400 años de historia de las manchas solares, incluido el Mínimo de Maunder"La predicción para el ciclo solar 24 dio un número máximo de manchas solares suavizado de alrededor de 69 a finales del verano de 2013. El número de manchas solares suavizado alcanzó 68,9 en agosto de 2013, por lo que el máximo oficial fue al menos así de alto. El número de manchas solares suavizado volvió a aumentar hacia este segundo pico en los últimos cinco meses de 2016 y superó el nivel del primer pico (66,9 en febrero de 2012). Muchos ciclos tienen un doble pico, pero este es el primero en el que el segundo pico en el número de manchas solares fue mayor que el primero. más de cinco años en el ciclo 24. El tamaño previsto y observado hizo de este el ciclo de manchas solares más pequeño desde el ciclo 14, que tuvo un máximo de 64,2 en febrero de 1906." [1]
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, completándose lo que se conoce como ciclo de Hale .
Este ciclo se ha observado durante siglos mediante cambios en la apariencia del Sol y por fenómenos terrestres como la aurora , 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 creando el clima espacial y el impacto en las tecnologías espaciales y terrestres, así como en la atmósfera terrestre y también posiblemente en las fluctuaciones climáticas a escalas de siglos o 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.
El consenso científico actual sobre el cambio climático es que las variaciones solares sólo desempeñan un papel marginal en el impulso del cambio climático global , [2] ya que la magnitud medida de la variación solar reciente es mucho menor que el forzamiento debido a los gases de efecto invernadero. [3]
Evolución del magnetismo en el Sol.
Definición
Los ciclos solares tienen una duración media de unos 11 años. El máximo y el mínimo solar se refieren a períodos de recuento máximo y mínimo de manchas solares. Los ciclos van de un mínimo al siguiente.
Historia observacional
La idea de un ciclo solar cíclico fue formulada por primera vez por Christian Horrebow basándose en sus observaciones regulares de manchas solares realizadas entre 1761 y 1776 desde el observatorio Rundetaarn en Copenhague , Dinamarca . En 1775, Horrebow observó cómo "parece que después de un cierto número de años, la aparición del Sol se repite con respecto al número y tamaño de las manchas". [4] 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. [5] 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. [6] Wolf también creó un índice numérico estándar de manchas solares, el número de Wolf , que sigue utilizándose 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 fue nombrado mínimo de Maunder en honor al equipo de esposa y esposo Annie SD Maunder y Edward Walter Maunder , quienes investigaron exhaustivamente este intervalo peculiar. [7]
En la segunda mitad del siglo XIX, Richard Carrington y Spörer observaron de forma independiente el fenómeno de las manchas solares que aparecían en diferentes latitudes heliográficas en diferentes partes del ciclo. (Véase la ley de Spörer .) Alfred Harrison Joy describiría más tarde cómo la magnitud en la que las manchas solares están "inclinadas" (con los puntos principales más cerca del ecuador que los puntos finales) crece con la latitud de estas regiones. . (Ver 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 se conocerían colectivamente como la ley de Hale :
En el mismo hemisferio heliográfico, las regiones activas bipolares tienden a tener la misma polaridad principal.
En el hemisferio opuesto (es decir, al otro lado del ecuador solar), estas regiones tienden a tener la polaridad principal opuesta.
Las polaridades principales en ambos hemisferios cambian de un ciclo de manchas solares al 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 regresar a su estado original (incluida la polaridad). Como casi todas las manifestaciones son insensibles a la polaridad, el ciclo solar de 11 años sigue siendo el centro de la investigación; sin embargo, las dos mitades del ciclo de Hale no suelen ser idénticas: los ciclos de 11 años suelen alternar entre sumas mayores y menores del número de manchas solares de Wolf (la regla de Gnevyshev-Ohl ). [8]
En 1961, el equipo formado por Harold y Horace Babcock , formado por padre e hijo, estableció que el ciclo solar es un proceso magnético espaciotemporal que se desarrolla sobre el Sol en su conjunto. Observaron que la superficie solar está magnetizada fuera de las manchas solares, que este campo magnético (más débil) es un dipolo de primer orden y que este dipolo sufre inversiones de polaridad con el mismo período que el ciclo de las manchas solares. El modelo Babcock de Horacio describió el campo magnético oscilatorio del Sol con una periodicidad casi estable de 22 años. [5] [9] Cubría el intercambio oscilatorio de energía entre los componentes del campo magnético solar toroidal y poloidal .
