentina y localizada de energía magnética, que impulsa la emisión de radiación ultravioleta y de rayos X, así como partículas energéticas. Estos fenómenos eruptivos pueden tener un impacto significativo en la atmósfera superior de la Tierra y el entorno espacial, y son los principales impulsores de lo que ahora se denomina clima espacial. En consecuencia, la ocurrencia de tormentas geomagnéticas y eventos de partículas energéticas solares muestra una fuerte variación del ciclo solar, con un pico cercano al máximo de manchas solares.
La frecuencia de ocurrencia de eyecciones de masa coronal y destellos está fuertemente modulada por el ciclo. Las erupciones de cualquier tamaño dado son unas 50 veces más frecuentes en el máximo solar que en el mínimo. Grandes eyecciones de masa coronal ocurren en promedio unas pocas veces al día en el máximo solar, hasta una cada pocos días en el mínimo solar. El tamaño de estos eventos en sí mismos no depende sensiblemente de la fase del ciclo solar. Un ejemplo de ello son las tres grandes erupciones de clase X que ocurrieron en diciembre de 2006, muy cerca del mínimo solar; una llamarada X9.0 el 5 de diciembre se erige como una de las más brillantes registradas.
Patrones
Junto con el ciclo de manchas solares de aproximadamente 11 años, se ha planteado la hipótesis de varios patrones y ciclos adicionales.
Efecto Waldmeier
El efecto Waldmeier describe la observación de que las amplitudes máximas de los ciclos solares son inversamente proporcionales al tiempo entre sus mínimos y máximos solares. Por lo tanto, los ciclos con amplitudes máximas más grandes tienden a tardar menos en alcanzar sus máximos que los ciclos con amplitudes más pequeñas. Este efecto lleva el nombre de Max Waldmeier, quien lo describió por primera vez.
Regla de Gnevyshev–Ohl
La regla de Gnevyshev-Ohl describe la tendencia de la suma del número de Wolf durante un ciclo solar impar a exceder la del ciclo par anterior.
Ciclo de Gleissberg
El ciclo de Gleissberg describe una modulación de amplitud de los ciclos solares con un período de unos 70 a 100 años, o siete u ocho ciclos solares. Fue nombrado después de Wolfgang Gleißberg.
Se han detectado variaciones centenarias asociadas en los campos magnéticos de la corona y la heliosfera utilizando isótopos cosmogénicos de carbono-14 y berilio-10 almacenados en depósitos terrestres como capas de hielo y anillos de árboles y utilizando observaciones históricas de la actividad de tormentas geomagnéticas, que unen el intervalo de tiempo entre el final de los datos de isótopos cosmogénicos utilizables y el comienzo de los datos satelitales modernos.
Estas variaciones se han reproducido con éxito utilizando modelos que emplean ecuaciones de continuidad de flujo magnético y números de manchas solares observados para cuantificar la aparición de flujo magnético desde la parte superior de la atmósfera solar hacia la heliosfera, lo que demuestra que las observaciones de manchas solares, la actividad geomagnética y los isótopos cosmogénicos ofrecer una comprensión convergente de las variaciones de la actividad solar.
Ciclo Suess
El ciclo de Suess, o ciclo de de Vries, es un ciclo presente en proxies de radiocarbono de la actividad solar con un período de unos 210 años. Lleva el nombre de Hans Eduard Suess y Hessel de Vries. A pesar de que las tasas de producción de radioisótopos calculadas están bien correlacionadas con el registro de manchas solares de 400 años, hay poca evidencia del ciclo de Suess en el registro de manchas solares de 400 años por sí mismo.
Otros ciclos hipotéticos
Se ha propuesto la periodicidad de la actividad solar con períodos más largos que el ciclo solar de aproximadamente 11 (22) años, que incluyen:
- El ciclo de Hallstatt (nombrado después de un período fresco y húmedo en Europa cuando los glaciares avanzados) es hipotetizado para extender durante aproximadamente 2.400 años.
- En estudios de ratios de carbono-14, se han propuesto ciclos de 105, 131, 232, 385, 504, 805 y 2.241 años, posiblemente ciclos iguales derivados de otras fuentes. Damon y Sonett propusieron variaciones de carbono a mediano y corto plazo de 14 años, de 208 y 88 años, y sugirieron un período de radiocarbono de 2300 años que modula el período de 208 años.
