CICLO SOLAR

WIKIPEDIA 04h18min de 3 de outubro de 2004‎    11h13min de 24 de janeiro de 2007‎ (c) Professor Angelo Antonio Leithold


O ciclo solar, também conhecido como ciclo solar de Schwabe é o ciclo que mostra a atividade do sol em intervalos de aproximadamente 11 anos. A observação solar em todos os comprimentos de onda pode ser considerada de fundamental importância para a compreensão do cosmos. Pode-se afirmar que sua compreensão é o primeiro passo em direção ao espaço. O Sol é, e sempre será, laboratório para a obtenção "in situ" dos dados necessários para a elaboração das teorias necessárias ao entendimento dos processos, fenômenos e suas causas, que ocorrem em todos os corpos a partir do Sistema Solar em direção ao Universo, incluindo a Terra. 
O ciclo de atividade magnética solar é a mudança quase periódica de 11 anos na atividade solar, incluindo alterações nos níveis de radiação solar, de ejeção de material solar, aparência, alterações no número e tamanho das manchas solares, flares e outras manifestações. É observado por mudanças na aparência do Sol e por mudanças vistas na Terra, como auroras, etc, durante séculos. As mudanças no Sol causam efeitos no espaço, na atmosfera e na superfície da Terra. Embora seja a variável dominante na atividade solar, ocorrem flutuações aperiódicas.
As variações têm uma duração média de cerca de 11 anos. O solar ''máximo e mínimo'' referem-se respectivamente aos períodos de contagem de máximo e mínimo de manchas solares. Como ciclo, foi descoberto em 1843 por Samuel Heinrich Schwabe , que após 17 anos de observações notou uma variação periódica do número médio de manchas solares . [3] Rudolf Wolf estudou essas e outras observações, reconstruindo-o até 1745, projetando essas reconstruções para as primeiras observações de manchas solares por Galileo e contemporâneos no início do século XVII.
Seguindo o esquema de numeração de Wolf, o ciclo 1755-1766 é tradicionalmente numerado "1". Wolf criou um índice padrão de manchas solares, o índice Wolf, que continua a ser usado hoje. O período entre 1645 e 1715 foi uma época de poucas manchas solares, [4] conhecido como o mínimo de Maunder, que pesquisou este evento peculiar .
Na segunda metade do século XIX, Richard Carrington observou independentemente os fenômenos das manchas solares e verificou sua aparição em latitudes diferentes em diferentes partes do ciclo. A base física do ciclo foi elucidada por Hale e colaboradores, que em 1908 mostrou que as manchas eram fortemente magnetizadas (Foi a primeira detecção de campos magnéticos para além da Terra). Em 1919 eles mostraram que a polaridade magnética dos pares de manchas solares são constantes ao longo de um ciclo, são opostas ao longo do equador ao longo de um ciclo e Invertem-se de um ciclo para o seguinte. 
As observações de Hale revelaram que o ciclo magnético completo abrange dois ciclos solares de onze anos, ou seja, vinte e dois anos, antes de retornar ao seu estado original. No entanto, como quase todas as manifestações são insensíveis à polaridade, o "ciclo solar de 11 anos" continua a ser o foco da pesquisa. Em 1961 Harold e Horace Babcock estabeleceram que o ciclo solar é um processo espaçotemporal magnético que se desdobra no Sol como um todo. Observaram que a superfície solar é magnetizada fora das manchas solares, que este campo magnético é a primeira ordem de um dipolo magnético. Descobriram que o dipolo sofre reversões de polaridade acompanhando o período do ciclo .
Confirmaram que campo magnético oscilatório do Sol tem uma periodicidade quase constante de 22 anos. [2] [3] e que a troca de oscilação de energia entre componentes do campo magnético solar são poloidais e toroidais. Que as duas metades do ciclo de 22 anos não são idênticas, normalmente ciclos alternados mostram contagens inferiores de manchas solares, chamado de "regra Gnevyshev-Ohl." [5]


Reconstrução da atividade solar por mais de 11.400 anos. Período de atividade igualmente alta há mais de 8 mil anos marcado. (FONTE: NOAA)

O número de manchas solares ao longo dos últimos 11.400 anos foram reconstruídos usando Carbono-14 baseado na dendroclimatologia. O nível de atividade solar começando na década de 1940 é excepcional - o último período de magnitude similar ocorreu por volta de 9.000 anos atrás, durante o aquecimento no período Boreal . [6] [7] [8] O Sol estava com elevado nível de atividade magnética em 10% dos últimos 11.400 anos. Quase todos os primeiros períodos de alta atividade foram mais curtos do que o presente episódio. [7]