Historia del ciclo
Reconstrucción de la actividad solar a lo largo de 11.400 años.
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 cálido período boreal ). [10] [11] [12] El Sol estuvo en un nivel similarmente alto de actividad magnética durante sólo ~10% de los últimos 11.400 años. Casi todos los períodos anteriores de alta actividad fueron más cortos que el episodio actual. [11] 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 Inferior es de 10,62 años [13] y de manera similar en el Neoproterozoico . [14] [15]
Eventos de actividad solar registrados en radiocarbono. El período actual está a la derecha. No se muestran los valores desde 1900.
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 las investigaciones demostraron que el más largo de ellos (1784-1799) en realidad pudo haber sido dos ciclos. [17] [18] Si es así, la duración media sería sólo de unos 10,7 años. Desde que comenzaron las observaciones, se han observado ciclos tan cortos como de 9 años y tan largos como 14 años, y si el ciclo de 1784-1799 es doble, entonces uno de los dos ciclos componentes tenía que tener una duración inferior a 8 años. También se producen importantes variaciones de amplitud.
Existen varias listas de "grandes mínimos" históricos propuestos de actividad solar. [10] [19]
Ciclos recientes
Ciclo 25
El ciclo solar 25 comenzó en diciembre de 2019. [20] Se han hecho varias predicciones para el ciclo solar 25 [21] basadas en diferentes métodos, que van desde una magnitud muy débil hasta una magnitud fuerte. Una predicción basada en la física que se basa en los modelos de transporte de flujo de superficie solar y dinamo 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. el ciclo 25 es similar o ligeramente más fuerte que el ciclo 24. [22] 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 llegó a un consenso preliminar mediante un Panel de Predicción del Ciclo Solar 25. [23] El Panel, que fue organizado por el Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC) de la NOAA y la NASA , basándose en las predicciones publicadas del ciclo solar 25, concluyó que el ciclo solar 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, expresados en términos del número revisado de manchas solares.
Ciclo 24
El ciclo solar 24 comenzó el 4 de enero de 2008, [24] con actividad mínima hasta principios de 2010. [25] [26] El ciclo presentó un máximo solar de "doble pico" . El primer pico alcanzó 99 en 2011 y el segundo a principios de 2014 a 101. [27] El ciclo 24 terminó en diciembre de 2019 después de 11,0 años. [20]
Ciclo 23
El ciclo solar 23 duró 11,6 años, comenzando en mayo de 1996 y terminando en enero de 2008. El número máximo de manchas solares suavizadas (número mensual de manchas solares promediado durante un período de doce meses) observado durante el ciclo solar fue 120,8 (marzo de 2000), y el mínimo fue 1,7. [28] Un total de 805 días no tuvieron manchas solares durante este ciclo. [29] [30] [31]
Fenómenos
Debido a que el ciclo solar refleja la actividad magnética, varios fenómenos solares impulsados magnéticamente siguen al ciclo solar, incluidas manchas solares, fáculas/plagas, redes y eyecciones de masa coronal.
Manchas solares
Un dibujo de una mancha solar en las Crónicas de Juan de Worcester , ca. 1100. [32]
La superficie aparente del Sol, la fotosfera, irradia más activamente cuando hay más manchas solares. El seguimiento satelital de la luminosidad solar reveló una relación directa entre el ciclo solar y la luminosidad con una amplitud de pico a pico de aproximadamente el 0,1%. [33] La luminosidad disminuye hasta un 0,3% en una escala de tiempo de 10 días cuando grandes grupos de manchas solares giran a través de la vista de la Tierra y aumenta hasta un 0,05% durante un máximo de 6 meses debido a fáculas asociadas con grandes grupos de manchas solares. [34]
A medida que comienza cada ciclo, aparecen manchas solares en latitudes medias y luego se acercan cada vez 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 promediada mensualmente de las manchas solares. 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.
Esta versión del diagrama de mariposa de las manchas solares fue construida por el grupo solar del Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA. La versión más reciente se puede encontrar en solarcyclescience.com
Mientras que los cambios del campo magnético se concentran en las manchas solares, todo el Sol sufre cambios análogos, aunque de menor magnitud.
