Ciclo solar
Cambio periódico en la actividad del Sol.

Gráfico de líneas que muestra el recuento histórico de manchas solares, los mínimos de Maunder y Dalton y el máximo moderno
400 años de historia de las manchas solares, incluido el Mínimo de Maunder
"La predicción para el ciclo solar 24 dio un máximo suavizado de manchas solares de aproximadamente 69 a fines del verano de 2013. El número suavizado de manchas solares alcanzó 68,9 en agosto de 2013, por lo que el máximo oficial fue al menos así de alto. El número suavizado de manchas solares aumentó nuevamente hacia este segundo pico durante 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. Esto ocurrió después de más de cinco años del ciclo 24. El tamaño predicho y observado hizo que este fuera el ciclo de manchas solares más pequeño desde el ciclo 14, que tuvo un máximo de 64,2 en febrero de 1906". [1]

El ciclo solar , también conocido como ciclo de actividad magnética solar , ciclo de manchas solares o ciclo de Schwabe , es un cambio casi periódico de 11 años en la actividad del Sol medido en términos de variaciones en el número de manchas solares observadas en la superficie del Sol . Durante el período de un ciclo solar, los niveles de radiación solar y eyección de material solar, el número y tamaño de las manchas solares , las erupciones solares y los bucles coronales exhiben una fluctuación sincronizada desde un período de actividad mínima a un período de actividad máxima y de regreso a un período de actividad mínima.

El campo magnético del Sol cambia durante cada ciclo solar, y el cambio se produce cuando el ciclo solar está cerca de su máximo. Después de dos ciclos solares, el campo magnético del Sol vuelve a su estado original, completando lo que se conoce como ciclo de Hale .

Este ciclo se ha observado durante siglos por los 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 medio ambiente del espacio interplanetario creando el clima espacial e impactando las tecnologías espaciales y terrestres, así como la atmósfera de la Tierra y también posiblemente las fluctuaciones climáticas en escalas de siglos y 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 juegan 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 solares se refieren a los períodos de recuento máximo y mínimo de manchas solares. Los ciclos abarcan desde un mínimo hasta el siguiente.

Historia de la observación

La idea de un ciclo solar cíclico fue planteada 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 notó cómo "parece que después del transcurso de un cierto número de años, la apariencia del Sol se repite con respecto al número y tamaño de las manchas". [4] Sin embargo, el ciclo solar no sería identificado 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 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 estándar de manchas solares, el número de Wolf , que continúa utilizándose en la actualidad.

Entre 1645 y 1715 se observaron y registraron muy pocas manchas solares. Gustav Spörer fue el primero en advertirlo y más tarde recibió el nombre de mínimo de Maunder en honor al matrimonio formado por Annie SD Maunder y Edward Walter Maunder, que investigaron exhaustivamente este peculiar intervalo. [7]

En la segunda mitad del siglo XIX, Richard Carrington y Spörer observaron de forma independiente el fenómeno de las manchas solares que aparecen 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 las manchas principales más cerca del ecuador que las manchas posteriores) aumenta con la latitud de estas regiones (véase la ley de Joy ) .

La base física del ciclo fue dilucidada 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 en conjunto se conocerían 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 (al que más tarde se denominaría ciclo de Hale) abarca dos ciclos solares, o 22 años, antes de volver a su estado original (incluida la polaridad). Debido a que casi todas las manifestaciones son insensibles a la polaridad, el ciclo solar de 11 años sigue siendo el foco 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 de números de manchas solares de Wolf (la regla de Gnevyshev-Ohl ). [8]

En 1961, el equipo padre-hijo formado por Harold y Horace Babcock estableció que el ciclo solar es un proceso magnético espaciotemporal que se desarrolla sobre el Sol en su totalidad. 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 manchas solares. El modelo Babcock de Horace describió el campo magnético oscilatorio del Sol como si tuviera una periodicidad casi constante de 22 años. [5] [9] Cubría el intercambio oscilatorio de energía entre los componentes toroidales y poloidales del campo magnético solar.