Eventos de atividade solar registrados em radiocarbono. O período atual está à direita. Valores desde 1900 não mostrados. (FONTE: NASA)


Os mínimos  da atividade solar [6] a partir de 690 aC, 360 aC, 770 aC, 1390 aC, 2860 aC, 3340 aC, 3500 aC, 3630 aC, 3940 aC, 4230 aC, 4330 aC, 5260 aC, 5460 aC, 5620 aC, 5710aC, 5990 aC, 6220 aC, 6400 aC, 7040 aC, 7310 aC, 7520 aC, 8220 aC e 9170 aC. Desde que as observações começaram, os ciclos variaram de 9-14 anos. Também ocorrem variações de amplitude significativas.

De 28 ciclos de 309 anos entre 1699 e 2008, tem um comprimento médio de 11,04 anos,  o mais longo destes (1784-1799) parece realmente ter sido dois ciclos, [10 ] [11] o que significa que um dos dois  durou menos de 8 anos. O ciclo solar atual começou em 4 de janeiro de 2008, com atividade mínima até o início de 2010. [12] [13] É a menor atividade solar registrada desde  1750 e tem um pico duplo de máximo solar. O primeiro pico atingiu 99 MS em 2011 e no início de 2014, 101 MS. [14] O número máximo de manchas solares suavizadas (número mensal de manchas solares médias em um período de doze meses) observado durante o ciclo solar foi de 120,8 (março de 2000), e o mínimo foi de 11,6 anos, iniciado em maio de 1996 e terminado em janeiro de 2008. [15] Um total de 805 dias não teve manchas solares. [16] [17] [18] A superfície aparente do Sol, a fotosfera, irradia mais ativamente quando há mais manchas solares. O monitoramento por satélite da luminosidade solar revela uma relação direta entre o ciclo de Schwabe e a luminosidade, com uma amplitude de pico-a-pico de cerca de 0,1%. [19] A luminosidade diminui em até 0,3% em um prazo de 10 dias, quando grandes grupos de manchas solares girar através da vista da Terra e aumento em até 0,05% por até 6 meses, devido à faculae associada a grandes grupos de manchas solares. [20] A melhor informação hoje vem do SOHO (Projeto cooperativo da Agência Espacial Europeia e NASA ), como o MDI, magnetograma, onde a "superfície" solar, o campo magnético podem ser vistos.
Quando cada ciclo começa, as manchas solares aparecem em latitudes médias e, em seguida, se deslocam cada vez mais perto do equador até atingir o mínimo solar. Esse padrão é melhor visualizado na forma do chamado diagrama borboleta. As imagens do Sol são divididas em tiras latitudinais e calculada a superfície fracionária média mensal das manchas solares. Isso é plotado verticalmente como uma barra codificada por cores, e o processo é repetido mês após mês para produzir este diagrama de séries temporais.
O campo magnético solar estrutura a corona, dando-lhe a sua forma característica visível em momentos de eclipses solares. As estruturas do campo magnético coronais complexas evoluem em resposta a movimentos fluidos na superfície solar, e o surgimento de fluxo magnético produzido pela ação do dínamo  no interior solar. Por razões ainda não compreendidas em pormenor, por vezes, estas estruturas perdem estabilidade, levando a ejeções coronais de massa ao espaço interplanetário, causadas pela libertação súbita localizada de energia magnética, emissão de radiação ultravioleta e de raios-X, bem como partículas energéticas. Estes fenômenos eruptivos podem ter um impacto significativo no ambiente da atmosfera da Terra, e são os principais impulsionadores do que é agora chamado clima espacial.

