Atividade Solar – Passado, presente, futuro

Ensaio / papel pelo Dr. Leif Svalgaard

Este trabalho foi uma apresentação de abertura na “Conferência de Oslo, em Atividade Solar Tempo Espaço, 2012” 

Abstrato

Como nossa civilização depende cada vez mais espaço de veiculação ativos e em uma delicada e vulnerável infra-estrutura de terra-bound, a atividade solar e seu impacto potencial torna-se de crescente importância e relevância. Em seu famoso ensaio sobre o Mínimo de Maunder, Eddy (1976) introduziu a noção de que o Sol é uma estrela variável em escalas de tempo.Após a década de pesquisa recente vigoroso baseado em raios cósmicos e os dados de manchas solares, bem como sobre a atividade geomagnética, uma reconstrução consenso emergente de energia solar força do campo magnético do vento foi obtido para o século passado. A reconstrução consenso mostra razoável acordo entre os vários reconstruções do campo magnético do vento solar últimos ~ 170 anos.

Esta imagem é uma visão completa de disco do Su raios-X ...

Esta imagem é uma visão completa de disco do Sol de raios-X e foi produzido por observatório solar Yohkoh em 1991. As estruturas que podem ser vistos consistem em grandes e quente (> 2MK) coronais estruturas magnéticas. Esta imagem em particular, uma de milhões, apresenta uma coroa muito activa de perto do máximo do ciclo solar. Na parte superior direita (noroeste solar) pode-se ver um “X-ray jet”) esguichando para fora – esta foi uma das descobertas originais de Yohkoh. (Crédito da foto: Wikipedia)

Novos índices magnéticos abrem novas possibilidades para a exploração de dados históricos.O vento solar é um resultado direto da atividade magnética solar e  fornece um elo importante com os efeitos sobre o meio ambiente da Terra. Reavaliação da série de manchas solares (sem máxima Grande Modern) e novas reconstruções de irradiância solar total também podem contribuir para o nosso melhor conhecimento (ou pelo menos o melhor acho) do ambiente do Sistema Terra, com óbvias implicações para a gestão do espaço à base de ativos tecnológicos ou, talvez, até mesmo o clima. Diversas linhas de evidência sugerem que o Sol está entrando em um período de baixa atividade, talvez até um Grande Mínimo.Clima espacial média pode ser” mais suave” com diminuição da atividade solar, mas os eventos extremos que dominam efeitos tecnológicos não devem desaparecer. Previsão da atividade solar tem um histórico pobre, mas a progressão do ciclo atual é 24, de acordo com o seu comportamento previsto a partir da evolução dos campos solares polares, então talvez haja esperança.

Introdução

A atividade solar é o resultado de campos magnéticos solares.

Se o sol não tinha campo magnético seria tão sem graça como modelos de proscrevemos constituição estelar e não teríamos esta conferência. O campo magnético do Sol tornainteressante , que antes do desenvolvimento de nossa civilização tecnológica era de pouca importância, mas que o Sol é uma estrela variável magnética é hoje de importância prática imenso, na verdade, um perigo potencial para o nosso modo de vida moderno. Cada vez mais, a nossa civilização depende das condições ambientais, dispositivos de comunicação e infra-estruturas que são vulneráveis ​​à variabilidade magnético solar [NRC, 2008]. O Evento Carrington famoso em 1859 [por exemplo Cliver & Svalgaard, 2004] pode ser dito para marcar o nascimento dessa preocupação, embora os efeitos tecnológicos, alguns até mesmo prejudiciais à perda de economia, atendente de distúrbios geomagnéticos [acompanhado por auroras brilhantes] na nascente telégrafo capacidade de comunicação foram já observou mais de uma década antes.

Para avaliar o impacto da atividade solar e as chances de mitigação eficaz do seu efeito precisamos monitorar e entender não só o clima actual espaço, mas também o espaçoclimatologia : qual é o equivalente a uma “inundação de cem anos? Observação telescópica direta de atividade solar, é claro, começa com a descoberta 402 anos atrás de manchas solares. Nosso entendimento de que o registro histórico é a base para a interpretação da prova indireta tanto de natural arquivos (por exemplo, 10 Seja de núcleos de gelo) e humanos observações a olho nu (auroras,日志[ri] Zhi manchas no Sol) que se estende muito mais para trás no tempo.