Diagrama de tiempo versus latitud solar de la componente radial del campo magnético solar, promediado a lo largo de sucesivas rotaciones solares. La firma "mariposa" de las manchas solares es claramente visible en latitudes bajas. Diagrama construido por el grupo solar en el Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA. La versión más reciente se puede encontrar en solarcyclescience.com
Fáculas y playa
Evolución del área de la plaga solar a lo largo del tiempo.
Las fáculas son elementos magnéticos brillantes de la fotosfera. Se extienden hasta la cromosfera, donde se les conoce como plage. La evolución de las áreas de playa generalmente se sigue a partir de observaciones solares en la línea Ca II K (393,37 nm). [35] La cantidad de fácula y área de playa varía en fase con el ciclo solar, y son más abundantes que las manchas solares en aproximadamente un orden de magnitud. [36] Exhiben una relación no lineal con las manchas solares. [37] Las regiones de Plage también están asociadas con fuertes campos magnéticos en la superficie solar. [38] [39]
Llamaradas solares y eyecciones de masa coronal
El campo magnético solar estructura la corona, dándole su forma característica visible en momentos de eclipses solares. Las estructuras complejas del campo magnético coronal evolucionan en respuesta a los movimientos de los fluidos en la superficie solar y a la aparición del flujo magnético producido por la acción de la dinamo 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 las CME son causadas por una liberación repentina y localizada de energía magnética, que impulsa la emisión de radiación ultravioleta y de rayos X, así como de 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 llama clima espacial . En consecuencia, la aparición de tormentas geomagnéticas [40] y eventos de partículas energéticas solares [41] muestra una fuerte variación del ciclo solar, alcanzando un máximo cercano al máximo de manchas solares.
La frecuencia de aparición de eyecciones y llamaradas de masa coronal está fuertemente modulada por el ciclo. Las llamaradas de cualquier tamaño son unas 50 veces más frecuentes en el máximo solar que en el mínimo. Las grandes eyecciones de masa coronal ocurren en promedio unas pocas veces al día durante el máximo solar, hasta una cada pocos días durante el mínimo solar. El tamaño de estos eventos en sí no depende sensiblemente de la fase del ciclo solar. Un ejemplo de ello son las tres grandes llamaradas de clase X que ocurrieron en diciembre de 2006, muy cerca del mínimo solar; una llamarada X9.0 el 5 de diciembre es una de las más brillantes registradas. [42]
Patrones
Una descripción general de tres ciclos solares muestra la relación entre el ciclo solar, los rayos cósmicos galácticos y el estado del entorno espacial cercano de la Tierra. [43]
Junto con el ciclo de las manchas solares de aproximadamente 11 años, se han planteado la hipótesis de una serie de patrones y ciclos adicionales. [8]
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 mayores tienden a tardar menos tiempo en alcanzar sus máximos que los ciclos con amplitudes más pequeñas. [44] Este efecto lleva el nombre de Max Waldmeier , quien lo describió por primera vez. [45]
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. [8]
ciclo de gleissberg
El ciclo de Gleissberg describe una modulación de amplitud de los ciclos solares con un período de aproximadamente 70 a 100 años, o siete u ocho ciclos solares. Lleva el nombre de Wolfgang Gleißberg. [8] [46] [47] [48]
Estas variaciones se han reproducido con éxito utilizando modelos que emplean ecuaciones de continuidad del flujo magnético y números de manchas solares observados para cuantificar la aparición de flujo magnético desde la parte superior de la atmósfera solar y hacia la heliosfera , [51] mostrando 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 de suess
El ciclo de Suess , o ciclo de Vries , es un ciclo presente en los sustitutos de radiocarbono de la actividad solar con un período de unos 210 años. Lleva el nombre de Hans Eduard Suess y Hessel de Vries . [47] 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 solo. [8]
Otros ciclos hipotéticos
Ciclos de variación solar de Hallstatt de 2.300 años.
Se ha propuesto una periodicidad de la actividad solar con períodos superiores al ciclo solar de unos 11 (22) años, que incluyen:
En estudios de proporciones de carbono-14 , se han propuesto ciclos de 105, 131, 232, 385, 504, 805 y 2241 años, posiblemente coincidiendo con ciclos derivados de otras fuentes. [56] Damon y Sonett [57] propusieron variaciones a mediano y corto plazo basadas en el carbono 14 de períodos de 208 y 88 años; además de sugerir un período de radiocarbono de 2300 años que modula el período de 208 años. [58]
Los ciclos de actividad 21, 22 y 23 se observan en el índice de número de manchas solares, TSI, flujo de radio de 10,7 cm e índice de llamaradas. Las escalas verticales para cada cantidad se han ajustado para permitir la superposición en el mismo eje vertical que la ETI. Las variaciones temporales de todas las cantidades están estrechamente sincronizadas en fase, pero el grado de correlación en las amplitudes es variable hasta cierto punto.