A freqüência de ocorrência de ejeção de massa coronal e flares é fortemente modulada pelo ciclo. Flares de qualquer tamanho são cerca de 50 vezes mais freqüentes no máximo solar do que no mínimo. As grandes ejeções de massa coronal ocorrem, em média, algumas vezes ao dia no máximo solar, até um a cada poucos dias no mínimo solar. O tamanho desses eventos em si não depende sensivelmente da fase do ciclo solar. Um caso em destaque são as três grandes erupções de classe X que ocorreram em dezembro de 2006, muito próximo ao mínimo solar; Um flare X9.0 em 5 de dezembro está como um dos mais brilhantes no registro. [21]
O chamado efeito Waldmeier atribui a observação de que ciclos com amplitudes máximas maiores tendem a levar menos tempo para atingir seus máximos do que ciclos com amplitudes menores; [23] amplitudes máximas são negativamente correlacionados com os comprimentos dos ciclos anteriores, auxiliando predição. [24] Entre máximos solares também ocorrem flutuações em escalas de tempo maiores que os ciclos solares. Tendências crescentes e decrescentes podem continuar por períodos de um século ou mais.

O chamado ciclo Gleissberg 70-100 anos pode ser uma modulação em amplitude do ciclo de Schwabe, [5] [25] [26] O ciclo Gleisberg implícita de que o próximo ciclo solar têm um máximo suavizado do número de manchas solares de cerca de 145 ± 30 em 2010 (em vez de 2010 foi logo depois de mínimo solar) em que o ciclo seguinte terá um máximo de cerca de 70 MS ± 30 em 2023. [27]

Variações centenárias associadas aos campos magnéticos na corona e heliosfera foram detectadas usando isótopos cosmogênicos carbono 14 e berílio-10  armazenados em reservatórios terrestres, em camadas de gelo e anéis de árvores [28], usando observações históricas de tempestades geomagnéticas. O intervalo de tempo entre o final dos dados de isótopos cosmogênicos utilizáveis ​​e o início de dados de satélites modernos. [29] Estas variações foram com sucesso reproduzidas utilizando modelos que empregam equações de continuidade de fluxo magnético e observando número de manchas solares para quantificar o surgimento de fluxo magnético a partir do topo da atmosfera solar e na heliosfera , [30] mostrando que as observações das manchas solares, a atividade geomagnética e isótopos cosmogênicos oferecem uma compreensão convergente das variações da atividade solar. A periodicidade da atividade solar com períodos mais longos do que o ciclo de manchas solares tem sido proposto, [5] , inclui:

O ciclo de Suess de 210 anos (também conhecido como "ciclo de Vries"). [26] Este ciclo é gravado a partir de estudos de radiocarbono, embora "pouca evidência do Ciclo Suess" aparece no registro de manchas solares de 400 anos. [5] )

O ciclo de Hallstatt é hipótese de estender por aproximadamente 2.300 anos. [31] [32]

Um ciclo ainda sem nome pode se estender por mais de 6.000 anos. [33]