O Registro de Sunspot (s)

O registro histórico das manchas solares foi elaborada por Rudolf Wolf em 1850 e foi continuado por Wolf e seus sucessores, seguido por uma abordagem mais “institucionalizada” no final do 20 º século até hoje e espero que além. Definição original de Wolf do número de manchas solares relativa de um determinado dia, como R = 10Número de Grupos + número de manchas visíveis no disco solar, tem resistido ao teste do tempo e reconhece [nas próprias palavras de Wolf] que o surgimento de um grupo coerente de pontos (uma região ativa) é muito mais importante do que a adição de ainda alguns pontos para um grupo existente. O fator de 10, também acabou por ser uma boa escolha como historicamente um grupo continha, em média, 10 pontos.

Um problema fundamental é a homogeneidade da série, que é: se um número de manchas solares relativa de 100 significa o mesmo nível de atividade solar, hoje, como fez em 1938, em 1872 ou em 1739? E o que é uma definição útil de “atividade solar”, afinal? Do ponto de vista dos efeitos solares em nossa infra-estrutura tecnológica, o vento solar – o sempre presente atmosfera expansão exterior do Sol – é talvez o elemento mais relevante, embora rajadas de partículas altamente energéticas e radiação também degradam dispositivos e naves espaciais e ameaçam os seres humanos no espaço . Quase todos os índices solares e quantidades de vento solar mostram uma relação com o número de manchas solares relativa [SSN], de modo a homogeneidade e calibração adequada do SSN-se de extrema importância.

Hoyt et al. [1994] em uma série de trabalhos para o centenário da morte de Wolf perguntou: “Não temos a reconstrução correta da atividade solar?” E propôs a responder a pergunta de forma negativa. Um esforço heróico de uma extensa pesquisa de arquivos e fontes primárias rendeu ~ 350.000 observações, muitos não estão disponíveis a Wolf, que cobrem o intervalo 1610-1993. Um estudo anterior demonstrou que a proporção de pontos individuais a grupos é quase constante. Argumentos teóricos [Schaefer, 1993] mostrou que o número de Wolf Sunspot relativa pode ser igual a uma constante vezes o número de grupos de manchas, por isso um índice baseado apenas no número de grupos de manchas podem simular o SSN Wolf. Hoyt e Schatten chamado este índice do Grupo número de manchas solares [GSN] e descobriu que parece que a atividade solar tem aumentado constantemente desde 1700 e que poderia ser chamado de uma Grande máxima moderna  na última parte do 20 º século. Antes de ~ 1885 a GSN é significativamente menor do que o SSN de Wolf, que não suporta a idéia de uma máxima Grande Moderna. Esta discrepância não é satisfatória e deve ser resolvida de modo solar-terrestre pesquisadores têm um conjunto de dados estável e único para trabalhar.

Reconhecendo a necessidade de resolver este problema, uma série de oficinas sobre a calibração do número de manchas solares foram patrocinadas pelo Observatório Nacional Solar (NSO), o Observatório Real da Bélgica (ROB), e do Air Force Research Laboratory (AFRL) como um esforço para proporcionar a comunidade solar com um vetados longo prazo número de série (único) das manchas solares e as ferramentas para mantê-lo na pista. A primeira oficina foi realizada em Sunspot, Novo México [sim, há um lugar] em setembro de 2011, seguido por um segundo seminário em Bruxelas em Maio de 2012.Outras reuniões terão lugar em 2013, em Tucson,  e depois na Suíça. Estamos considerando uma edição especial tópica de Física Solar para a eventual publicação conjunta da série SSN e os acompanhantes históricos, documentos processuais e científica. Neste artigo, vou apresentar um relatório sobre os progressos realizados até agora.

Uma maneira eficiente de se comparar o número de manchas solares e Wolf do Grupo Número Sunspot é representar graficamente a relação entre os dois, como mostrado na Figura 1. Isso elimina a maior parte da variação do ciclo solar e mostrará descontinuidades óbvias causadas por não-solares variações relativas a calibração. A Figura 1 mostra duas descontinuidades nítidas, uma perto de 1945 e um próximo de 1885.

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Figura 1: Relação entre os valores mensais do número de manchas solares Group (Rg) eo Lobo (Zürich, Internacional) número de manchas solares.

Explicando os que irão percorrer um longo caminho para resolver as diferenças entre as duas séries. Iremos demonstrar que a descontinuidade de 1945 é um problema com o Número de Wolf enquanto a descontinuidade de 1885 é um problema com o número do grupo.Quando ambos os problemas são corrigidos, não há mais uma diferença significativa entre as duas séries.