Magnetismo superficial
Las manchas solares eventualmente se desintegran, liberando flujo magnético en la fotosfera. Este flujo se dispersa y agita por convección turbulenta y flujos solares a gran escala. Estos mecanismos de transporte conducen a la acumulación de productos de desintegración magnetizados en altas latitudes solares, invirtiendo eventualmente la polaridad de los campos polares (obsérvese cómo los campos azul y amarillo se invierten en el gráfico de Hathaway/NASA/MSFC anterior).
El componente dipolar del campo magnético solar invierte la polaridad alrededor del momento del máximo solar y alcanza su máxima intensidad en el mínimo solar.
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 . Por lo tanto , los diseños de misiones futuras ( por ejemplo , para una misión a Marte ) incorporan un "refugio contra tormentas" protegido contra la radiación al que los astronautas puedan retirarse durante tal evento.
Gleißberg desarrolló un método de pronóstico CME que se basa en ciclos consecutivos. [59]
El aumento de la irradiancia durante el máximo solar expande la envoltura de la atmósfera terrestre, provocando que los desechos espaciales en órbita baja vuelvan a entrar más rápidamente.
Algunos rayos cósmicos de alta energía que ingresan a la atmósfera de la Tierra chocan con suficiente fuerza con los componentes atmosféricos moleculares que ocasionalmente causan reacciones de espalación nuclear . Los productos de fisión incluyen radionucleidos como el 14 C y el 10 Be 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. [61] 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 épocas de actividad suprimida, de diferentes duraciones, han ocurrido repetidamente durante ese período de tiempo. [ cita necesaria ]
Atmosférico
Radiacion solar
La irradiancia solar total (TSI) es la cantidad de energía radiativa solar que incide en la atmósfera superior de la Tierra. Las variaciones del TSI eran indetectables hasta que comenzaron las observaciones por satélite a finales de 1978. Desde la década de 1970 se lanzaron una serie de radiómetros en satélites . [62] Las mediciones de TSI variaron de 1355 a 1375 W/m 2 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 que no se superponen fue interpolada por el grupo ACRIM en un compuesto que muestra un aumento de +0,037% por década. Otra serie basada en datos de ACRIM es producida por el grupo PMOD y muestra una tendencia a la baja del −0,008%/década. [63] Esta diferencia del 0,045%/década puede afectar los modelos climáticos. Sin embargo, la irradiancia solar total reconstruida con modelos favorece la serie PMOD, conciliando así el problema de la brecha ACRIM. [64] [65]
La irradiancia solar varía sistemáticamente a lo largo del ciclo, [66] tanto en la irradiancia 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 del ciclo que durante el mínimo solar terminal. El magnetismo fotosférico parece ser la causa principal (96%) de la variación del TSI entre 1996 y 2013. [67] La proporción de luz ultravioleta a luz visible varía. [68]
TSI varía en fase con el ciclo de actividad magnética solar [69] con una amplitud de aproximadamente 0,1% alrededor de un valor promedio de aproximadamente 1361,5 W/m 2 [70] (la " constante solar "). Las variaciones en torno al 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 [71] (consulte los gráficos de variación de TSI). [72] Las variaciones del TSI de la era de los satélites muestran tendencias pequeñas pero detectables. [73] [74]
El 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 de la red "brillante", que son más brillantes (más calientes) que la fotosfera promedio. En conjunto, compensan en exceso el déficit de irradiancia asociado con las manchas solares más frías, pero menos numerosas. [75] El principal impulsor de los cambios de TSI en las escalas de tiempo de rotación y ciclo solar es la cobertura fotosférica variable de estas estructuras magnéticas solares radiativamente activas. [76]
Los cambios de energía en la irradiancia ultravioleta implicados 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 irradiancia ultravioleta provocó una mayor producción de ozono, lo que provocó un calentamiento estratosférico y desplazamientos hacia los polos en los sistemas eólicos estratosféricos y troposféricos . [77]
Radiación de longitud de onda corta
Un ciclo solar: un montaje de diez años de imágenes de Yohkoh SXT, que demuestran la variación de la actividad solar durante un ciclo solar, desde el 30 de agosto de 1991 hasta el 6 de septiembre de 2001. Crédito: la misión Yohkoh de ISAS (Japón) y NASA (EE.UU.).