Historia del ciclo

Reconstrucción de la actividad solar a lo largo de 11.400 años

Se han reconstruido los números de manchas solares durante los últimos 11.400 años utilizando proporciones de isótopos de carbono-14 y berilio-10 . [10] El nivel de actividad solar a partir de la década de 1940 es excepcional: el último período de magnitud similar ocurrió hace unos 9.000 años (durante el cálido período boreal ). [11] [12] [13] El Sol tuvo un nivel de actividad magnética similarmente alto solo durante aproximadamente el 10% de los últimos 11.400 años. Casi todos los períodos de alta actividad anteriores fueron más cortos que el episodio actual. [12] 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 temprano es de 10,62 años [14] y de manera similar en el Neoproterozoico . [15] [16]

Eventos de actividad solar registrados en radiocarbono. El período actual se muestra a la derecha. No se muestran los valores desde 1900.
Eventos principales y fechas aproximadas
EventoComenzarFin
Mínimo homérico [17]750 a. C.550 a. C.
Mínimo de Oort1040 d. C.1080 d. C.
Máximo medieval11001250
Mínimo de lobo12801350
Mínimo de Spörer14501550
Mínimo de Maunder16451715
Mínimo de Dalton17901820
Máximo moderno19332008

Hasta 2009, se pensaba que 28 ciclos habían abarcado los 309 años entre 1699 y 2008, lo que daba una duración media de 11,04 años, pero las investigaciones posteriores demostraron que el más largo de ellos (1784-1799) puede haber sido en realidad dos ciclos. [18] [19] Si es así, la duración media sería de tan solo unos 10,7 años. Desde que comenzaron las observaciones se han observado ciclos de hasta 9 años y de hasta 14 años, y si el ciclo de 1784-1799 es el doble, entonces uno de los dos ciclos componentes tenía que tener una duración inferior a 8 años. También se producen variaciones significativas de amplitud.

Existen varias listas de "grandes mínimos" históricos propuestos de actividad solar. [11] [20]

Ciclos recientes

Ciclo 25

El ciclo solar 25 comenzó en diciembre de 2019. [21] Se han hecho varias predicciones para el ciclo solar 25 [22] basadas en diferentes métodos, que van desde una magnitud muy débil a una fuerte. Una predicción basada en la física que se apoya en los modelos de transporte de flujo de la superficie solar y del dinamo solar basados ​​en datos parece haber predicho correctamente la fuerza del campo polar solar en los mínimos actuales y pronostica un ciclo solar 25 débil pero no insignificante similar o ligeramente más fuerte que el ciclo 24. [23] En particular, descartan la posibilidad de que el Sol caiga en un estado similar al mínimo de Maunder (inactivo) durante la próxima década. A principios de 2019, un panel de predicción del ciclo solar 25 llegó a un consenso preliminar. [24] El panel, 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, dado en términos del número de manchas solares revisado.

Ciclo 24

El ciclo solar 24 comenzó el 4 de enero de 2008, [25] con una actividad mínima hasta principios de 2010. [26] [27] El ciclo presentó un máximo solar de "doble pico" . El primer pico alcanzó 99 en 2011 y el segundo a principios de 2014 con 101. [28] El ciclo 24 finalizó en diciembre de 2019 después de 11,0 años. [21]

Ciclo 23

El ciclo solar 23 duró 11,6 años, comenzó en mayo de 1996 y terminó 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 de 120,8 (marzo de 2000), y el mínimo fue de 1,7. [29] Un total de 805 días no tuvieron manchas solares durante este ciclo. [30] [31] [32]

Fenómenos

Debido a que el ciclo solar refleja la actividad magnética, varios fenómenos solares impulsados ​​magnéticamente siguen el ciclo solar, incluidas las manchas solares, las fáculas/plagas, las redes y las eyecciones de masa coronal.

Manchas solares

Un dibujo de una mancha solar en las Crónicas de Juan de Worcester , ca. 1100 [33]

La superficie aparente del Sol, la fotosfera, irradia de forma más activa cuando hay más manchas solares. El seguimiento por satélite 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 %. [34] La luminosidad disminuye hasta un 0,3 % en una escala de tiempo de 10 días cuando grandes grupos de manchas solares rotan frente a la vista de la Tierra y aumenta hasta un 0,05 % durante hasta 6 meses debido a las fáculas asociadas con grandes grupos de manchas solares. [35]

La mejor información hoy en día proviene de SOHO (un proyecto cooperativo de la Agencia Espacial Europea y la NASA ), como el magnetograma MDI, donde se puede ver el campo magnético "superficial" solar .