A descontinuidade Waldmeier

Algum tempo na década de 1940 os observadores em Zurique começou a peso manchas solares quando contá-las. O diretor do Observatório de Zurique, Max Waldmeier descrito [Waldmeier, 1968] o processo assim “Um local como um ponto bem é contado como um ponto, um ponto maior, mas ainda sem penumbra, obtém o peso estatístico 2, um ponto deveras pequeno com penumbra obtém 3, e um maior fica 5. “Esta ponderação aumenta a contagem de manchas em 45% em média, e, uma vez que a contagem de manchas é metade do número relativo, a SSN por cerca de metade.

A Estação de Locarno, no sul da Suíça desde 1957 serviu como um observador auxiliar para Zurique [como o tempo em lados opostos dos Alpes, muitas vezes é de cortesia] e é ainda hoje a estação de referência para o número de manchas solares moderna mantido por SIDC em Bruxelas, como todos outros observadores são normalizados para contagem de Locarno. Locarno ainda está pesando os pontos de acordo com a prescrição Waldmeier, de modo a ponderação transporta mais plenamente no número de manchas solares atual. A normalização é feita pela aplicação de um factor de, k , na fórmula para o número de manchas solares Relativa R = k (10 G + S ) de tal modo que os observadores diferentes do número de grupos, G , e o número de pontos, S , chegam ao número relativo mesmo, R . Ok -factor depende de várias coisas: abertura do telescópio e ampliação, a acuidade de observador, vendo atmosférica, e as manchas maneira precisa são reconhecidos e agrupados. Os observadores Zürich após Lobo escolheu para contar todos os pontos que eram visíveis, enquanto Lobo não incluem as menores pontos próximos do limite de detectabilidade, a fim de ser compatível com as observações Schwabe. Por conseguinte, umk -factor de 0,6 foi, em primeiro lugar, determinada empiricamente e depois simplesmente adoptadas para reduzir o número de manchas solares para a escala do lobo original.

A Figura 2 mostra o efeito da ponderação, utilizando um desenho típico de Locarno. Há também uma pequena contribuição a partir de uma classificação melhor de grupos de manchas introduzidas em aproximadamente ao mesmo tempo. O efeito combinado líquido é aumentar o número de manchas solares desde 1945 por ~ ~ 20%. Isto explica a descontinuidade na proporção GSN / SSN naquele momento. Uma verificação forte e confirmação do efeito da ponderação foram efectuadas no ano passado pelos observadores Locarno, contando com e sem ponderação, de modo a magnitude do efeito da ponderação está estabelecida e já não é uma questão em aberto.

O efeito da ponderação acaba por ser quase independente da atividade solar, assim que uma simples ação corretiva seria multiplicar todos os números antes de 1945 por 1,20. A Figura 3 mostra o resultado da correcção. Tal correção ‘atacado’ não é sem precedentes.Em 1861 publicou sua lista Lobo primeiro longa da SSN abrangendo os anos 1749-1860.Por volta de 1875, Wolf aumentou todos os números na lista de 1861 antes de 1848 em 25%, com base em medições de “agulha magnética”, que vamos ouvir mais sobre mais adiante neste artigo.

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Figura 2: (Esquerda) A parte de um desenho feito em Locarno, demonstrando que o local com penumbra designada 104 foi contada três vezes (em peso, 3). (Direito) Dois pontos com a mesma área em desenhos do Monte. Wilson e contadas com um peso por Wolfer, em cada caso, como um grupo, com um ponto (notação de Wolf: groups.spots = 1,1 ), como o grupo foi o único grupo no disco

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Figura 3: Remover o efeito da ponderação, depois de 1945, remove a descontinuidade em 1945. Resta a discrepância em torno de 1885.