- Ciclo Brückner-Egeson-Lockyer (30 a 40 ciclos del año)
Efectos
Solar
Magnetismo superficial
Las manchas solares eventualmente se desintegran, liberando flujo magnético en la fotosfera. Este flujo es dispersado y agitado por la convección turbulenta y los flujos solares a gran escala. Estos mecanismos de transporte conducen a la acumulación de productos de desintegración magnetizados en latitudes solares altas, lo que eventualmente invierte la polaridad de los campos polares (observe cómo los campos azul y amarillo se invierten en el gráfico anterior de Hathaway/NASA/MSFC).
El componente dipolar del campo magnético solar invierte la polaridad alrededor del momento del máximo solar y alcanza su fuerza máxima en el mínimo solar.
Espacio
Nave espacial
CME (eyección de masa coronal) produce un flujo de radiación de protones de alta energía, a veces conocido como rayos cósmicos solares. Estos pueden causar daños por radiación a la electrónica y las células solares en los satélites. Los eventos de protones solares también pueden causar eventos de alteración de un solo evento (SEU) en la electrónica; al mismo tiempo, el flujo reducido de radiación cósmica galáctica durante el máximo solar disminuye el componente de alta energía del flujo de partículas.
La radiación CME es peligrosa para los astronautas en una misión espacial que se encuentran fuera del blindaje producido por el campo magnético de la Tierra. Los diseños de misiones futuras (por ejemplo,, para una misión a Marte) por lo tanto incorporan un "refugio de tormentas" protegido contra la radiación; para que los astronautas se retiren durante tal evento.
Gleißberg desarrolló un método de pronóstico de CME que se basa en ciclos consecutivos.
El aumento de la irradiación durante el máximo solar expande la envoltura de la atmósfera terrestre, lo que hace que los desechos espaciales en órbita baja vuelvan a entrar más rápidamente.
Flujo de rayos cósmicos galácticos
La expansión hacia el exterior de la eyección solar hacia el espacio interplanetario proporciona sobredensidades de plasma que son eficientes para dispersar los rayos cósmicos de alta energía que ingresan al sistema solar desde otras partes de la galaxia. La frecuencia de los eventos eruptivos solares está modulada por el ciclo, cambiando en consecuencia el grado de dispersión de los rayos cósmicos en el sistema solar exterior. Como consecuencia, el flujo de rayos cósmicos en el Sistema Solar interior está anticorrelacionado con el nivel general de actividad solar. Esta 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 ingresan a la atmósfera de la Tierra chocan con tanta fuerza con los constituyentes atmosféricos moleculares que ocasionalmente provocan reacciones de espalación nuclear. Los productos de fisión incluyen radionúclidos como el 14C y el 10Be que se depositan en la superficie de la Tierra. Su concentración se puede medir en troncos de árboles o núcleos de hielo, lo que permite reconstruir los niveles de actividad solar en el pasado lejano. Tales reconstrucciones indican que el nivel general de actividad solar desde mediados del siglo XX se encuentra entre los más altos de los últimos 10.000 años, y que las épocas de actividad suprimida, de duración variable, han ocurrido repetidamente durante ese lapso de tiempo.
Atmosférico
Irradiación solar
La irradiancia solar total (TSI) es la cantidad de energía radiativa solar que incide en la atmósfera superior de la Tierra. Las variaciones de TSI fueron indetectables hasta que comenzaron las observaciones satelitales a fines de 1978. Desde la década de 1970, se lanzaron una serie de radiómetros en los satélites. Las mediciones de TSI variaron de 1355 a 1375 W/m2 en más de diez satélites. Uno de los satélites, el ACRIMSAT, fue lanzado por el grupo ACRIM. La controvertida "brecha ACRIM" de 1989–1991 entre satélites ACRIM no superpuestos fue interpolado por el grupo ACRIM en un compuesto que muestra un aumento de +0,037%/década. Otra serie basada en los datos de ACRIM es la producida por el grupo PMOD y muestra una tendencia a la baja de −0,008%/década. Esta diferencia de 0,045 %/década puede afectar a los modelos climáticos. Sin embargo, la irradiancia solar total reconstruida con modelos favorece la serie PMOD, conciliando así el problema de la brecha ACRIM.
La radiación solar varía sistemáticamente a lo largo del ciclo, tanto en la radiación total como en sus componentes relativos (UV frente a visible y otras frecuencias). Se estima que la luminosidad solar es un 0,07 por ciento más brillante durante el máximo solar de mitad de ciclo que el mínimo solar terminal. El magnetismo fotoesférico parece ser la causa principal (96 %) de la variación del TSI de 1996 a 2013. La relación entre la luz ultravioleta y la luz visible varía.