A medida que comienza cada ciclo, las manchas solares aparecen en latitudes medias y luego se van acercando 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 fraccional promedio mensual de las manchas solares. Esto se traza verticalmente como una barra con código de colores y el proceso se repite mes tras mes para producir este diagrama de series temporales.

Esta versión del diagrama de manchas solares en forma de mariposa fue elaborada por el grupo solar del Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA. La versión más reciente se puede encontrar en [http://solarcyclescience.com/solarcycle.html solarcyclescience.com

Aunque los cambios en el campo magnético se concentran en las manchas solares, el Sol entero experimenta cambios análogos, aunque de menor magnitud.

Diagrama de tiempo en función de la latitud solar del componente radial del campo magnético solar, promediado a lo largo de rotaciones solares sucesivas. La firma de "mariposa" de las manchas solares es claramente visible en latitudes bajas. Diagrama construido por el grupo solar del Centro Marshall para Vuelos Espaciales de la NASA. La versión más reciente se puede encontrar en [http://solarcyclescience.com/solarcycle.html solarcyclescience.com

Fáculas y plage

Evolución del área de la placa solar a lo largo del tiempo

Las fáculas son formaciones magnéticas brillantes de la fotosfera. Se extienden hasta la cromosfera, donde se las conoce como placas. La evolución de las áreas de placas se suele seguir a partir de observaciones solares en la línea Ca II K (393,37 nm). [36] La cantidad de fáculas y áreas de placas varía en fase con el ciclo solar, y son más abundantes que las manchas solares en aproximadamente un orden de magnitud. [37] Presentan una relación no lineal con las manchas solares. [38] Las regiones de placas también están asociadas con fuertes campos magnéticos en la superficie solar. [39] [40]

Llamaradas solares y eyecciones de masa coronal

El campo magnético solar estructura la corona, dándole su forma característica visible en épocas de eclipses solares. Las estructuras complejas del campo magnético coronal evolucionan en respuesta a los movimientos de fluidos en la superficie solar y la aparición del flujo magnético producido por la acción del dinamo en el interior solar. Por razones que aún no se entienden en detalle, a veces estas estructuras pierden estabilidad, lo que lleva a erupciones solares y eyecciones de masa coronal (CME). Las erupciones consisten en una emisión abrupta de energía (principalmente en longitudes de onda ultravioleta y de rayos X ), que puede o no estar acompañada por una eyección de masa coronal, que consiste en la inyección de partículas energéticas (principalmente hidrógeno ionizado) en el espacio interplanetario. Las erupciones y las CME son causadas por la liberación localizada repentina 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 ocurrencia de tormentas geomagnéticas [41] y eventos de partículas energéticas solares [42] muestra una fuerte variación del ciclo solar, que alcanza su punto máximo cerca del máximo de manchas solares.

La frecuencia de aparición de eyecciones de masa coronal y de fulguraciones está fuertemente modulada por el ciclo. Las erupciones 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 en el máximo solar, hasta una cada pocos días en 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 erupciones de clase X que ocurrieron en diciembre de 2006, muy cerca del mínimo solar; una erupciones de X9.0 el 5 de diciembre se destaca como una de las más brillantes registradas. [43]

Patrones

Una descripción general de tres ciclos solares muestra la relación entre el ciclo solar, los rayos cósmicos galácticos y el estado del entorno del espacio cercano a la Tierra. [44]

Además del ciclo de 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 transcurrido 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 menores. [45] Este efecto recibió su nombre en honor a Max Waldmeier, quien lo describió por primera vez. [46]

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 superar la del ciclo par precedente. [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. Recibe su nombre en honor a Wolfgang Gleißberg. [8] [47] [48] [49]

Como lo iniciaron Ilya G. Usoskin y Sami Solanki , se han detectado variaciones centenarias asociadas en los campos magnéticos de la corona y la heliosfera utilizando isótopos cosmogénicos de carbono-14 y berilio-10 almacenados en depósitos terrestres como capas de hielo y anillos de árboles [50] y utilizando observaciones históricas de la actividad de tormentas geomagnéticas , que cubren la brecha temporal entre el final de los datos de isótopos cosmogénicos utilizables y el comienzo de los datos satelitales modernos. [51]

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 el surgimiento del flujo magnético desde la parte superior de la atmósfera solar hasta la heliosfera , [52] mostrando que las observaciones de manchas solares, la actividad geomagnética y los isótopos cosmogénicos ofrecen una comprensión convergente de las variaciones de la actividad solar.