O painel inferior mostra o SSN corrigido (Rz) em azul e GSN em rosa. Note que o SSN corrigida atinge aproximadamente o mesmo nível em cada século

Grupo de Calibração número de manchas solares

Hoyt e Schatten [H & S] rapidamente descobriu que a constante que converteu a contagem do grupo de um número de Wolf simulado relativa não foi uma constante de todo, mas varia com o observador, e foi, com efeito, um k -factor a ser aplicado para o número de grupos.Uma decisão deve ser tomada a respeito do que deve ter um observador k -factor de unidade. H & S tabulações escolheu os “Helio-fotográficos resultados ‘do Observatório Real de Greenwich [RGO] abrangendo os anos 1874-1975 como seu observador’ padrão ‘.Porque Wolf e sucessor de Alfred Wolfer observado a partir de 1848 através de 1928 com sobreposição 1876-1893, suas observações combinadas podem servir como uma “espinha dorsal” para a determinação de k -fatores para outros observadores sobrepostas com eles antes da série RGO começa. H & S determinou que a relação entre k -factores para Wolf e Wolfer foi 1,021, ou seja, que ambos os observadores viram quase o mesmo número de grupos. E aqui reside o problema.

Por causa da extensa viagem e outros deveres, Wolf da década de 1860 até sua morte, em 1893, exclusivamente utilizado um telescópio pequeno, portátil, enquanto Wolfer usaram um telescópio maior Fraunhofer 80 milímetros semelhante ao que Wolf tinha usado anteriormente. Ambos os telescópios ainda existem (Figura 4) e são ainda hoje em uso por Thomas Friedli em Belp, perto de Berna, continuando a tradição Wolf.

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Figura 4. (Esquerda) o refrator Fraunhofer 80 milímetros usado desde 1855 por Wolf e sucessores. (Centro) telescópio a mesma em uso hoje por Thomas Friedli (pessoa à direita).(Direito) a 37 milímetros telescópio portátil usado por Wolf desde meados da década de 1860.

A Figura 5 mostra que, para o tempo de sobreposição entre Wolf e Wolfer, Wolfer tem contados [conforme apropriado para a maior telescópio] 1,653 vezes quantos grupos Wolf, e não apenas 1,021 vezes como determinado por H & S. Esta discrepância é a principal causa da descontinuidade 1885 em relação GSN / SSN. Nós podemos entender a razão pela qual Lobo viu grupos tão poucos ao considerar que as pequenas manchas que compõem grupos com classificações Zürich um e b (grupos contendo manchas sem penumbra) normalmente não são visíveis ao telescópio pequeno Wolf. Tais grupos compõem cerca de um meia de todos os grupos.

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Figura 5: (Topo) Número de grupos observados por Wolfer em comparação com o número observado por Wolf. (Inferior) Aplicando o k -factor de 1,653 faz contagem Wolf (azul) jogo (amarelo) contagem de Wolfer (rosa)

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Figura 6: Diferentes cores (difícil de ver, porque eles caem em cima uns dos outros) mostram as contribuições individuais para o compósito (ciano brilhante). A curva tracejada preta é o SSN Zurique / 12 (para o converter para o número de grupos).

Usando o registro de Wolf-Wolfer composto como uma espinha dorsal, agora podemos determinar com segurança k -fatores para 22 observadores mutuamente sobrepostas que remonta a Schwabe e para a frente para Brunner e construir uma série composta. Como mostra a Figura 6 mostra agora não há diferença significativa entre o GSN eo SSN. Assim, com apenas dois ajustes: ~ 20% para SSN antes de 1945 e ~ 50% para GSN antes de 1885, a discrepância é resolvido. A questão dos dados iniciais, dizer antes de 1825, ainda está em aberto e é o alvo para o Workshop SSN seguinte, mas se as pessoas podem aceitar a atual série sem ajustes, então eles também podem aceitar que, por agora, assumir que há não são mais ajustes garantidos para os dados iniciais.

Geomagnético Calibração do número de manchas solares

Wolf [1852] descobriu uma bela conexão entre manchas solares e da variação diurna do campo magnético da Terra. Ele ficou maravilhado “Quem teria pensado apenas alguns anos atrás, sobre a possibilidade de computar um fenômeno terrestre a partir de observações das manchas solares”, e ele logo percebeu que tal relação pode ser usada como uma verificação independente sobre a calibração do número de manchas solares. Hoje compreendemos que a física de conexão  pode inteiramente validar a afirmação de Wolf.Ultravioleta Extremo Solar [FUV] a radiação cria e mantém a realização de E -camada na ionosfera. Ventos térmicos impulsionados pelo aquecimento solar movimentar as cargas em todo o campo magnético da Terra, a criação de um dínamo ionosférico com correntes, gerando efeitos magnéticos observáveis ​​no chão. Como a Terra gira sob as correntes (que são fixados em direção ao Sol) uma perturbação característica diurna do campo geomagnético é facilmente observado (descoberto por Graham em 1722). A variação diurna é melhor visto na componente Leste do campo geomagnético. O fluxo de microondas 10,7 cm do Sol é uma boa proxy para o fluxo FUV e Figura 7 mostra o quão bem a amplitude das faixas variação diurna 10,7, validando procedimento Lobo usando dados modernos.