Com carbono-14 foram observados ciclos de 105, 131, 232, 385, 504, 805 e 2.241 anos, os ciclos de derivados de outras fontes possivelmente correspondente. [34] Damon e Sonett [35] propõe que o carbono 14 com base em variações de curto prazo dos períodos 208 e 88 anos; Bem como sugere um período de 2300 anos radiocarbono que modula o período de 208 anos. [36] Durante o Permiano Superior 240 milhões de anos atrás, as camadas de minerais criadas na Formação Castela mostram ciclos de 2.500 anos.
O  campo magnético e as estruturas da atmosfera do Sol além das camadas exteriores são percorridas e influídas pelo vento solar. Suas variações espaçotemporais levam a vários fenômenos solares mensuráveis. Outros fenômenos solares estão intimamente relacionados ao ciclo, que serve como fonte de energia e motor dinâmico para o primeiro. As manchas solares , eventualmente decaem, liberando fluxo magnético na fotosfera. Este fluxo é disperso e agitado por convecção turbulenta e grandes fluxos solares. Estes mecanismos de transporte levam à acumulação de produtos de decaimento magnetizados em latitudes solares elevadas, eventualmente reverter a polaridade dos campos polares. O componente dipolar do campo magnético solar inverte a polaridade em torno do tempo do máximo solar e alcança a força máxima no mínimo solar. CMEs ( ejeções de massa coronal ) produzem um fluxo de radiação de alta energia de prótons , às vezes conhecidos como raios cósmicos solares. Estes podem causar danos de radiação para a eletrônica e as células solares em satélites. Eventos de prótons solares também podem causar danos em equipamentos eletrônicos, ao mesmo tempo, o fluxo reduzido de radiação cósmica galáctica durante o máximo solar diminui a componente de alta energia do fluxo de partículas. A radiação CME é perigosa para astronautas  que estão fora da blindagem produzida pelo campo magnético da Terra . Projetos para futura missão ( por exemplo, missão a Marte ) devem incorporar um "abrigo de tempestade" e blindagem de radiação para astronautas para se retirarem durante um evento como esse. O aumento da irradiância durante o máximo solar expande o envelope da atmosfera da Terra, causando forçando a reentrada de detritos, "limpando a órbita da Terra''.
A expansão externa de material ejetado de energia solar no espaço  fornece plasma mais denso que é eficiente na dispersão de alta energia dos raios cósmicos que entram no sistema solar a partir da galáxia. A frequência de eventos eruptivos solares é modulada pelo ciclo, alterando o grau de dispersão de raios cósmicos no sistema solar exterior. Como conseqüência, o fluxo de raios cósmicos no sistema solar interno é anticorrelacionado com o nível geral de atividade solar. Esta anticorrelação é claramente detectada em medições de fluxo de raios cósmicos na superfície da Terra. O efeito é de variação de vários por cento sobre o ciclo solar, maior do que a variação típica de 0,1% na irradiância solar total. [38] [39] Alguns raios cósmicos de alta energia que entram na atmosfera da Terra colidem com força suficiente com constituintes atmosféricos moleculares para causar ocasionalmente reações nucleares de fragmentação. Produtos de fissão incluem radionuclídeos tais como 14 C e 10 Be que se instalam na superfície da Terra. Sua concentração pode ser medida em núcleos de gelo, permitindo uma reconstrução dos níveis de atividade solar no passado distante. [40] Tais reconstruções indicam que o nível geral de atividade solar desde meados do século XX, está entre as mais altas dos últimos 10.000 anos, e que épocas de atividade suprimida, de diferentes durações ocorreram repetidamente durante esse intervalo de tempo.
A irradiância solar total (ETI) é a quantidade de energia radiativa solar incidente na atmosfera superior da Terra. Variações TSI eram indetectáveis até observações de satélite em 1978. Uma série de radiômetros foram lançadas a satélites a partir dos anos 1970 até a década de 2000. [41] As medições ETI variaram de 1360-1370 W / m2 em dez satélites. Um dos satélites, o Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor foi lançado pelo grupo ACRIM. A controvertida "lacuna ACRIM" entre 1989-1991 entre satélites não sobrepostos foi interpolada por um composto ACRIM mostrando aumento de + 0,037% / década. Outra série baseada em dados ACRIM é produzida pelo grupo PMOD. Sua série mostra uma tendência de queda de -0,008% / década. [42] Esta 0,045% / década modelos impactos diferença climáticas.

A irradiância solar varia sistematicamente ao longo do ciclo, [43] tanto em irradiância total quanto em seus componentes relativos (UV vs frequências visíveis e outros). A luminosidade solar é uma estimativa de 0,07 por cento mais brilhante durante a meio do ciclo máximo solar do que o mínimo solar terminal. O magnetismo fotosférico parece ser a causa primária (96%) de variação 1996-2013 ETI. [44] A proporção de radiação ultravioleta à luz visível varia. [45]

ETI varia em fase com o ciclo solar magnético actividade [46] com uma amplitude de cerca de 0,1% em torno de um valor médio de cerca de 1361,5 W / m 2 [47] (a " constante solar "). Variações sobre a média de até 0,3% são causadoas por grandes grupos de manchas e de + 0,05%, em grande fáculas e a rede brilhante sobre uma escala de tempo de 7-10 dias [48] (ver TSI variação ilustrações). [49] As variações Satellite-era da ETI mostram pequenas oscilações. [50] [51]

A TSI é maior no máximo solar, mesmo que as manchas solares sejam mais escuras (mais frias) do que a fotosfera média. Isto é causado por estruturas magnetizadas que não sejam manchas solares durante máximos solares, como faculações e elementos ativos da rede "brilhante", que são mais brilhantes (mais quentes) do que a fotossfera média. Eles coletivamente supercompensam o déficit de irradiação associado com o resfriamento. O principal gerador de mudanças de ETI nas escalas de tempo de ciclo de rotação solar e de manchas solares é a cobertura fotofásica variável destas estruturas magnéticas solares radiativamente ativas. As mudanças de energia na radiação UV envolvidas na produção e perda de ozônio tem efeitos atmosféricos. A 30 HPA, pressão atmosférica de mudança de altura em fase com a atividade solar durante os ciclos solares 20-23, o aumento irradiação UV causou maior produção de ozônio, levando ao aquecimento estratosférico em direção aos pólos alternado os deslocamentos eólicos estratosféricos e troposféricos. [52]
Com uma temperatura de 5870 K, a fotosfera emite uma proporção de radiação no ultravioleta extrema (EUV) e acima. No entanto, mais quentes camadas superiores da atmosfera do Sol ( cromosfera e corona ) emitem mais radiação de curto comprimento de onda. Uma vez que a atmosfera superior não é homogênea e contém estrutura magnética significativa, o solar ultravioleta (UV), EUV e fluxo de raios-X varia consideravelmente ao longo do ciclo.