Ciclo de Suess

El ciclo de Suess , o ciclo de De Vries , es un ciclo presente en los indicadores de radiocarbono de la actividad solar con un período de aproximadamente 210 años. Recibió su nombre en honor a Hans Eduard Suess y Hessel de Vries . [48] 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 más largos que el ciclo solar de aproximadamente 11 (22) años, incluyendo:

  • Se plantea la hipótesis de que el ciclo de Hallstatt (llamado así por un período frío y húmedo en Europa cuando los glaciares avanzaron ) se extiende por aproximadamente 2400 años. [53] [54] [55] [56]
  • En estudios sobre las proporciones del carbono 14 se han propuesto ciclos de 105, 131, 232, 385, 504, 805 y 2.241 años, posiblemente coincidentes con ciclos derivados de otras fuentes. [57] Damon y Sonett [58] 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 2.300 años que modula el período de 208 años. [59]
  • Ciclo Brückner-Egeson-Lockyer (ciclos de 30 a 40 años).
  • Un estudio de 2021 investiga los cambios en el clima del Pleistoceno durante los últimos 800 mil años a partir de los registros de temperatura ( δD ) y CO2 - CH4 del Proyecto Europeo de Perforación de Hielo en la Antártida (EPICA) [60] utilizando los beneficios de la metodología de resolución completa para el análisis del espectro singular de descomposición de series temporales, con un enfoque especial en las señales relacionadas con el Sol a escala milenaria. [61] El impacto cuantitativo de los tres ciclos relacionados con el Sol (sin nombre ~9,7 mil; propuesto 'Heinrich-Bond' ~6,0 mil; Hallstatt ~2,5 mil), explica acumulativamente ~4,0% (δD), 2,9% (CO2 ) y 6,6% (CH4 ) de la varianza. Un ciclo de ~3,6 mil años, poco conocido en la literatura, que da como resultado una varianza media de solo el 0,6%, no parece estar relacionado con el Sol, aunque no se puede descartar un origen gravitacional. Estos registros suborbitales de EPICA de 800 mil años de duración, que incluyen señales relacionadas con el Sol a escala milenaria, llenan un vacío importante en el campo de los ciclos solares y demuestran por primera vez el papel menor de la actividad solar en el presupuesto regional del sistema climático de la Tierra durante el Pleistoceno medio-tardío.

Efectos

Sol

Ciclos de actividad 21, 22 y 23 observados en el índice de manchas solares, TSI, flujo de radio de 10,7 cm e índice de erupciones. Las escalas verticales de cada cantidad se han ajustado para permitir la superposición en el mismo eje vertical que el TSI. Las variaciones temporales de todas las cantidades están estrechamente bloqueadas en fase, pero el grado de correlación en amplitudes es variable hasta cierto punto.

Magnetismo de superficie

Las manchas solares acaban por desintegrarse, liberando un flujo magnético en la fotosfera. Este flujo se dispersa y se agita por la convección turbulenta y los flujos solares a gran escala. Estos mecanismos de transporte conducen a la acumulación de productos de desintegración magnetizados en latitudes solares altas, lo que acaba invirtiendo la polaridad de los campos polares (observe cómo se invierten los campos azul y amarillo en el gráfico Hathaway/NASA/MSFC anterior).

El componente dipolar del campo magnético solar invierte su polaridad alrededor del momento del máximo solar y alcanza su máxima intensidad en el mínimo solar.

Espacio

Astronave

Las eyecciones de masa coronal (CME ) producen un flujo de radiación de protones de alta energía , a veces conocidos como rayos cósmicos solares. Estos pueden causar daños por radiación a los componentes electrónicos y a las células solares de los satélites . Los eventos de protones solares también pueden causar eventos de alteración de un solo evento (SEU) en los componentes electrónicos; al mismo tiempo, el flujo reducido de radiación cósmica galáctica durante el máximo solar disminuye el componente de alta energía del flujo de partículas.