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Figura 7: 10,7 correlação com o fluxo de intervalo, rY , da variação diurna do Componente Leste

A Figura também mostra a «equivalente» 10,7 fluxo calculado a partir da gama observada (média de nove estações) da variação diurna de muitos ciclos solares antes do advento dos radiómetros fluxo. É claro que a física bem compreendidos de causas da variação diurna do campo geomagnético fornece uma forma fiável para avaliar a variação de fluxo solar passado, e, portanto, a actividade magnética responsável por isso, uma variação para o qual o número de manchas solares é um proxy. Cuidadosa aplicação do presente método suporta completamente os dois ajustes da série de manchas solares acima descrito com base na variação diurna como observado desde a década de 1780.

Propriedades solares vento no passado

Observação in-situ direta do vento solar remonta 50 anos e estava claro desde mesmo os primeiros dados que a atividade geomagnética (separado e superpostos sobre a variação regular diurno apenas discutido) foi controladas diretamente pela atmosfera solar em expansão – pela expansão velocidade e pela força e direção do campo magnético arrastado para fora do sol. Uma pesquisa recente [Svalgaard & Cliver, 2005, 2007, 2010; Lockwood & Owens, 2011] tem mostrado que é possível inferir a velocidade do vento solar eo campo magnético da apropriadas, recém-definidos, os índices de atividade geomagnética que foram encontrados para responder a diferentes combinações desses parâmetros do vento solar, permitindo que a influência de cada um para ser extraído e separado calibrado por comparação com os dados espaciais medidos perto da Terra, efetivamente invertendo a ‘função de resposta “da Terra para o vento solar. A Figura 8 mostra um resultado desta inversão.

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Figura 8: B a força do campo magnético em Heliospheric Terra inferida a partir do índice geomagnético IDV (azul) e observadas pela sonda (vermelho). Os dados anteriores a 1872 (azul claro) são preliminares e podem ser melhoradas pela adição de dados do observatório mais 19.

Existem dados para realizar essa inversão de volta para as primeiras observações sistemáticas do campo geomagnético em 1830. Nós achamos que a reconstrução do vento solar é consistente com a re-avaliação do número de manchas solares série descrito acima, em particular, que lá também não parece ter sido um máximo Moderna Grand em parâmetros do vento solar. Outro dado de interesse é que, mesmo durante períodos de baixa atividade solar [por exemplo, os anos 1901-1902, 2008-2009] o vento solar ainda está presente com um campo magnético respeitável de cerca de 4 nT. Uma questão de pesquisa importante no momento é se este estado mínimo de atividade magnética solar, um ‘chão’, é uma característica geral, em todos os tempos [Schrijver et al., 2010]. Um trabalho recente por Owens et ai. [2012] sugere que “mesmo um declínio constante no número de manchas solares pode resultar em um platô no Open Solar Flux (magnético)”.

O Registro de Raios Cósmicos

Partículas de raios cósmicos que atingem a Terra são na sua maioria produzidos fora do sistema solar durante explosões de supernovas. Duas vezes magnético variável ‘escudos’, o campo magnético solar com o campo geomagnético, modular o fluxo de raios cósmicos.Quanto mais fraco destes campos, maior é a intensidade dos raios cósmicos perto da superfície da Terra. Câmaras de ionização e monitores de nêutrons têm monitorados diretamente a intensidade da radiação cósmica desde 1930 [Steinhilber et al., 2012]. Antes disso, não existem medições diretas, e radionuclídeos cosmogénicos, são usados ​​como um proxy para a radiação cósmica, especialmente 10 Be e 14 C, produzidos por raios cósmicos colidem com o nitrogênio atmosférico e oxigênio. Assim, as taxas de produção destes nuclídeos estão relacionados com o fluxo de entrada dos raios cósmicos. Tal como acontece com o número de manchas solares, há problemas com a calibragem correta dos proxies de raios cósmicos. O que são medidas não são variações da taxa de produção, mas a taxa de deposição, o que, além do fluxo de entrada também dependem da circulação atmosférica e do clima. Inversões dos dados da câmara de ionização para extrair a força do campo magnético solar são discordantes com inversões dos dados do monitor de neutrões e com o resultado de as construções geomagnéticas. Esta questão será, eventualmente, ser resolvido e uma oficina ISSI especial para este objetivo está em curso [Svalgaard et al., 2011].

