Ainda sobre o último trabalho de Livingston e Penn

Evolução a longo prazo dos campos magnéticos das manchas solares.

Este é também o título do mais recente trabalho de Linvingston & Penn, datado de 03 de setembro de 2010, e que parece confirmar o declínio magnético do nosso Sol.

Mas enquanto esses autores fornecem dados explosivos  sobre o futuro  da nossa estrela, eles mesmo chamam a cautela na interpretação dos dados coletados no estudo, este mostra a sabedoria dos verdedaeiros cientistas.

Em particular, é confirmado que, independentemente do ciclo solar, há uma diminuição gradual da intensidade do campo magnético das manchas solares revelada pelos dados espectroscópicos (divisão Zeeman emitida por átomos de ferro na atmosfera do Sol, quando eles são atravessados por um campo magnético), obtidos da banda de emissão de ferro e 1564.8nm e obtidos com o telescópio McMath-Pierce dos Kitt Peak National Solar Observatory (NSO), no Arizona.

Il telescopio McMath-Pierce di Kitt Peak (Arizona)

Introdução e teses dos autores
Esta tendência descendente dos campos magnéticos das manchas solares foi um dado já observado em seus trabalhos anteriores. Esta tendência é ainda confirmada na continuação das observações sobre as manchas solares do novo ciclo solar 24.

A novidade deste trabalho é que eles também observaram uma correspondência perfeita entre as variações do brilho de manchas solares e a intensidade da banda de absorção  moléculare.

Extrapolando uma linha sobre o gráfico desta tendência, Livingston e Penn concluírom que isso poderia levar a metade o número de manchas solares no ciclo 24 em comparação ao ciclo 23, e praticamente ao desaparecimento das manchas solares no ciclo solar 25.

Os mesmos autores no mesmo trabalho analisarom também as observações sinóticas obtidos a partir do “Kitt Peak NSO vácuo Telescope”, em primeiro lugar com 4000 pontos de resolução, e encontraram uma variação no brilho das manchas solares, que mais o menos  de concorda com as observações feitas em luz infravermelha.

Em um exame mais detalhado, com 13.000 manchas e poros, seja o brilho no campo que as linhas de emissão de fluxo magnético revelam que o relacionamento entre os campos magnéticos das manchas solares e o brilho e o tamanho desses pontos permanecem constantes ao longo do ciclo solar. Mas também aparecem raras pequenas variações temporais no brilho, dependendo da região e do tamanho, que colocados em relação às linhas de fluxo magnético, podem ser observados nesta amostra muito maior.

Devido a esta aparente pequena discordância entre os dois conjuntos de dados, Livingston e Penn falam  amplamente em seu trabalho, se a linha de infravermelho do espectro pode ser a única medida válida direta dos campos magnéticos nas manchas solares.

Apesar que seus observações  já começaram em 1990, basicamente as suas atenção estava focada apenas no maior tamanho das manchas solares visível no disco solar. Nos últimos 10 anos, essas observações se tornaram muito mais analíticas e se espalharam para todos os pequenos pontos visíveis, desde o menor dos poros até as manchas mais extensas com uma grande penumbra.

Posteriormente Livingston remontou os dados obtidos na faixa do infravermelho da luz em comparação com os dados do brilho presente no Continuum MDI.

Já em 2006, Penn e Livingston haviam informado que os dados do campo magnético detectado por espectroscopia de infravermelho demostrou uma diminuição na força do campo magnético das manchas solares, totalmente independente da fase de minimo ou maximo das manchas  no ciclo solar.
Além disso, medidas nesse tempo tinha revelado um limiar de intensidade do campo magnético para produzir uma mancha  de cerca de 1500 Gauss, em debaixo do que os poros que foram formados no Sol, não dão origem à manchas. A extrapolação linear para o diagrama geral do campo magnético das manchas solares habia sugerido que a intensidade média do campo  chegaria a este valor limite de 1500 Gauss para o ano de 2017.

Desta vez, levando em consideração a análise do brilho nas manchas  no continuum, foi observado que houve também uma igualdade linear, e na extrapolação dos dados foi mostrado que o brilho das manchas solares   andam de mãos dadas com o brilho constante do Sol no mesmo ano.