TSI varía en fase con el ciclo de actividad magnética solar con una amplitud de alrededor del 0,1 % alrededor de un valor promedio de alrededor de 1361,5 W/m2 (la "constante solar"). Las variaciones sobre el promedio de hasta −0,3% son causadas por grandes grupos de manchas solares y de +0,05% por grandes fáculas y la red brillante en una escala de tiempo de 7 a 10 días (ver gráficos de variación de TSI). Las variaciones de TSI de la era de los satélites muestran tendencias pequeñas pero detectables.
TSI es mayor en el máximo solar, aunque las manchas solares son más oscuras (más frías) que la fotosfera promedio. Esto es causado por estructuras magnetizadas distintas de las manchas solares durante los máximos solares, como las fáculas y los elementos activos del "brillante" red, que son más brillantes (más calientes) que la fotosfera promedio. En conjunto, compensan en exceso el déficit de irradiación asociado con las manchas solares más frías, pero menos numerosas. El principal impulsor de los cambios de TSI en las escalas de tiempo de rotación solar y ciclo solar es la cobertura fotosférica variable de estas estructuras magnéticas solares radiativamente activas.
Los cambios de energía en la radiación ultravioleta involucrados en la producción y pérdida de ozono tienen efectos atmosféricos. El nivel de presión atmosférica de 30 hPa cambió de altura en fase con la actividad solar durante los ciclos solares 20–23. El aumento de la radiación ultravioleta provocó una mayor producción de ozono, lo que provocó un calentamiento estratosférico y desplazamientos hacia los polos en los sistemas de vientos estratosféricos y troposféricos.
Radiación de onda corta
Con una temperatura de 5870 K, la fotosfera emite una proporción de radiación en el ultravioleta extremo (EUV) y superior. Sin embargo, las capas superiores más calientes de la atmósfera del Sol (cromosfera y corona) emiten más radiación de longitud de onda corta. Dado que la atmósfera superior no es homogénea y contiene una estructura magnética significativa, el flujo solar ultravioleta (UV), EUV y de rayos X varía notablemente a lo largo del ciclo.
El fotomontaje de la izquierda ilustra esta variación de rayos X blandos, tal como la observó el satélite japonés Yohkoh desde el 30 de agosto de 1991, en el pico del ciclo 22, hasta el 6 de septiembre de 2001, en el pico del ciclo 23. Se observan variaciones similares relacionadas con el ciclo en el flujo de radiación solar UV o EUV, como las observadas, por ejemplo, por los satélites SOHO o TRACE.
Aunque solo representa una fracción minúscula de la radiación solar total, el impacto de la radiación solar UV, EUV y rayos X en la atmósfera superior de la Tierra es profundo. El flujo UV solar es un importante impulsor de la química estratosférica, y los aumentos en la radiación ionizante afectan significativamente la temperatura y la conductividad eléctrica influenciadas por la ionosfera.
Flujo radioeléctrico solar
La emisión del Sol en longitudes de onda centimétricas (radio) se debe principalmente al plasma coronal atrapado en los campos magnéticos que recubren las regiones activas. El índice 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 observada. F10.7 a menudo se expresa en SFU o unidades de flujo solar (1 SFU = 10−22 W m−2 Hz−1). Representa una medida del calentamiento difuso del plasma coronal no radiativo. Es un excelente indicador de los niveles generales de actividad solar y se correlaciona bien con las emisiones solares UV.
La actividad de las manchas solares tiene un efecto importante en las comunicaciones de radio de larga distancia, particularmente en las bandas de onda corta, aunque también se ven afectadas las frecuencias de onda media y VHF baja. Los altos niveles de actividad de las manchas solares conducen a una mejor propagación de la señal en bandas de frecuencia más altas, aunque también aumentan los niveles de ruido solar y las perturbaciones ionosféricas. Estos efectos son causados por el impacto del aumento del nivel de radiación solar en la ionosfera.
El flujo solar de 10,7 cm podría interferir con las comunicaciones terrestres punto a punto.
Nubes
Las especulaciones sobre los efectos de los cambios de rayos cósmicos durante el ciclo incluyen potencialmente:
- Los cambios en la ionización afectan la abundancia de aerosol que sirve como núcleo de condensación para la formación de nubes. Durante el minima solar los rayos cósmicos llegan a la Tierra, creando potencialmente partículas de aerosol ultrapequeñas como precursores de núcleos de condensación de la nube. Las nubes formadas a partir de grandes cantidades de núcleos de condensación son más brillantes, viven más tiempo y pueden producir menos precipitación.
- Un cambio en los rayos cósmicos podría causar un aumento en ciertos tipos de nubes, afectando el albedo de la Tierra.