A montagem da foto à esquerda ilustra esta variação para soft raios-X , como observado pelo satélite japonês Yohkoh de depois de 30 de agosto de 1991, no auge do ciclo 22, a 6 de Setembro de 2001, no auge do ciclo 23. Semelhante variações relacionadas com o ciclo são observadas no fluxo de UV solar ou radiação EUV, como observado, por exemplo, pelos SOHO ou TRACE satélites. Mesmo que represente somente uma fração minúscula da radiação solar total, o impacto da radiação solar UV, EUV e de raio X na atmosfera superior da terra é profundo. Fluxo UV solar é um dos principais motores da química estratosférica e aumentos de radiação ionizante afetar significativamente ionosfera temperatura -influenced e condutividade elétrica .A emissão do Sol a um comprimento de onda centimétrico (rádio) é devida principalmente ao plasma coronal aprisionado nos campos magnéticos que se sobrepõem às regiões activas. [53] O índice de F10.7 é uma medida do fluxo de rádio frequência por unidade de energia solar num comprimento de onda de 10,7 cm, próximo do pico da emissão de rádio solares observadas. F10.7 é frequentemente expressa em SFU ou unidades de fluxo solar (1 SFU = 10 -22 W m -2 Hz -1 ). Representa uma medida de aquecimento de plasma coronal difuso e não-radiativo. É um excelente indicador dos níveis de atividade solar global e se correlaciona bem com as emissões de radiação solar UV. A atividade solar tem um efeito importante sobre a longa distância comunicações de rádio , em especial sobre as ondas curtas bandas embora onda média e baixa VHF frequências também são afetados. Níveis elevados de atividade das manchas solares levam a uma melhor propagação do sinal em bandas de freqüência mais altas, embora também aumentem os níveis de ruído solar e perturbações ionosféricas. Estes efeitos são provocados pelo impacto do aumento do nível de radiação solar na ionosfera .

O fluxo solar de 10,7 cm pode interferir com as comunicações terrestres ponto-a-ponto. [54]
As mudanças do raio cósmico ao longo do ciclo potencialmente têm efeitos atmosféricos significativos. Especulações sobre raios cósmicos incluem: Alterações na ionização afetam a abundância de aerossol que serve como o núcleo de condensação para formação de nuvens. [55] Durante mínimos solares mais raios cósmicos chegar à Terra, potencialmente criando ultra-pequenas partículas de aerossol como precursores de núcleos de condensação de nuvens . [56] nuvens formadas a partir de uma maior quantidade de núcleos de condensação são mais brilhantes, mais vivido e susceptível de produzir menos precipitação. Uma mudança na raios cósmicos poderia causar um aumento em certos tipos de nuvens, afetando o comportamento da atmosfera.
Particularmente em altas latitudes, com menos proteção do campo magnético da Terra, a variação dos raios cósmicos podem ter impacto cobertura terrestre em nuvens de  baixa altitude (ao contrário de uma falta de correlação com nuvens de grande altitude), parcialmente influenciado pelo campo magnético interplanetário Solar-driven (bem como passagem Através dos braços galácticos em prazos mais longos). [38] [39] [57] [58] 
Artigos posteriores alegaram que a produção de nuvens via raios cósmicos não poderia ser explicada por partículas de nucleação. Os resultados do acelerador não produziram partículas suficientes e suficientemente grandes para resultar na formação de nuvens; [59] [60] [61] isso inclui observações após uma grande tempestade solar. [62] Observações após Chernobyl não mostram quaisquer nuvens induzidas. [62] O impacto do ciclo solar em organismos vivos tem sido investigado (ver cronobiologia ). Alguns pesquisadores afirmam ter encontrado conexões com a saúde humana. [64] [65]
A quantidade de luz ultravioleta UVB a 300 nm atingir a Terra varia de acordo com o máximo de 400% sobre o ciclo solar, devido a variações na proteção da camada de ozônio . Na estratosfera, o ozônio é continuamente regenerado pela divisão de O2  pelo ultravioleta. Durante um mínimo solar, a diminuição da luz ultravioleta recebida do Sol leva a uma diminuição da concentração de ozônio, permitindo aumento UVB para atingir a superfície da Terra. [66]