Con una temperatura de 5870 K, la fotosfera emite una proporción de 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 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 rayos X varía notablemente a lo largo del ciclo.
El montaje fotográfico de la izquierda ilustra esta variación de los rayos X blandos , observada por el satélite japonés Yohkoh desde después del 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 relacionadas con el ciclo en el flujo de radiación solar UV o EUV, como lo observan, por ejemplo, los satélites SOHO o TRACE .
Aunque sólo 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 ultravioleta solar es un importante impulsor de la química estratosférica , y los aumentos de la radiación ionizante afectan significativamente la temperatura y la conductividad eléctrica influenciadas por la ionosfera .
Flujo de radio 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. [78] 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 del plasma coronal difuso y 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 las frecuencias de onda media y baja VHF también se ven afectadas. 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 .
Un flujo solar de 10,7 cm podría interferir con las comunicaciones terrestres punto a punto. [79]
Nubes
Las especulaciones sobre los efectos de los cambios de los rayos cósmicos a lo largo del ciclo potencialmente incluyen:
Los cambios en la ionización afectan la abundancia de aerosoles que sirven como núcleo de condensación para la formación de nubes. [80] Durante los mínimos solares, más rayos cósmicos llegan a la Tierra, creando potencialmente partículas de aerosol ultrapequeñas como precursoras de los núcleos de condensación de las nubes . [81] Las nubes formadas a partir de mayores cantidades de núcleos de condensación son más brillantes, tienen una vida más larga y es probable que produzcan menos precipitaciones.
Un cambio en los rayos cósmicos podría afectar ciertos tipos de nubes. [82]
Se propuso que, particularmente en latitudes altas , la variación de los rayos cósmicos puede afectar la cobertura de nubes terrestres a baja altitud (a diferencia de la falta de correlación con las nubes a gran altitud), parcialmente influenciada por el campo magnético interplanetario impulsado por el sol (así como el paso a través del espacio galáctico). armas durante períodos de tiempo más largos), [83] [84] [85] [86] pero esta hipótesis no fue confirmada. [87]
Artículos posteriores demostraron que la producción de nubes a través de rayos cósmicos no podía explicarse mediante partículas de nucleación. Los resultados del acelerador no lograron producir partículas suficientes y lo suficientemente grandes como para dar lugar a la formación de nubes; [88] [89] esto incluye observaciones después de una gran tormenta solar. [90] Las observaciones posteriores a Chernobyl no muestran ninguna nube inducida. [91]
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. [92]
La cantidad de luz ultravioleta UVB a 300 nm que llega a la superficie de la Tierra varía en un pequeño porcentaje a lo largo del ciclo solar debido a variaciones en la capa protectora de ozono . En la estratosfera, el ozono se regenera continuamente mediante la división de las moléculas de O 2 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 un aumento de UVB llegue a la superficie de la Tierra. [93] [94]
Comunicación por radio
Los modos de comunicación por radio Skywave funcionan doblando ( refractando ) 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 rayos cósmicos . Esto afecta la propagación de la onda de radio de formas complejas que pueden facilitar o dificultar las comunicaciones. La predicción de los modos de ondas ionosféricas es de considerable interés para las comunicaciones marítimas y aéreas comerciales , los radioaficionados y las emisoras de onda corta . Estos usuarios ocupan frecuencias dentro del espectro de radio de alta frecuencia o 'HF' que son las más afectadas 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, tanto a largo como a corto plazo, afectan potencialmente el clima global, pero ha resultado difícil mostrar algún vínculo entre la variación solar y el clima. [2]
Las primeras investigaciones intentaron correlacionar el clima con éxito limitado, [95] seguidas de intentos de correlacionar la actividad solar con la temperatura global. El ciclo también impacta el clima regional. Las mediciones del Monitor de Irradiancia Espectral de SORCE muestran que la variabilidad solar UV 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. [96]
Tres mecanismos propuestos median los impactos climáticos de las variaciones solares:
Irradiancia ultravioleta. El componente UV varía más que el total, por lo que si por alguna razón (aún desconocida) los rayos UV tuvieran un efecto desproporcionado, esto podría afectar el clima.