- Se propuso que, en particular en las latitudes altas, la variación de los rayos cósmicos podría impactar la cubierta terrestre de nubes de baja altitud (a diferencia de la falta de correlación con nubes de alta altitud), parcialmente influenciada por el campo magnético interplanetario impulsado por la energía solar (así como el paso a través de los brazos galácticos en los plazos más largos), pero esta hipótesis no fue confirmada.
Artículos posteriores demostraron que la producción de nubes a través de los rayos cósmicos no podía explicarse por la nucleación de partículas. Los resultados del acelerador no lograron producir partículas suficientes y suficientemente grandes para dar lugar a la formación de nubes; esto incluye observaciones después de una gran tormenta solar. Las observaciones posteriores a Chernóbil no muestran nubes inducidas.
Terrestre
Organismos
Se ha investigado el impacto del ciclo solar en los organismos vivos (ver cronobiología). Algunos investigadores afirman haber encontrado conexiones con la salud humana.
La cantidad de luz ultravioleta UVB a 300 nm que llega a la superficie de la Tierra varía en un pequeño porcentaje durante el ciclo solar debido a las variaciones en la capa protectora de ozono. En la estratosfera, el ozono se regenera continuamente mediante la división de las moléculas de O2 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 que el aumento de los rayos UVB llegue a la superficie de la Tierra.
Radiocomunicación
Los modos Skywave de radiocomunicación funcionan desviando (refractando) las ondas de radio (radiación electromagnética) a través de la ionosfera. Durante los "picos" del ciclo solar, la ionosfera se vuelve cada vez más ionizada por fotones solares y rayos cósmicos. Esto afecta la propagación de la onda de radio de manera compleja que puede facilitar o dificultar las comunicaciones. El pronóstico de los modos de onda ionosférica es de gran interés para las comunicaciones comerciales marítimas y aéreas, los radioaficionados y los organismos de radiodifusión de onda corta. Estos usuarios ocupan frecuencias dentro de la Alta Frecuencia o 'HF' espectro de radio que se ven más afectados por estas variaciones solares e ionosféricas. Los cambios en la producción solar afectan la frecuencia máxima utilizable, un límite en la frecuencia más alta utilizable para las comunicaciones.
Clima
Se propone que las variaciones de la actividad solar a corto y largo plazo pueden afectar el clima global, pero ha resultado difícil mostrar cualquier vínculo entre la variación solar y el clima.
Las primeras investigaciones intentaron correlacionar el clima con un éxito limitado, seguidas de intentos de correlacionar la actividad solar con la temperatura global. El ciclo también afecta el clima regional. Las mediciones del Monitor de Irradiación Espectral de SORCE muestran que la variabilidad UV solar produce, por ejemplo, inviernos más fríos en los EE. UU. y el norte de Europa e inviernos más cálidos en Canadá y el sur de Europa durante los mínimos solares.
Tres mecanismos propuestos median las variaciones solares' impactos climáticos:
- Radiancia solar total ("Forcing radiativo").
- Radiancia ultravioleta. El componente UV varía más que el total, por lo que si la UV fuera por alguna razón (como aún desconocida) que tenga un efecto desproporcionado, esto podría afectar al clima.
- Cambios de rayos cósmicos galácticos, que pueden afectar la cubierta de la nube.
La variación del ciclo solar del 0,1 % tiene efectos pequeños pero detectables en el clima de la Tierra. Camp y Tung sugieren que la radiación solar se correlaciona con una variación de 0,18 K ±0,08 K (0,32 °F ±0,14 °F) en la temperatura global promedio medida entre el máximo y el mínimo solar.
Otros efectos incluyen un estudio que encontró una relación con los precios del trigo y otro que encontró una correlación débil con el flujo de agua en el río Paraná. Se han encontrado ciclos de once años en espesores de anillos de árboles y capas en el fondo de un lago hace cientos de millones de años.
El consenso científico actual, más específicamente el del IPCC, es que las variaciones solares solo juegan un papel marginal en la conducción del cambio climático global, ya que la magnitud medida de la variación solar reciente es mucho menor que el forzamiento debido a los gases de efecto invernadero. Además, la actividad solar promedio en la década de 2010 no fue más alta que en la década de 1950 (ver arriba), mientras que las temperaturas globales promedio aumentaron notablemente durante ese período. De lo contrario, el nivel de comprensión de los impactos solares en el clima es bajo.
Las variaciones solares también afectan la descomposición orbital de los objetos en la órbita terrestre baja (LEO) al alterar la densidad de la termosfera superior.