De interesse especial é o registro de raios cósmicos do chamado ‘Grand Minima’, como o Mínimo de Maunder. O campo magnético solar (expresso como o campo de vento perto da Terra magnético solar) extraídas do registo dos raios cósmicos cai para zero ou, por vezes, é fisicamente un-negativo durante Grand Minima (Figura 8), enquanto que ao mesmo tempo uma modulação ciclo vigoroso solares do fluxo de raios cósmicos é observada [ex Berggren et al., 2009, Figura 9], que indica que este autor campo solar significativa magnética estava presente.

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Figura 8 [esquerda]: A intensidade do campo magnético na Terra Heliospheric inferida a partir do registro de raios cósmicos [Steinhilber et al, 2010.]. As excursões profundas para zero ou até mesmo não-físicos valores negativos não são compreendidas e podem ser causadas por artefatos extrapolação muito agressivo do potencial de modulação a intensidade do campo. Esta é atualmente uma questão aberta e controversa.

Figura 9 [direita]: (Top) 10 Seja fluxo do núcleo de gelo NGRIP (Gronelândia). (Inferior) A 10 Seja dados passagem de banda filtrada em 8-16 anos [Berggren et al., 2009]. A curva vermelha é a série GSN filtrada.

Da mesma forma, as observações da floresta espícula (o ‘vermelho flash’), durante os eclipses solar total em 1706 e 1715 parece exigir a presença de estruturas de rede brilhantes, e, portanto, de magnetismo solar substancial fotosféricos e cromosférica durante, pelo menos, as últimas décadas do Maunder mínima [Foukal & Eddy, 2007].

O registro de raios muito tempo cósmico (quando calibrado e compreendido corretamente) fornece o material necessário para os estudos estatísticos da frequência e as características de extremos de atividade solar (as inundações ‘500 anos ‘). A primeira ordem de negócio é entender por que as variações são discordantes em relação a outros indicadores solares dos últimos 400 anos. Este esforço está em curso e os resultados ainda não estão em vista.

Prevendo Atividade Solar

Neste momento, tornou-se de importância prática e social grande para prever a atividade solar eo clima espacial, em vez de apenas gravá-las, por exemplo, para o planejamento de mitigação dos efeitos da extrema eventos solares. A NASA / NOAA Painel internacional para prever o ciclo solar examinou 75 “previsões” do atual ciclo 24, basicamente, cobrindo todo o espectro de resultados possíveis centrados na média climatológica, de extremamente pequeno para muito grande [Pesnell, 2012]. O Painel acabou (mal) endossando os “precursores” métodos como o mais promissor onde alguma propriedade do Sol perto mínimo é utilizado como um indicador do ciclo seguinte.

Por razões físicas, a magnitude dos campos polares do Sol parece ser um bom candidato como um precursor, uma vez que se pensa que os campos polares actuar como uma “semente” para a produção de dínamo próximo ciclo [por exemplo, Jiang et al., 2007].Levando-se ao mínimo em 2008, os campos polares foram mais fracos já observada (desde a invenção da confiáveis ​​magnetographs solares em 1950) levando Svalgaard et al. [2005] e Schatten [2005] para prever que o ciclo de 24 seria “o menor ciclo em cem anos. Esta previsão tem, até agora, realizou-se bem, proporcionando (juntamente com previsões utilizando precursores de outros, tais como os geomagnético aa -índice) um teste bem sucedido do conceito precursor. A Figura 10 compara os campos polares e o tamanho do ciclo seguinte para os ciclos passados.

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Figura 10a: O “momento de dipolo” magnético axial do Sol, definida como a diferença entre a força do campo (assinado) magnético perto do Pólo Norte e perto do Pólo Sul, durante os últimos quatro ciclos solares. Para facilitar a comparação de ciclos, um “fantasma” imagem de espelho também é traçado. Dados do Observatório do Monte Wilson (azul) foi escalado para combinar observações de Wilcox Solar Observatory (vermelho).