Finalmente, a profundidade da linha molecular emitida pelo Sol mostrou uma diminuição da sua força com o passar do tempo, e a nova tendência sugere mais uma vez que a linha de absorção molecular desaparecerá , em média, por volta de 2017.

Entrando em detalhes, Livingston & Penn estáo anotando que os numerosos dados  testemunham o progresso considerável do ciclo, a oscilação de torção do número de manchas e a suas migração, relatada por outros autores, e traçam um paralelo entre o ciclo 23 e 24 de evolução temporal, embora com muito mais dados de baixa no ciclo 24.
Que os dois ciclos parecem comparáveis em sua extensão, mesmo que o ciclo  24 apareçe, muito, mas  muito mesmo mais fraco em intensidade.

Esta comparação nos cálculos de Livingston e Penn, está nos sugerindo que o mes de  junho 2010 ciclo (24) corresponde a fevereiro de 1998  do ciclo 23  e é muito instrutivo  examinar os números das manchas solares por mês, respectivamente, presentes nesses dois meses: em fevereiro de 1998, o valor era 40, e em junho de 2010 este número caiu para 13

Se olharmos para até os 5 meses que antecedem esses períodos, descobrimos que por um período de seis meses, o ciclo de 24 mostrou  apenas 0,37 vezes o número das manchas vistas no ciclo 23.
Com a fase de correcção dos ciclos solares, estamos vendo um número de manchas solares de muito menos do que as observadas no ciclo anterior. Finalmente, o ciclo solar 24 produce um numero muito debaixo do normal de amplas  manchas com  sombra  e até dos poros.

Fig. 1 .-  Medições da força total do campo magnético na parte mais escura das sombras  das manchas solares e poros em  função  do tempo. As cruzes indicam as medidas individuais, os asteriscos indicam a média anual. Há três linhas que indicam as médias e sua extrapolação:  a linha de fundo é aquela a partir dos dados de 1998-2006, conforme publicado no trabalho científico de Livingston e Penn em 2006.
A linha superior inclui todos os dados obtidos somente a partir do ciclo 23 e a linha do meio inclui toda a coleta de dados (ciclo de 23 e 24).

Quais são os resultados gráficos das observações recentes.

A Figura 1 mostra as observações sobre os campos magnéticos das manchas solares e poros derivado dos dados das medições realizadas pessoalmente por Livingston. A força total do campo magnético na parte mais escura da sombra de manchas e dos poros é em função da data de mensuração. As medições são mostradas com  cruzes. Há uma ampla distribuição das cruzes em correlação a força dos campos magnéticos visíveis na fotosfera solar, mas parece haver uma limiar para a formação de manchas muitos escuras ou  poros que progride gradualmente ao longo do tempo.

Nenhuma medida mostra que a intensidade do campo magnético total é inferior a cerca de 1500 Gauss na parte mais escura da mancha e, presumivelmente, as regiões com a maior intensidade de campo magnético inferior a este valor não estão sujeitas ao colapso convectivo.
Na Figura 1, as médias anuais das medições também são mostrados como asteriscos, e o desvio-padrão da média aparece como uma barra vertical (de erro de cálculo) colocada sobre os asteriscos.

Também estão indicados nesta figura deferentes extrapolações  das funções lineares obtidas.
A linha (função linear), localizada à esquerda (ed. a mais baixa) mostra o resultado do trabalho feito por Penn e Livingston em 2006, a extrapolação da linha mostra uma intercepção com um valor de 1500 Gauss em 2017, e também são indicadas as barras de desvio padrão (erro de cálculo) do ponto da intercepta.

A linha mais à direita inclui todos os dados das observações sobre o ciclo  23, que incluem os derivados das medições de campos magnéticos de 2007 até 2008.
Esta última linha desloca  a intercepta de 1500 Gauss ao ano 2022.

A linha média inclui todos os dados, incluindo as medições do ciclo 24, e a data da intercepta parecem ser, em 2021, mas esta data também está incluída dentro das barras de erro (desvio padrão) dos dados do ciclo das manchas solares 23.