Dínamo solar
Se cree que el ciclo solar de 11 años es la mitad de un ciclo de dínamo solar Babcock-Leighton de 22 años, que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre los campos magnéticos solares toroidales y poloidales que está mediado por flujos de plasma solar que también proporciona energía al sistema de dínamo en cada paso. En el máximo del ciclo solar, el campo magnético dipolar poloidal externo está cerca de su fuerza mínima del ciclo de dínamo, pero un campo cuadrupolar toroidal interno, generado a través de la rotación diferencial dentro de la tacoclina, está cerca de su fuerza máxima. En este punto del ciclo de la dínamo, el afloramiento flotante dentro de la zona de convección fuerza la aparición del campo magnético toroidal a través de la fotosfera, dando lugar a pares de manchas solares, aproximadamente alineadas de este a oeste con polaridades magnéticas opuestas. La polaridad magnética de los pares de manchas solares alterna cada ciclo solar, un fenómeno descrito por la ley de Hale.
Durante la fase de declive del ciclo solar, la energía cambia del campo magnético toroidal interno al campo poloidal externo y las manchas solares disminuyen en número. En el mínimo solar, el campo toroidal tiene, en consecuencia, la fuerza mínima, las manchas solares son relativamente raras y el campo poloidal tiene la fuerza máxima. Durante el siguiente ciclo, la rotación diferencial convierte la energía magnética del campo poloidal al toroidal, con una polaridad opuesta al ciclo anterior. El proceso continúa continuamente y, en un escenario idealizado y simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 años corresponde a un cambio en la polaridad del campo magnético a gran escala del Sol.
Los modelos de dínamo solar indican que los procesos de transporte de flujo de plasma en el interior solar, como la rotación diferencial, la circulación meridional y el bombeo turbulento, juegan un papel importante en el reciclaje de los componentes toroidales y poloidales del campo magnético solar (Hazra y Nandy 2016). Las fortalezas relativas de estos procesos de transporte de flujo también determinan la "memoria" del ciclo solar que juega un papel importante en las predicciones del ciclo solar basadas en la física. Yeates, Nandy y Mackay (2008) y Karak y Nandy (2012), en particular, utilizaron simulaciones de dínamo solar no lineales estocásticamente forzadas para establecer que la memoria del ciclo solar es corta, con una duración de más de un ciclo, lo que implica que las predicciones precisas solo son posibles para el próximo ciclo solar y no más allá. Este postulado de una memoria de un ciclo corto en el mecanismo de la dínamo solar fue luego verificado por observación por Muñoz-Jaramillo et al. (2013).
Aunque durante mucho tiempo se pensó que la tacoclina era la clave para generar el campo magnético a gran escala del Sol, investigaciones recientes han cuestionado esta suposición. Las observaciones de radio de las enanas marrones han indicado que también mantienen campos magnéticos a gran escala y pueden mostrar ciclos de actividad magnética. El Sol tiene un núcleo radiativo rodeado por una envoltura convectiva, y en el límite de estos dos se encuentra la tacoclina. Sin embargo, las enanas marrones carecen de núcleos radiativos y tacoclinas. Su estructura consiste en una envoltura convectiva similar a la solar que existe desde el núcleo hasta la superficie. Dado que carecen de tacoclina y aún muestran una actividad magnética similar a la solar, se ha sugerido que la actividad magnética solar solo se genera en la envoltura convectiva.
Influencia especulada de los planetas
Durante mucho tiempo se ha teorizado que los planetas pueden tener una influencia en el ciclo solar, con muchos artículos especulativos publicados. Por ejemplo, un artículo de 2012 propuso que el par ejercido por los planetas en una capa de tacoclina no esférica en las profundidades del Sol puede sincronizar la dínamo solar. Sin embargo, se demostró que sus resultados son un artefacto del método de suavizado aplicado incorrectamente que conduce a la creación de alias. Desde entonces, se han propuesto modelos adicionales que incorporan la influencia de las fuerzas planetarias en el Sol. Sin embargo, se sabe que la variabilidad solar es esencialmente estocástica e impredecible más allá de un ciclo solar, lo que contradice la idea de la influencia planetaria determinista sobre la dínamo solar. Además, los modelos modernos de dínamo pueden reproducir el ciclo solar sin ninguna influencia planetaria. En consecuencia, la influencia planetaria sobre la dínamo solar se considera marginal y contradice los principios de la navaja de Occam.
En 1974, se publicó el libro más vendido El efecto Júpiter basado en la idea de que la alineación de los planetas alteraría el viento solar del Sol y, a su vez, la Tierra. 39; s tiempo. El libro predijo una serie de eventos catastróficos, todos los cuales no ocurrieron.
Contenido relacionado
Impedancia eléctrica
Luis Gathmann
Estrés