La radiación de las eyecciones de masa coronal es peligrosa para los astronautas que se encuentran fuera de la protección que produce el campo magnético de la Tierra durante una misión espacial . Por lo tanto, los diseños de misiones futuras ( por ejemplo , para una misión a Marte ) incorporan un "refugio antitormentas" protegido contra la radiación al que los astronautas pueden retirarse durante un evento de este tipo.

Gleißberg desarrolló un método de pronóstico de CME que se basa en ciclos consecutivos. [62]

El aumento de la irradiancia durante el máximo solar expande la envoltura de la atmósfera de la Tierra, provocando que los desechos espaciales en órbita baja vuelvan a ingresar más rápidamente.

Flujo de rayos cósmicos galácticos

La expansión de los eyectos solares hacia el espacio interplanetario genera sobredensidades de plasma que son eficientes para dispersar los rayos cósmicos de alta energía que ingresan al sistema solar desde otras partes de la galaxia. La frecuencia de los eventos eruptivos solares está modulada por el ciclo, modificando en consecuencia el grado de dispersión de los rayos cósmicos en el sistema solar exterior. Como consecuencia, el flujo de rayos cósmicos en el sistema solar interior está anticorrelacionado con el nivel general de actividad solar. [63] Esta anticorrelación se detecta claramente en las mediciones del flujo de rayos cósmicos en la superficie de la Tierra.

Algunos rayos cósmicos de alta energía que entran en la atmósfera terrestre chocan con tanta 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 una reconstrucción de los niveles de actividad solar en el pasado distante. [64] 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 se han producido repetidamente épocas de actividad suprimida, de duraciones variables, durante ese lapso de tiempo. [ cita requerida ]

Atmosférico

Irradiación solar

La irradiancia solar total (TSI) es la cantidad de energía radiativa solar que incide en la atmósfera superior de la Tierra. Las variaciones de la 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 . [65] Las mediciones de la TSI variaron de 1355 a 1375 W/m2 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 no superpuestos fue interpolada por el grupo ACRIM en un compuesto que muestra un aumento de +0,037%/década. Otra serie basada en los datos ACRIM es producida por el grupo PMOD y muestra una tendencia descendente de -0,008%/década. [66] Esta diferencia de 0,045%/década puede afectar a los modelos climáticos. Sin embargo, la irradiancia solar total reconstruida con modelos favorece la serie PMOD, conciliando así el problema de la brecha ACRIM. [67] [68]

La irradiancia solar varía sistemáticamente a lo largo del ciclo, [69] 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 de ciclo que durante el mínimo solar terminal. El magnetismo fotosférico parece ser la causa principal (96%) de la variación del índice de irradiancia solar entre 1996 y 2013. [70] La relación entre la luz ultravioleta y la luz visible varía. [71]

La TSI varía en fase con el ciclo de actividad magnética solar [72] con una amplitud de alrededor del 0,1% alrededor de un valor promedio de alrededor de 1361,5 W/m2 [ 73] (la " constante solar "). Las variaciones en torno al promedio de hasta el -0,3% son causadas por grandes grupos de manchas solares y del +0,05% por grandes fáculas y la red brillante en una escala de tiempo de 7 a 10 días [74] [75] Las variaciones de la TSI en la era de los satélites muestran tendencias pequeñas pero detectables. [76] [77]

La TSI es mayor en el máximo solar, a pesar de que 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, sobrecompensan el déficit de irradiancia asociado con las manchas solares más frías, pero menos numerosas. [78] El principal impulsor de los cambios de la TSI en las escalas de tiempo de rotación solar y ciclo solar es la cobertura fotosférico variable de estas estructuras magnéticas solares radiativamente activas. [79]

Los cambios de energía en la irradiación UV que intervienen 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 irradiación UV provocó una mayor producción de ozono, lo que llevó al calentamiento estratosférico y a desplazamientos hacia los polos en los sistemas de vientos estratosféricos y troposféricos . [80]

Radiación de longitud de onda corta

Un ciclo solar: un montaje de diez años de imágenes del satélite Yohkoh SXT, que demuestra la variación de la actividad solar durante un ciclo solar, desde después del 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 superior. 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 de rayos X varía notablemente a lo largo del ciclo.