Em qualquer caso, as linhas de todos os dados ainda mostram uma redução de cerca de 50 Gauss por cada ano na força do campo magnético na parte  mais intensa  das manchas solares.

É importante notar que tanto as manchas solares que os poros estão incluídos neste estudo.
Os poros, que carecem de sombras, muitas vezes, possuem uma força de campo magnetico inferior a 2000 Gauss, mas ainda mais forte do que o valor limite do campo magnético de 1500 Gauss.

Em segundo lugar, a intercepta com esse valor limite de 1500 Gauss na força média  do campo magnético não implica que todas as manchas irão desaparecer até 2021, mas implica que só a metade das manchas solares, que normalmente aparecem na superfície do Sol também serão visíveis .

Finalmente, o gráfico não inclui os outros campos magnéticos do Sol, ou seja, onde o campo magnético e de potencia  inferior a 1.500 Gauss, e nem mesmo considera o comportamento do tempo de irradiação solar constante e livre das tempestades magneticas da superfície, que poderia ser muito diferente do comportamento demonstrado por as manchas solares.

O suporto  dos  dados de outros estudos
Em seguida, Livingston e Penn são lançados para ilustrar os problemas enfrentados na comparação dos dados obtidos a partir de espectroscopia de infravermelho cam a  medição do brilho das manchas provenientes do MDI Continuum, buscando paralelos com outros autores, mas eu gostaria de Vos poupá-lo nesta parte, que ainda aparece muito crítica.

Eu só quero que você se concentrem em determinadas frases, como discutido abaixo por Livingston e Penn: “Medir a verdadeira força do campo magnético nas partes  mais escura das manchas solares ou poros é conhecido por ser uma tarefa muito difícil, pois o níveis de luz são baixos e a profundidade das linhas de força são pequenas (Liu, Norton & Scherrer, 2007). Mas o uso de medidas simultâneas (ed. espectroscopia no infravermelho e MDI Continuum) sobre uma mancha solar de grande porte (MDI e Hinode, Moon et al., 2007) mostra que as observações MDI pode subestimar a força do campo magnético de um fator de dois.

As imagens do magnetogramas têm várias vantagens em termos de frequência das observações e integridade espacial das imagens, mas ferramentas como o espectrógrafo pode capturar todos os perfis de manchas mais escuras e têm mais vantagens em termos de precisão. ”

Livingston e Penn proponham por isso um outro grafico com o que, de acordo com seus dados e com uma projeção estatística, sugerindo  qual será a evolução dos ciclos depois do ciclo 23. (ciclo 24 e ciclo 25)

Fig. 2 .- A função de distribuição de probabilidade do campo magnético (PDF) mostra as medidas de infravermelhos das manchas solares do ciclo solar 23. Com os pressupostos apresentados no texto, vocês podem produzir um arquivo PDF para os ciclos de 24 e 25, ou seja, uma simples projeção obtida utilizando o número total de manchas solares observadas anteriormente que sugere que chegaremos ao pico do ciclo 24 com SSN de 66 e que  o pico do ciclo 25 será com um SSN de 7.

Quais são as implicações para o futuro
Conforme sugerido pela Figura 1, mostra a análise pormenorizada, que as manchas solares medidas durante a ascensão do ciclo  24 têm a mesma distribuição de pontos na força dos campos magnéticos do ciclo 23, mas o valor médio da distribuição é reduzida.

Esta é uma conclusão cautelosa derivada das observações de Livingston.

No entanto devemos fazer três observações:
1) Primeiro vocês precisam entender que as observações da Livingston de 1998-2008 na distribuição dos campos magnéticos é a principal fonte para a função de distribuição de probabilidade do campo magnético (PDF) das manchas solares do  Ciclo 23.
2) Em segundo lugar, presume-se que o limiar do campo magnético de 1500 Gauss é um limite físico real para a formação de um  poro ou uma mancha solar na fotosfera.

3) Finalmente, supõe-se que a media dos campos magnéticos  para o cálculo do PDF deve continuar a diminuir linearmente com o tempo.

A Figura 2 mostra a função  de probabilidade de distribuição  do campo magnético (PDF), calculada para as manchas solares nos  ciclos  24 e 25, e considerando um decréscimo linear do campo magnético de 65 Gauss por ano para um período de 11 anos por cada ciclo .