Os modos de transmissão de rádio via celeste (SkyWave)   operam por reflexão ( refração sucessiva de ondas de RF) rádio através da ionosfera. Durante os "picos" do ciclo solar, a ionosfera torna-se cada vez mais ionizada por fótons solares e raios cósmicos. Isso afeta a propagação das ondas de rádio de formas complexas que podem facilitar ou dificultar as comunicações. Previsão de modos SkyWave é de considerável interesse para as comunicações, operadores de rádio amador e de ondas curtas. Esses usuários ocupam frequências dentro da High Frequency ou espectro 'HF' que são as mais afetadas por estas variações solares e ionosféricas. Mudanças na atividade solar afetam a frequência máxima utilizável. Ambas as variações a longo prazo e a curto prazo na atividade solar são teorizadas para afetar o clima global, mas provou-se desafiador para quantificar a ligação entre a variação solar e o clima. [67] As primeiras pesquisas tentaram correlacionar o tempo com sucesso limitado, [68] seguido por tentativas de correlacionar a atividade solar com temperatura global. O ciclo também afeta o clima regional. Medições do Monitor de Irradiação Espectral da SORCE mostram que a variabilidade solar UV produz, por exemplo, invernos mais frios nos EUA e no sul da Europa e os invernos mais quentes no Canadá e no norte da Europa durante os mínimos solares. [69]

Três mecanismos hipotéticos medeiam os impactos climáticos das variações solares:

-Irradiância solar total ( " A força radioativa ").

-Irradiação ultravioleta. O componente UV varia mais do que o total, por isso, se a radiação UV fosse por alguma razão (ainda desconhecida) com efeito desproporcionado, isso pode afetar o clima. Vento solar  e os raios cósmicos com alterações que podem afetar a cobertura de nuvens.

-A variação do ciclo de manchas solares de 0,1% tem efeitos pequenos mas detectáveis ​​no clima da Terra. [70] [71] [72] campismo e Tung sugerem que a radiação solar se correlaciona com uma variação de ± 0,18 K 0,08 K (0,32 ± 0,14 ° F ° F) na medida da temperatura média global entre máximo e mínimo de energia solar. [73]

O atual consenso científico, mais especificamente a do IPCC, é que as variações solares desempenham um papel menor na condução de aquecimento global , [67] uma vez que a magnitude medida de variação solar recente é muito menor do que o forçamento devido a gases de efeito estufa. [74] Além disso, a atividade solar na década de 2010 não foi maior do que na década de 1950 (ver acima), enquanto que o aquecimento global tinha subido acentuadamente. Caso contrário, o nível de compreensão dos impactos solares no clima é baixo. [75] As causas básicas dos ciclos solares são debatidas. Embora a causa imediata é um dínamo solar , as forças motrizes seu comportamento são menos claras. As possibilidades incluem uma ligação com as forças de maré devido aos gigantes gasosos Júpiter e Saturno , [76] [77] ou devido ao movimento inercial solar. [78] [79] Outra causa de manchas solares pode ser os ''solares jet stream'' ou  "oscilação de torção". O ciclo de manchas solares de 11 anos é metade de um de 22 anos Babcock -Leighton, ciclo dínamo solar, o que corresponde a uma troca de oscilação de energia entre os campos toroidal e poloidais. No máximo-ciclo solar , o campo magnético dipolar poloidal externo está perto de sua resistência mínima de ciclo dínamo, mas o campo quadrupolar interno toroidal , gerado através da rotação diferencial dentro do tacoclina , está perto de sua força máxima. Neste ponto do ciclo de dínamo, ressurgência flutuante dentro da zona de convecção forças surgimento do campo magnético toroidal através da fotosfera, dando origem a pares de manchas solares, mais ou menos alinhados leste-oeste com polaridades magnéticas opostas. A polaridade magnética de pares de manchas solares alterna cada ciclo solar, um fenômeno conhecido como o ciclo de Hale. [80] [81]