El montaje fotográfico de la izquierda ilustra esta variación de los rayos X blandos , tal como los observó 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 similares 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 de rayos X en la atmósfera superior de la Tierra es profundo. El flujo UV solar es un factor importante de la química estratosférica , y los aumentos en la radiación ionizante afectan significativamente la temperatura y la conductividad eléctrica influidas por la ionosfera .

Flujo de radio solar

La emisión del Sol en longitudes de onda centimétricas (de radio) se debe principalmente al plasma coronal atrapado en los campos magnéticos que recubren las regiones activas. [81] El índice F10.7 es una medida del flujo de radio solar por unidad de frecuencia en una longitud de onda de 10,7 cm, cerca del pico de la emisión de radio solar observada. F10.7 se expresa a menudo en SFU o unidades de flujo solar (1 SFU = 10 −22 W m −2 Hz −1 ). Representa una medida del calentamiento difuso y no radiativo del plasma coronal. 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 también se ven afectadas las frecuencias de onda media y VHF bajas . Los altos niveles de actividad de las manchas solares conducen a una mejor propagación de la señal en las bandas de frecuencia más altas, aunque también aumentan los niveles de ruido solar y perturbaciones ionosféricas. Estos efectos son causados ​​por el impacto del mayor nivel de radiación solar en la ionosfera .

Un flujo solar de 10,7 cm podría interferir con las comunicaciones terrestres punto a punto. [82]

Nubes

Las especulaciones sobre los efectos de los cambios de los rayos cósmicos a lo largo del ciclo incluyen potencialmente:

  • Los cambios en la ionización afectan la abundancia de aerosoles que sirven como núcleo de condensación para la formación de nubes. [83] 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 . [84] Las nubes formadas a partir de mayores cantidades de núcleos de condensación son más brillantes, duran más y es probable que produzcan menos precipitaciones.
  • Un cambio en los rayos cósmicos podría afectar a ciertos tipos de nubes. [85]
  • Se propuso que, particularmente en latitudes altas , la variación de los rayos cósmicos puede afectar la cobertura de nubes terrestres de baja altitud (a diferencia de la falta de correlación con las nubes de gran altitud), parcialmente influenciada por el campo magnético interplanetario impulsado por el sol (así como el paso a través de los brazos galácticos en períodos de tiempo más largos), [86] [87] [88] [89] pero esta hipótesis no fue confirmada. [90]

Estudios posteriores demostraron que la producción de nubes a través de rayos cósmicos no podía explicarse por partículas de nucleación. Los resultados de los aceleradores no lograron producir partículas suficientes y lo suficientemente grandes como para provocar la formación de nubes; [91] [92] esto incluye observaciones posteriores a una gran tormenta solar. [93] Las observaciones posteriores a Chernóbil no muestran nubes inducidas. [94]

Terrestre

Organismos

Se ha investigado el impacto del ciclo solar en los organismos vivos (véase cronobiología ). Algunos investigadores afirman haber encontrado conexiones con la salud humana. [95]

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 las 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 de la concentración de ozono, lo que permite que una mayor cantidad de UVB llegue a la superficie de la Tierra. [96] [97]

Comunicación por radio

Los modos de comunicación por radio de ondas ionosféricas funcionan doblando ( refractando ) las ondas de radio ( radiación electromagnética ) a través de la ionosfera . Durante los "picos" del ciclo solar, la ionosfera se ioniza cada vez más por los fotones solares y los rayos cósmicos . Esto afecta la propagación de la onda de radio de maneras complejas que pueden facilitar o dificultar las comunicaciones. La predicción de los modos de ondas ionosféricas es de considerable interés para las comunicaciones comerciales marinas y aéreas , los operadores de 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 salida solar afectan la frecuencia máxima utilizable , un límite en la frecuencia más alta utilizable para las comunicaciones.