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Figura 10b: A variação de campo polar na esquerda escalado pelo número máximo de manchas solares suavizada para o próximo ciclo, sugerindo a mesma variação de cada ciclo, isto é, que o máximo do ciclo é controlado pelos campos polares no mínimo anterior. Para o ciclo 24, o valor máximo não era conhecida, mas a um valor muito alto (165) ou de um valor muito baixo (45) não se encaixa no padrão. Um tamanho máximo de 72 para o ciclo 24 parece ser o valor está bem “Cachinhos Dourados”.

A Figura 11 mostra como a predição está a fazer. A quantidade traçada é o número total de regiões activas por mês no disco, dentro de 70 º de Central Meridian (que é, em média, 2,25 vezes o número de manchas solares).

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Figura 11: numerada regiões ativas dentro de 70 º de CM por mês. Diferentes ciclos são plotados com cores diferentes. O Ciclo previu 24 é mostrada como a curva tracejada púrpura. Estamos muito perto de um máximo solar, tirado no momento de escrever.

Mudanças recentes no sol?

Historicamente todos os índices solares foram estreitamente correlacionados como todas elas derivam da mesma fonte: o campo magnético variável. Na verdade, as reconstruções vários passado (e previsões de futuro) todas as atividades contam com a suposição implícita de que as correlações permanecer o mesmo ao longo do tempo. É provável que isto seja verdade para os índices que têm uma estreita ligação física, como os 10,7 e os fluxos de UV, mas não é dado a priori para as correlações que são mais indirecto, por exemplo, envolvendo o número de manchas solares: os processos de criação de manchas visíveis são variadas e não totalmente compreendido. E, de facto, embora tenha sido uma relação estável entre o fluxo de 10,7 e o número de manchas solares, permitindo que se possa calcular ou mapear um do outro, que a relação deteriorou durante a última década para o ponto onde o número de manchas solares para um dado fluxo diminuiu em cerca de um terço (Figura 12).

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Figura 12: A SSN observada dividida por um SSN sintético calculado a partir de um ajuste polinomial para o fluxo de 10,7 durante o intervalo de 1951-1990. Pontos vermelhos são números SIDC manchas solares enquanto os pontos azuis são números SWPC (NOAA) das manchas solares foi reduzida pela média sua k-fator de 0,655. Anos, apenas com o SSN foi superior a 10 estão incluídos. Como ~ 1990 o SSN observado é progressivamente menor para um determinado fluxo de 10,7.

Uma diminuição semelhante do número de manchas solares para uma determinada quantidade de fluxo magnético em torno das regiões activas plages ocorreu, bem como uma diminuição do número de manchas por região activa. Isso é inédito no registro observacional. Interpretamos essa diminuição como uma perda de principalmente as pequenas manchas [Lefevre & Clette, 2012].

Observações de Livingston e Penn desde 1998 até o presente mostram que o campo magnético das manchas solares média tem vindo a redução de 25% [Livingston et al., 2012], independentemente do fato de que agora estamos novamente no máximo de um ciclo solar, assim não houve uma reversão do ciclo solar-relacionada da tendência. Desde que seus campos magnéticos das manchas solares frias, um campo de diminuir significa que as manchas solares estão ficando mais quentes e que o seu contraste com a fotosfera circundante está ficando menor, tornando as manchas mais difíceis de ver. Há um mínimo de intensidade de campo em pontos visíveis de cerca de 1500 Gauss [0,15 T] e como que 1500 limiar G é abordado, campos magnéticos aparecem na superfície solar, que não parecem formar manchas escuras ou poros. Owens et al. [2012] sugerem que o aparecimento de fluxo fotosféricos em tais casos, pode realizar-se em tubos de fluxo com campo muito fraco, ou de um diâmetro muito pequeno, de modo a formar manchas solares, citando Spruit [1977]. A distribuição observada do número de manchas versus intensidade do campo tem vindo a mudar constantemente em direcção a esse limite. Se , o que é uma grande IF , esta tendência continua, o número de manchas visíveis no próximo ciclo [e talvez para além] pode cair para valores não visto desde o Mínimo de Maunder, mas sem mudanças dramáticas no fluxo emergente magnético. Sem os pontos escuros, irradiância solar total pode até ser um pouco maior. Não está claro o que isso vai significar para o impacto da atividade solar no ambiente da Terra, se for o caso, mas ela anuncia tempos excitantes para os físicos solares.