Durante a fase de declínio do ciclo solar, a energia muda do campo magnético toroidal interno para o campo poloidal externo e as manchas solares diminuem em número. No mínimo solar, o campo toroidal é, correspondentemente, à força mínima, as manchas solares são relativamente raras eo campo poloidal está na força máxima. Durante o ciclo seguinte, a rotação diferencial converte a energia magnética de volta do campo poloidal para o toroidal, com uma polaridade que é oposta ao ciclo anterior. O processo prossegue continuamente, e em um cenário idealizado, simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 anos corresponde a uma mudança na polaridade do campo magnético de grande escala do Sol. [82] [83] Em 2015, foi publicado um novo modelo do ciclo solar. O modelo baseia-se em efeitos dínamo em duas camadas do Sol, um perto da superfície e uma profunda dentro de sua zona de convecção . Previsões do modelo sugerem que a atividade solar vai cair em 60 por cento durante os anos 2030 a condições vistos pela última vez durante a " idade do gelo pequena ", que começou em 1645. modelos anteriores incluído apenas o dínamo mais profundo. [84] O modelo apresenta componentes de onda magnética emparelhados. Ambos os componentes têm uma frequência de aproximadamente 11 anos, embora as suas frequências sejam ligeiramente diferentes e temporalmente compensadas. Ao longo do ciclo, as ondas flutuam entre os hemisférios norte e sul do Sol. [84]

O modelo utilizado análise de componentes principais dos campos magnéticos observações do Observatório Wilcox Solar. Eles examinaram a atividade do campo magnético de ciclos solares 21 - 23 , abrangendo 1976-2008. Eles também compararam as suas previsões para a média da mancha solar números. O modelo era 97% exato em prever flutuações da atividade solar. [84] Perry e Hsu (2000) propuseram um modelo baseado em emulando harmônicos multiplicando o ciclo básico de 11 anos por potências de 2, que produziu resultados semelhantes ao Holoceno comportamento. Extrapolação sugeriu um arrefecimento gradual durante os próximos séculos com aquecimentos menores intermitentes e um retorno a quase- pequena idade do gelo condições dentro dos próximos 500 anos. Este período frio pode então ser seguido aproximadamente 1.000 anos mais tarde por um retorno às condições altithermal similares ao Holocene máximo precedente. [85]



REFERÊNCIAS


1 Marshall Física Solar da NASA" . nasa.gov . Retirado 2015/11/17 .

"gráficos Sunspot número" . oma.be .

3 Schwabe (1843)"Sonnenbeobachtungen im Jahre 1843"(observações do sol no ano de 
1843),Astronomische Nachrichten,21 : 233-236. A partir da página 235:"Vergleicht homem nun die Zahl der Gruppen und der flecken-freien Tage mit einander, homem tão findet, dass die Sonnenflecken eine Periode von ungefähr 10 Jahren hatten ..."(Se compararmos o número de grupos [de manchas solares observadas no O sol] e os dias sem manchas solares um com o outro, então se descobre que as manchas solares tiveram um período de cerca de 10 anos ...)

4 Eddy, John A. (Junho de 1976). Msgstr "O mínimo de Maunder". Ciência . 192 (4245): 1189-1202. Bibcode : 1976Sci ... 192.1189E . doi : 10.1126 / science.192.4245.1189 . JSTOR  1.742.583 . PMID  17771739 - via JSTOR . (subscrição exigida ( ajuda )) .

5 Usoskin, Ilya G .; Solanki, Sami K .; Kovaltsov, Gennady A. (2007). "Grand mínimos e máximos da atividade solar: novas restrições, de observação" (PDF) . Astron. Astrophys . 471 (1): 301-9. arXiv : 0.706,0385Livremente acessível . Bibcode : 2007a & A ... 471..301U . doi : 10,1051 / 0004-6361: 20.077.704 .

6 Solanki, Sami K. ; Usoskin, Ilya G.; Kromer, Bernd; Schüssler, Manfred; Beer, Jürg (2004). "Atividade incomum da Sun durante as últimas décadas em comparação com os 11.000 anos anteriores" (PDF) . Nature . 431 (7012): 1084-7. Bibcode : 2004Natur.431.1084S . doi : 10.1038 / nature02995 . PMID  15510145 . Retirado de Abril de 17 de 2007 . , "11.000 Ano Sunspot Número Reconstrução" . Directório Mestre Mudança Global . Retirado 2005/03/11 .

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