El ciclo solar de 160 minutos era una aparente oscilación periódica en la superficie solar que se observó en varios de los primeros conjuntos de datos recopilados para la heliosismología .
La presencia de un ciclo de 160 minutos en el Sol no está respaldada por observaciones solares contemporáneas, y los principales científicos consideran que la señal histórica se produce como la redistribución de energía del ciclo diurno como resultado de la ventana de observación y la extinción atmosférica.
El nacimiento de la heliosismología se produjo en 1976 con las publicaciones de los artículos de Brookes, Isaak y van der Raay [1] y Severny, Kotov y Tsap [2] , los cuales informaron sobre la observación de una oscilación solar de 160 minutos con una amplitud de aproximadamente dos metros por segundo.
Rápidamente se comprendió que esta frecuencia correspondía a un noveno de día, por lo que la autenticidad de esta señal estaba en duda. Si hay una oscilación no sinusoidal presente en una serie de tiempo, entonces la potencia se verá en un periodograma no solo a la frecuencia de la oscilación, sino también a los armónicos en múltiplos enteros de esta frecuencia. Un nuevo análisis de los datos obtenidos durante el período 1974-1976 por Brookes et al. [3] mostraron que la evidencia de una oscilación estable y coherente en fase de 160 minutos con una amplitud constante estaba lejos de ser concluyente. Aunque la señal pudo detectarse, la amplitud parecía variable y era más baja de lo que se informó inicialmente.
Se obtuvo una reafirmación de la señal de 160 minutos mediante el análisis de datos de grupos en Crimea y Stanford durante un largo período de tiempo. Se descubrió que la fase mostraba una deriva constante, lo que indica que la frecuencia utilizada en el análisis difería ligeramente de la de los datos. Esto implicó que un período de 160,01 minutos [4] produjo un mejor ajuste a los datos. También surgió evidencia de que múltiples conjuntos de observaciones tenían coherencia de fase. Estos hechos contribuyeron a la impresión de que el origen de la señal observada era estelar y no terrestre.
En 1989, cuando estuvieron disponibles conjuntos de datos de varios años de mayor calidad de un solo sitio, Elsworth et al. que el período de la señal de 160 minutos era en realidad de 160,00 minutos, y que la amplitud dependía tanto de la duración como de la calidad de los datos obtenidos en una temporada, siendo la señal más prominente en el momento en que las condiciones atmosféricas eran peores. El grupo pudo demostrar que la señal puede simularse mediante una onda sinusoidal diurna ligeramente distorsionada, como la que se puede obtener mediante extinción atmosférica diferencial. [5]
Aunque Kotov et al. en 1990, [6] y 1991, [7] el establishment científico dominante había avanzado.
Actualmente existen dos redes de observación solar, las redes BiSON y GONG , que consisten en una red global de estaciones, así como instrumentos espaciales como el instrumento GOLF a bordo de la nave espacial SOHO . Estos pueden mantener al Sol bajo observación casi continua y, por lo tanto, eliminar en gran medida la influencia de las señales diurnas. Los datos de estos instrumentos no muestran ninguna oscilación a los 160 minutos.