La variación del ciclo solar del 0,1% tiene efectos pequeños pero detectables en el clima de la Tierra. [97] [98] [99] Camp y Tung sugieren que la irradiancia 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. [100]
Otros efectos incluyen un estudio que encontró una relación con los precios del trigo, [101] y otro que encontró una correlación débil con el flujo de agua en el río Paraná . [102] Se han encontrado ciclos de once años en espesores de anillos de árboles [13] y capas en el fondo de un lago [14] hace cientos de millones de años.
El consenso científico actual sobre el cambio climático es que las variaciones solares sólo desempeñan un papel marginal en el impulso del cambio climático global , [2] ya que la magnitud medida de la variación solar reciente es mucho menor que el forzamiento debido a los gases de efecto invernadero. [3] Además, la actividad solar promedio en la década de 2010 no fue mayor que en la década de 1950 (ver arriba), mientras que las temperaturas globales promedio habían aumentado notablemente durante ese período. De lo contrario, el nivel de comprensión de los impactos solares en el clima es bajo. [103]
Se cree que el ciclo solar de 11 años es la mitad de un ciclo de dinamo solar Babcock-Leighton de 22 años , que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre campos magnéticos solares toroidales y poloidales mediado por flujos de plasma solar que también proporciona energía al sistema de dinamo en cada paso. En el máximo del ciclo solar , el campo magnético dipolar poloidal externo está cerca de su fuerza mínima de dinamociclo, 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 dinamo, un afloramiento boyante 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 se alterna en cada ciclo solar, fenómeno descrito por la ley de Hale . [105] [106]
Durante la fase decreciente del ciclo solar, la energía pasa del campo magnético toroidal interno al campo poloidal externo y las manchas solares disminuyen en número. En el mínimo solar, el campo toroidal tiene, correspondientemente, una intensidad mínima, las manchas solares son relativamente raras y el campo poloidal tiene una intensidad máxima. Durante el siguiente ciclo, la rotación diferencial convierte la energía magnética del campo poloidal al toroidal, con una polaridad opuesta a la del ciclo anterior. El proceso continúa de forma continua 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. [107] [108]
Los modelos de dinamo 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, desempeñan un papel importante en el reciclaje de los componentes toroidales y poloidales del campo magnético solar (Hazra y Nandy 2016). Las fuerzas 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 dinamo solar no lineal forzada estocásticamente para establecer que la memoria del ciclo solar es corta y dura más de un ciclo, lo que implica que solo es posible realizar predicciones precisas. para el próximo ciclo solar y no más allá. Este postulado de una memoria corta de un ciclo en el mecanismo de la dinamo solar fue verificado posteriormente mediante observaciones por Muñoz-Jaramillo et al. (2013).
Aunque durante mucho tiempo se ha pensado que la tacoclina es 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 tacloclinas. 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 aun así muestran una actividad magnética similar a la solar, se ha sugerido que la actividad magnética solar sólo se genera en la envoltura convectiva. [109]
Influencia especulada de los planetas.
Un artículo de 2012 propuso que el par ejercido por los planetas sobre una capa tacoclina no esférica en las profundidades del Sol puede sincronizar la dinamo solar. [110] Se demostró que sus resultados eran un artefacto del método de suavizado aplicado incorrectamente que conduce al aliasing . [111] Desde entonces se han propuesto modelos adicionales que incorporan la influencia de las fuerzas planetarias sobre el Sol. [112] 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 dinamo solar. [113] Los modelos de dinamo modernos son capaces de reproducir el ciclo solar sin ninguna influencia planetaria. [114]
En 1974, el libro El efecto Júpiter sugirió que la alineación de los planetas alteraría el viento solar del Sol y, a su vez, el clima de la Tierra, culminando en múltiples catástrofes el 10 de marzo de 1982. Ninguna de las catástrofes ocurrió. En 2023, un artículo de Cionco et al. demostró la improbabilidad de que el efecto de marea sospechado en el Sol impulsado por Venus y Júpiter fuera significativo en todo el potencial de generación de mareas solares. [115]
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enlaces externos
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con los ciclos solares .
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Datos recientes de irradiancia solar total Archivados el 6 de julio de 2013 en Wayback Machine y actualizados todos los lunes.
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