Clima

Se ha propuesto que las variaciones a largo y corto plazo de la actividad solar podrían afectar el clima global, pero ha resultado difícil demostrar algún vínculo entre la variación solar y el clima. [2]

Las primeras investigaciones intentaron correlacionar el clima con un éxito limitado [98], seguidas por intentos de correlacionar la actividad solar con la temperatura global. El ciclo también afecta el clima regional. Las mediciones del Monitor de Irradiancia Espectral de SORCE muestran que la variabilidad de la radiación ultravioleta solar 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. [99]

Tres mecanismos propuestos median los impactos climáticos de las variaciones solares:

  • Irradiancia solar total (" Forzamiento radiativo ").
  • Irradiación ultravioleta. El componente UV varía más que el total, por lo que si por alguna razón (aún desconocida) la radiación UV tuviera un efecto desproporcionado, esto podría afectar al clima.
  • Cambios en los rayos cósmicos galácticos mediados por el viento solar , que pueden afectar la cobertura de nubes.

La variación del ciclo solar del 0,1% tiene efectos pequeños pero detectables en el clima de la Tierra. [100] [101] [102] 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. [103]

Otros efectos incluyen un estudio que encontró una relación con los precios del trigo, [104] y otro que encontró una correlación débil con el flujo de agua en el río Paraná . [105] Se han encontrado ciclos de once años en el espesor de los anillos de los árboles [14] y en capas en el fondo de un lago [15] 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 (véase más arriba), mientras que las temperaturas globales promedio habían aumentado notablemente durante ese período. Por lo demás, el nivel de comprensión de los impactos solares en el clima es bajo [106] .

Las variaciones solares también afectan la desintegración orbital de los objetos en la órbita terrestre baja (LEO) al alterar la densidad de la termosfera superior . [107]

Dinamo solar

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 que está mediado por flujos de plasma solar que también proporcionan 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 ciclo de dinamo, 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 dinamo, el 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 alterna cada ciclo solar, un fenómeno descrito por la ley de Hale . [108] [109]

Durante la fase de declive del ciclo solar, la energía se desplaza 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 de nuevo del campo poloidal al campo 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. [110] [111]

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. [112] Las intensidades relativas de estos procesos de transporte de flujo también determinan la "memoria" del ciclo solar, que desempeña un papel importante en las predicciones basadas en la física del ciclo solar. En particular, las simulaciones de dinamo solar no lineales forzadas estocásticamente establecen que la memoria del ciclo solar es corta, dura más de un ciclo, lo que implica que las predicciones precisas solo son posibles para el siguiente ciclo solar y no más allá. [113] [114] Este postulado de una memoria corta de un ciclo en el mecanismo de dinamo solar se verificó posteriormente mediante observaciones. [115]

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 tacoclinas. Su estructura consiste en una envoltura convectiva similar a la solar que existe desde el núcleo hasta la superficie. Dado que carecen de tacoclina pero aún muestran actividad magnética similar a la solar, se ha sugerido que la actividad magnética solar solo se genera en la envoltura convectiva. [116]

Influencia especulativa de los planetas

Un artículo de 2012 propuso que el torque ejercido por los planetas en una capa de tacoclina no esférica en las profundidades del Sol puede sincronizar el dinamo solar. [117] Se demostró que sus resultados eran un artefacto del método de suavizado aplicado incorrectamente que conduce al aliasing . [118] Desde entonces se han propuesto modelos adicionales que incorporan la influencia de las fuerzas planetarias en el Sol. [119] 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 en el dinamo solar. [120] Los modelos de dinamo modernos pueden reproducir el ciclo solar sin ninguna influencia planetaria. [23]

En 1974, el libro The Jupiter Effect (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, lo que culminaría 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 supuesto efecto de marea sobre el Sol impulsado por Venus y Júpiter fuera significativo en todo el potencial de generación de mareas solares. [121]

Véase también

Referencias

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Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Ciclos solares .
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  • Datos y herramientas solares N0NBH
  • SolarCycle24.com
  • Páginas web sobre física solar en el Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA
  • Reseñas científicas: ¿Las variaciones del ciclo solar afectan a nuestro sistema climático? Por David Rind, NASA GISS , enero de 2009
  • Proyecto de divulgación pública de Yohkoh
  • Centro solar de Stanford
  • El cosmos de la NASA
  • Ventanas al Universo: El Sol
  • Sitio web de SOHO
  • Sitio web de TRACE
  • Centro de análisis de datos sobre la influencia solar
  • Actualización del ciclo solar: ¿Picos gemelos?. 2013.
  • SunSpotWatch.com (desde 1999)
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