Ciclo solar
O ciclo solar, também conhecido como ciclo de atividade magnética solar, ciclo de manchas solares ou ciclo de Schwabe, é uma mudança quase periódica de 11 anos na atividade do Sol medida em termos de variações no número de manchas solares observadas na superfície do Sol. Durante o período de um ciclo solar, os níveis de radiação solar e ejeção de material solar, o número e o tamanho das manchas solares, as erupções solares e os loops coronais exibem uma flutuação sincronizada de um período de atividade mínima para um período de atividade máxima de volta a um período de atividade mínima.
Os ciclos solares têm uma duração média de cerca de 11 anos. O máximo solar e o mínimo solar referem-se a períodos de contagem máxima e mínima de manchas solares. Os ciclos vão de um mínimo ao seguinte.
A ideia de um ciclo solar cíclico foi levantada pela primeira vez por Christian Horrebow com base em suas observações regulares de manchas solares feitas entre 1761 e 1776 no observatório Rundetarn em Copenhagen, Dinamarca. Em 1775, Horrebow observou como "parece que após um certo número de anos, a aparência do Sol se repete em relação ao número e tamanho das manchas". O ciclo solar, entretanto, não seria claramente identificado até 1843, quando Samuel Heinrich Schwabe notou uma variação periódica no número médio de manchas solares após 17 anos de observações solares. Schwabe continuou a observar o ciclo das manchas solares por mais 23 anos, até 1867. Em 1852, Rudolf Wolf designou o primeiro ciclo solar numerado iniciado em fevereiro de 1755 com base nas observações de Schwabe e outras. Wolf também criou um índice padrão de manchas solares, o número de Wolf, que continua a ser usado hoje.
Os números de manchas solares nos últimos 11.400 anos foram reconstruídos usando proporções de isótopos de carbono-14. O nível de atividade solar a partir da década de 1940 é excepcional, o último período de magnitude semelhante ocorreu há cerca de 9.000 anos (durante o período boreal quente). O Sol esteve em um nível igualmente alto de atividade magnética por apenas ~10% dos últimos 11.400 anos. Quase todos os períodos anteriores de alta atividade foram mais curtos do que o episódio atual. Registros fósseis sugerem que o ciclo solar tem se mantido estável por pelo menos 700 milhões de anos. Por exemplo, a duração do ciclo durante o Permiano Inferior é estimada em 10.62 anos e da mesma forma no Neoproterozoico. Até 2009, pensava-se que 28 ciclos abrangeram os 309 anos entre 1699 e 2008, dando uma duração média de 11.04 anos, mas a pesquisa mostrou que o mais longo deles (1784-1799) pode realmente ter sido dois ciclos. Nesse caso, a duração média seria de apenas cerca de 10.7 anos. Desde que as observações começaram, ciclos tão curtos quanto 9 anos e tão longos quanto 14 anos foram observados, e se o ciclo de 1784-1799 for duplo, então um dos dois ciclos componentes deve ter menos de 8 anos de duração. Variações significativas de amplitude também ocorrem.
Ciclos recentes
O ciclo solar 25 começou em dezembro de 2019. Várias previsões foram feitas para o ciclo solar 25 com base em diferentes métodos, variando de magnitude muito fraca a forte. Uma previsão baseada em física baseada nos modelos de transporte de fluxo de superfície solar e dínamo solar baseados em dados de Bhowmik e Nandy (2018) parece ter previsto corretamente a força do campo polar solar nos mínimos atuais e prevê um ciclo solar 25 fraco, mas não insignificante, semelhante ou ligeiramente mais forte que o ciclo solar 24. Notavelmente, eles descartam a possibilidade de o Sol cair em um estado semelhante ao mínimo de Maunder (inativo) na próxima década. Um consenso preliminar por uma previsão de Panel do ciclo solar 25 foi feito no início de 2019. Panel, organizado pelo Space Weather Prediction Center da NOAA (SWPC) e pela NASA, com base nas previsões publicadas do ciclo solar 25, concluiu que o ciclo solar 25 será muito semelhante ao ciclo solar 24. Eles antecipam que o mínimo do ciclo solar antes do ciclo 25 será longo e profundo, assim como o mínimo que precedeu o ciclo 24. Eles esperam que o máximo solar ocorra entre 2023 e 2026 com um intervalo de manchas solares de 95 a 130, dado em termos do número revisado de manchas solares.
Como o ciclo solar reflete a atividade magnética, vários fenômenos solares impulsionados magneticamente seguem o ciclo solar, incluindo manchas solares, fáculas/plage, rede e ejeções de massa coronal.
Manchas solares
A superfície aparente do Sol, a fotosfera, irradia mais ativamente quando há mais manchas solares. O monitoramento por satélite da luminosidade solar revelou uma relação direta entre o ciclo solar e a luminosidade com uma amplitude pico a pico de cerca de 0.1%. A luminosidade diminui em até 0.3% em uma escala de tempo de 10 dias quando grandes grupos de manchas solares giram na visão da Terra e aumentam em até 0.05% por até 6 meses devido a fáculas associadas a grandes grupos de manchas solares. As melhores informações atuais vêm do SOHO (um projeto cooperativo da Agência Espacial Europeia e da NASA), como o magnetograma MDI, onde o campo magnético da "superfície" solar pode ser visto.