Esto quere  representar um limite máximo, e a mudança magnetica  corresponde ao pico à  linha mais inclinada na Figura 1. Podemos ver que os PDF para o Ciclo 24 e 25 são drasticamente diferentes daqueles observados no Ciclo 23.

Se assumirmos que o tempo de ocorrência das manchas solares durante cada ciclo  é semelhante, vocês podem usar o número total dos pontos em cada ciclo para calcular o nível máximo de atividade deste ciclo, usando o fato de que o ciclo  23 tive  um pico SSN de 130.

A redução linear de 65 Gauss por ano prevé que se deverá atingir o pico do ciclo 24 com um SSN de 66, e chegará ao pico do ciclo 25 com um SSN de 7.
Mas, se usarmos uma diminuição de valor de 50 Gauss por ano é esperado um SSN de 87 para ciclo de 24 e de 20 para o Ciclo 25.

É importante notar que é sempre arriscado extrapolar a tendência linear, mas a importância das implicações dessa hipótese justifica esta acção.

Livingston e Penn concluem textualmente: “Digno de nota é que o PDF, agora mostrado no gráfico, deriva diretamente das observações de Livingston que se comprovam  o meio mais confiável para a avaliação do campo magnético das manchas solares.

Note-se, pelo contrário, que uma  manchas solares com uma intensidade do campo magnético de 4200 Gauss foi observado no ciclo de 23 (NOAA 10930, Luna et al. – 2007)), mas este também foi observado por Livingston e não aparece nesta análise.

Assim, como a recem mancha solar do ciclo 24  (NOAA 1092, agosto 2010), que apareçeu com uma força do campo magnético de 3350 Gauss não invalida essas suposições.
Claro que, se um grande número de manchas solares com maior intensidade do campo magnético de 3000 Gauss aparência, seria mostrado que o nosso PDF está incorreto.

Vamos ver se nos próximos meses e anos as medições do campo magnético a 1564.8nm vão demonstrar diferenças entre a fase de decadência do ciclo de 23 e a fase crescente do ciclo 24, o que implica que os próximos dois ciclos de manchas solares (25 e 26) podem ser muitos diferentes do  anterior.

As observações com o magnetogramas obtidos pela luz visível não dar apoio significativo às nossas afirmações. Portanto, devemos continuar as observações de série com esta técnica particularmente útil com o infravermelho (1564.8nm) para determinar se essas tendências no comportamento das manchas solares são confirmadas. ”

Livingston, assim, conclui  muito elegantemente, mas também expressando uma pequena crítica as medidas do NOAA, que parecem não dar uma confiança ilimitada.
Certamente, as suas previsões são baseadas na extrapolação da função linear derivada de seus dados, mas trata-se de dados  registados em quase 20 anos com uma metodologia muito rigorosa e que não apresentou  nenhuma mudança inesperada.

É difícil acreditar que William Livingston e Matthew Penn não tem uma sua própria teoria sobre a razão para esta diminuição gradual da intensidade do campo magnético das manchas solares, mas preferem não se aventurar em um campo minado porque poderiam perder seus empregos e  a entidade (NASA) já fez ilustres  vítimas.

Em qualquer caso, peço desculpas por qualquer síntese excessiva, em algumas partes deste trabalho, os conceitos são difíceis para ilustrar, mas eu tentei fazer compreensível para todos os trabalhos científicos que eu considero fundamentais para o conhecimento do futuro do nosso Sol. E peço sempre desculpas se algum termo o palavra  portuguese é errada.

SAND-RIO

Síntese de Pablito – 21 de setembro de 2010

Fonte: Cornell University Library – Astrofísica – “Evolução a longo prazo do Sunspot Magnetic Fields”, Matthew Penn e William Livingston (Submetido em 03 de setembro de 2010)
(Http: / / arxiv.org/abs/1009.0784v1)

Pdf: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1009/1009.0784v1.pdf

Os trabalhos anteriores discutimos aqui: http://www.salviamoci2012.eu/LivingstonPenneloStregattosolare.htm

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