Discussão

Nossa civilização tecnológica chegou a um ponto em que a atividade solar e sua previsão em todas as escalas  tornaram-se fatores importantes na manutenção e conservação da infra-estrutura tecnológica, tanto em terra que no espaço. Novas capacidades, em instrumentação, implantação de armazenamento de computador e poder, e – por último, mas não menos importante – o progresso promessa maior consciência para melhorias preditivos. Por outro lado, se o Sol está se movendo para um novo regime de menor atividade, um período de incerteza podem tornar a vida difícil para o meteorologista. O possível, recente reavaliação da atividade solar passado deve proporcionar uma melhor referência para a modelagem teórica para se encontrar. Se a discrepância entre o número de manchas solares e outros índices solares continuar, pode ser que o SSN, por um tempo, já não é uma boa medida da atividade solar e previsões (e usuários) podem ser forçados a depender de outros índices de utilização operacional . Isso não significa que devemos parar de derivar o número de manchas solares a partir das observações habituais visuais, ao contrário, a evolução do SSN deve ser seguido de perto, a fim de fornecer uma base contínua para avaliar o registro histórico.

Eu achei muito interessante o slides 34, como Leif menciona o potencial para um  Grande Mínimo como o Maunder no futuro do sol. A Slide 34 está abaixo, com seu comentario abaixo do gráfico.

E alguma coisa está acontecendo com o sol. O fluxo de F10.7, desde o início dos dados [em 1947] tinha uma relação firme e consistente com o número de manchas solares, de modo que se pode usar um como um proxy para o outro [que foi utilizado no Slide 22]. Usando essa relação, podemos calcular o número de manchas solares que esperar para um determinado fluxo F10.7 e compará-lo com as observações. O rácio entre o observado e os números sintéticos de manchas solares devem espalhar um pouco em torno da unidade, como faz bem até cerca de 1990. A partir de então, o SSN observado cai progressivamente abaixo dos valores esperados. Esta usando tanto SIDC e os SWPC [NOAA] números [painel superior esquerdo].

Mount Wilson Observatory calcula para cada dia da fracção [chamado de Índice de Força Magnética Plage, Mpsi] do disco solar coberto de campos magnéticos fora dos pontos [os chamados ‘plages’]. Essa fração tem uma variação forte no ciclo solar;, em média, o SSN é uma função Mpsi: SSN = 55 Mpsi. Como para F10.7, podemos calcular o SSN esperado para uma dada Mpsi e formar o quociente entre o observado e os números calculados [painel inferior, esquerda].

Que a fração vem caindo significativamente durante o mesmo tempo quando o SSN e F10.7 desviou. Sempre desde Wolf, houve, em média, cerca de 10 pontos de manchas solares a cada grupo. Esta é a razão para os 10 que aparecem no número de manchas solares na fórmula SSN = 10 * Grupos + Spots. Ao longo dos últimos dois ciclos o número de pontos por grupo caiu cerca de um terço, grupos assim estão perdendo os pontos menores.

Livingston e Penn têm observado o campo magnético no ponto mais escuro de todas as manchas solares [dentro de sua janela de tempo de observação] e acham que o campo médio diminuiu 20% em relação ao mesmo tempo que os outros efeitos que temos vindo a descrever. O “fundo” da distribuição parece ser cortado em 1500 Gauss, abaixo do qual as manchas solares parecem não formar.

Todos estes efeitos são sem precedentes nos dados observacionais e nos diz que o Sol está mudando de forma nunca antes vista. Ou temos visto isso antes? Durante o Maunder mínimos raios cósmicos ainda modulada, “floresta” a espícula na cromosfera foi observado ainda, então havia saudáveis ​​campos magnéticos, mas alguns pontos eram visíveis. Talvez eles simplesmente não se formam, como se costumava, sendo um exemplo extremo das tendências que são vistos agora …

A apresentação completa pode ser encontrada AQUI .

Referências

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Agradecimentos

O autor agradece Ed Cliver para servir como uma tábua de longo sofrimento de som para minhas idéias selvagens. Agradeço também Phil Scherrer na Universidade de Stanford para o apoio e eu beneficiaram da participação nas equipes internacionais em Ciência Espacial [ISSI] Workshop sobre “reconstrução de longo prazo dos parâmetros do vento solar e Solar ‘e do Sunspot Workshops Número http://ssnworkshop .wikia.com / wiki / Home

Este trabalho foi uma apresentação de abertura no “tiems Conferência de Oslo, em Tempo Espaço, 2012”

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