Fácula e praia
Fácula são características magnéticas brilhantes na fotosfera. Eles se estendem até a cromosfera, onde são chamados de praia. A evolução das áreas de praia é normalmente rastreada a partir de observações solares na linha Ca II K (393.37 nm). A quantidade de fácula e área de praia varia em fase com o ciclo solar, e são mais abundantes do que as manchas solares em aproximadamente uma ordem de magnitude. Eles exibem uma relação não linear com as manchas solares. A área das regiões de praia também está associada a fortes campos magnéticos na superfície solar.
Erupções solares e ejeções de massa coronal
O campo magnético solar estrutura a coroa, dando-lhe a sua forma característica visível em tempos de eclipses solares. Estruturas complexas de campo magnético coronal evoluem em resposta a movimentos de fluidos na superfície solar e surgimento de fluxo magnético produzido pela ação do dínamo no interior solar. Por razões ainda não compreendidas em detalhes, às vezes essas estruturas perdem a estabilidade, levando a erupções solares e ejeções de massa coronal (CME). As erupções consistem em uma emissão abrupta de energia (principalmente nos comprimentos de onda ultravioleta e de raios-X), que pode ou não ser acompanhada por uma ejeção de massa coronal, que consiste na injeção de partículas energéticas (principalmente hidrogênio ionizado) no espaço interplanetário. Erupções e CME são causados pela liberação repentina localizada de energia magnética, que impulsiona a emissão de radiação ultravioleta e de raios-X, bem como de partículas energéticas. Esses fenômenos eruptivos podem ter um impacto significativo na atmosfera superior da Terra e no ambiente espacial, e são os principais impulsionadores do que agora é chamado de clima espacial. Consequentemente, a ocorrência de tempestades geomagnéticas e eventos de partículas energéticas solares mostra uma forte variação do ciclo solar, com pico próximo ao máximo de manchas solares.
Juntamente com o ciclo de manchas solares de aproximadamente 11 anos, vários padrões e ciclos adicionais foram hipotetizados.
Efeito Waldmeier
O efeito Waldmeier descreve a observação de que as amplitudes máximas dos ciclos solares são inversamente proporcionais ao tempo entre seus mínimos e máximos solares. Portanto, ciclos com amplitudes máximas maiores tendem a levar menos tempo para atingir seus máximos do que ciclos com amplitudes menores. Este efeito recebeu o nome de Max Waldmeier, que o descreveu pela primeira vez.
Gnevyshev–Ohl rule
A regra de Gnevyshev-Ohl descreve a tendência da soma do número de Wolf ao longo de um ciclo solar ímpar exceder a do ciclo par anterior.
Ciclo de Gleissberg
O ciclo de Gleissberg descreve uma modulação de amplitude dos ciclos solares com um período de cerca de 70 a 100 anos, ou sete ou oito ciclos solares. Foi nomeado após Wolfgang Gleißberg. Variações centenárias associadas em campos magnéticos na coroa e na heliosfera foram detectadas usando isótopos cosmogênicos de carbono-14 e berílio-10 armazenados em reservatórios terrestres, como mantos de gelo e anéis de árvores e usando observações históricas de atividade de tempestade geomagnética, que unem o intervalo de tempo entre o fim dos dados de isótopos cosmogênicos utilizáveis e o início dos dados de satélite modernos. Essas variações foram reproduzidas com sucesso usando modelos que empregam equações de continuidade do fluxo magnético e números observados de manchas solares para quantificar o surgimento do fluxo magnético do topo da atmosfera solar para a heliosfera, mostrando que observações de manchas solares, atividade geomagnética e isótopos cosmogênicos oferecem uma compreensão convergente das variações da atividade solar.
Ciclo de Suess
O ciclo de Suess ou ciclo de Vries, é um ciclo presente em proxies de radiocarbono da atividade solar com um período de cerca de 210 anos. Foi nomeado após Hans E. Suess e Hessel de Vries. Apesar das taxas calculadas de produção de radioisótopos estarem bem correlacionadas com o registro de manchas solares de 400 anos, há pouca evidência do ciclo de Suess no registro de manchas solares de 400 anos por si só.
Outros ciclos hipotéticos
A periodicidade da atividade solar com períodos mais longos que o ciclo solar de cerca de 11 (22) anos foi proposta, incluindo:
Solar
As manchas solares eventualmente decaem, liberando fluxo magnético na fotosfera. Este fluxo é disperso e agitado por convecção turbulenta e fluxos solares de grande escala. Esses mecanismos de transporte levam ao acúmulo de produtos de decaimento magnetizados em altas latitudes solares, eventualmente revertendo a polaridade dos campos polares (observe como os campos azul e amarelo se invertem no gráfico Hathaway/NASA/MSFC acima). O componente dipolar do campo magnético solar inverte a polaridade em torno do tempo de máximo solar e atinge o pico de força no mínimo solar.
Espaço
CMEs (ejeções de massa coronal) produzem um fluxo de radiação de prótons de alta energia, às vezes conhecidos como raios cósmicos solares. Estes podem causar danos de radiação a eletrônicos e células solares em satélites artificiais. Eventos de prótons solares também podem causar eventos de distúrbio de evento único (SEU) em eletrônicos; ao mesmo tempo, o fluxo reduzido de radiação cósmica galáctica durante o máximo solar diminui o componente de alta energia do fluxo de partículas. A radiação CME é perigosa para os astronautas em uma missão espacial que estão fora da blindagem produzida pelo campo magnético da Terra. Projetos de missões futuras (por exemplo, para uma missão a Marte), portanto, incorporam um "abrigo contra tempestades" protegido contra radiação para os astronautas se retirarem durante tal evento.
Atmosférico
A irradiância solar total (TSI) é a quantidade de energia radiativa solar incidente na atmosfera superior da Terra. As variações do TSI eram indetectáveis até que as observações de satélite começaram no final de 1978. Uma série de radiômetros foi lançada em satélites desde a década de 1970. As medições TSI variaram de 1355 a 1375 W/m2 em mais de dez satélites. Um dos satélites, o ACRIMSAT, foi lançado pelo grupo ACRIM. A controversa "lacuna ACRIM" de 1989-1991 entre satélites ACRIM não sobrepostos foi interpolada pelo grupo ACRIM em um composto mostrando aumento de +0.037%/década. Outra série baseada nos dados do ACRIM é produzida pelo grupo PMOD e mostra uma tendência de queda de -0.008%/década. Essa diferença de 0.045%/década pode impactar os modelos climáticos. No entanto, a irradiância solar total reconstruída com modelos favorece a série PMOD, conciliando assim a questão do ACRIM-gap.
Terrestre
O impacto do ciclo solar nos organismos vivos foi investigado (ver cronobiologia). Alguns pesquisadores afirmam ter encontrado conexões com a saúde humana. A quantidade de luz ultravioleta UVB a 300 nm que atinge a superfície da Terra varia em alguns por cento ao longo do ciclo solar devido a variações na camada protetora de ozônio. Na estratosfera, o ozônio é continuamente regenerado pela divisão das moléculas de O2 pela luz ultravioleta. Durante um mínimo solar, a diminuição da luz ultravioleta recebida do Sol leva a uma diminuição da concentração de ozônio, permitindo que o aumento de UVB atinja a superfície da Terra. Os modos de comunicação de rádio Skywave operam dobrando (refratando) ondas de rádio (radiação eletromagnética) através da ionosfera. Durante os "picos" do ciclo solar, a ionosfera torna-se cada vez mais ionizada por fótons solares e raios cósmicos. Isso afeta a propagação da onda de rádio de maneiras complexas que podem facilitar ou dificultar as comunicações. A previsão dos modos skywave é de considerável interesse para comunicações comerciais marítimas e aeronáuticas, operadores de rádio amador e emissoras de ondas curtas. Esses usuários ocupam frequências dentro do espectro de rádio de alta frequência ou 'HF' que são mais afetados por essas variações solares e ionosféricas. Mudanças na produção solar afetam a frequência máxima utilizável, um limite na frequência mais alta utilizável para comunicações.
Pensa-se que o ciclo solar de 11 anos seja metade de um ciclo de dínamo solar Babcock-Leighton de 22 anos, que corresponde a uma troca oscilatória de energia entre os campos magnéticos solares toroidais e poloidais que é mediado por fluxos de plasma solar que também fornecem energia para o sistema dínamo a cada passo. No máximo do ciclo solar, o campo magnético dipolar poloidal externo está próximo de sua força mínima do ciclo do dínamo, mas um campo quadrupolar toroidal interno, gerado por rotação diferencial dentro da tacoclina, está próximo de sua força máxima. Neste ponto do ciclo do dínamo, a ressurgência flutuante dentro da zona de convecção força a emergência do campo magnético toroidal através da fotosfera, dando origem a pares de manchas solares, aproximadamente alinhadas leste-oeste com polaridades magnéticas opostas. A polaridade magnética dos pares de manchas solares se alterna a cada ciclo solar, um fenômeno descrito pela lei de Hale.
Há muito se teoriza que os planetas podem ter influência no ciclo solar, com muitos artigos especulativos publicados. Por exemplo, um artigo de 2012 propôs que o torque exercido pelos planetas em uma camada de tacoclina não esférica no fundo do Sol pode sincronizar o dínamo solar. No entanto, seus resultados mostraram ser um artefato do método de suavização aplicado incorretamente, levando ao aliasing. Modelos adicionais incorporando a influência das forças planetárias no Sol já foram propostos. No entanto, sabe-se que a variabilidade solar é essencialmente estocástica e imprevisível além de um ciclo solar, o que contradiz a ideia da influência planetária determinística no dínamo solar. Além disso, os modelos modernos de dínamo são capazes de reproduzir o ciclo solar sem nenhuma influência planetária. Assim, a influência planetária no dínamo solar é considerada marginal e contradizendo os princípios da Navalha de Ockham.
