ciclo solar

El ciclo solar , también conocido como ciclo de actividad magnética solar , ciclo de manchas solares o ciclo de Schwabe , es un cambio periódico de 11 años en la actividad del Sol , medido en términos de variaciones en el número de manchas solares observadas en la superficie solar . 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 vuelta a un período de actividad mínima.

El campo magnético del Sol se invierte durante cada ciclo solar, y esta inversión ocurre cuando el ciclo solar está cerca de su máximo. Después de dos ciclos solares, el campo magnético del Sol regresa a su estado original, completando lo que se conoce como un ciclo de Hale .

Este ciclo se ha observado durante siglos mediante cambios en la apariencia del Sol y fenómenos terrestres como las auroras , pero no se identificó claramente hasta 1843. La actividad solar, impulsada tanto por el ciclo solar como por procesos transitorios aperiódicos , rige el entorno del espacio interplanetario al generar clima espacial e impactar las tecnologías espaciales y terrestres, así como la atmósfera terrestre y posiblemente también las fluctuaciones climáticas en escalas de siglos o más.

Comprender y predecir el ciclo solar sigue siendo uno de los grandes desafíos de la astrofísica, con importantes repercusiones 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 solo 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 promedio de unos 11 años. El máximo solar y el mínimo solar se refieren a los períodos de máxima y mínima actividad solar. Los ciclos abarcan desde un mínimo hasta el siguiente.

Historial de observación

Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875), astrónomo alemán, descubrió el ciclo solar mediante largas observaciones de las manchas solares.

Rudolf Wolf (1816-1893), astrónomo suizo, llevó a cabo una reconstrucción histórica de la actividad solar que se remonta al siglo XVII.

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 observó cómo «parece que, tras el transcurso de cierto número de años, la apariencia del Sol se repite en cuanto al número y tamaño de las manchas». ^{[ 4 ]}

En 1843, el ciclo solar se identificó claramente 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 otros. ^{[ 6 ]} Wolf también creó un índice estándar de número de manchas solares, el número de Wolf , que se sigue utilizando en la actualidad.

Entre 1645 y 1715, se observaron y registraron muy pocas manchas solares. Gustav Spörer fue el primero en notarlo y posteriormente se le denominó el mínimo de Maunder en honor al matrimonio formado por Annie SD Maunder y Edward Walter Maunder, quienes investigaron exhaustivamente este peculiar período. ^{[ 7 ]}

En la segunda mitad del siglo XIX, Richard Carrington y Spörer observaron de forma independiente el fenómeno de las manchas solares que aparecían en diferentes latitudes heliométricas en distintas fases del ciclo solar. (Véase la ley de Spörer ). Más tarde, Alfred Harrison Joy describiría cómo la magnitud de la inclinación de las manchas solares —con la(s) mancha(s) principal(es) más cerca del ecuador que la(s) mancha(s) posterior(es)— 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, siendo esta la primera detección de campos magnéticos fuera 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 bipolares activas tienden a tener la misma polaridad dominante.
En el hemisferio opuesto (es decir, al otro lado del ecuador solar), estas regiones tienden a tener la polaridad dominante 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 —que más tarde se denominaría ciclo de Hale— abarca dos ciclos solares, o 22 años, antes de regresar a su estado original, incluyendo la polaridad. Dado que casi todas las manifestaciones son insensibles a la polaridad, el ciclo solar de 11 años sigue siendo el foco de la investigación. Las dos mitades del ciclo de Hale no suelen ser idénticas: los ciclos de 11 años generalmente alternan entre sumas mayores y menores de los números de manchas solares de Wolf (la regla de Gnevyshev-Ohl ). ^{[ 8 ]}

En 1961, el equipo formado por padre e hijo, 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, en primera aproximación, un dipolo , y que este dipolo experimenta inversiones de polaridad con el mismo período que el ciclo de manchas solares. El modelo de Babcock de Horace describió el campo magnético oscilatorio del Sol como poseedor de una periodicidad cuasiestacionaria de 22 años. ^{[ 5 ]}^{[ 9 ]} Cubría el intercambio oscilatorio de energía entre los componentes toroidal y poloidal del campo magnético solar.

Historia del ciclo

Se han reconstruido los números de manchas solares de los últimos 11.400 años utilizando las proporciones de isótopos de carbono-14 y berilio-10 . ^{[ 10 ]} El nivel de actividad solar que comenzó en 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 estuvo en un nivel de actividad magnética igualmente alto durante solo ~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, la duración del ciclo durante el Pérmico temprano se estima en 10,62 años ^{[ 14 ]} y de manera similar en el Neoproterozoico . ^{[ 15 ]}^{[ 16 ]}

Hasta 2009, se pensaba que 28 ciclos habían abarcado los 309 años entre 1699 y 2008, dando una duración promedio de 11,04 años, pero la investigación posterior mostró que el más largo de estos (1784-1799) podría haber sido en realidad dos ciclos. ^{[ 18 ]}^{[ 19 ]} De ser así, la duración promedio sería de solo alrededor de 10,7 años. Desde que comenzaron las observaciones, se han observado ciclos tan cortos como 9 años y tan largos como 14 años, y si el ciclo de 1784-1799 es doble, entonces uno de los dos ciclos componentes tuvo que ser menos de 8 años de duración. También ocurren variaciones de amplitud significativas.

Existen varias listas de supuestos "grandes mínimos" históricos de actividad solar. ^{[ 11 ]}^{[ 20 ]}

Ciclos recientes

Ciclo 25

El ciclo solar 25 comenzó en diciembre de 2019. ^{[ 21 ]} Se han realizado varias predicciones para el ciclo solar 25 ^{[ 22 ]} basadas en diferentes métodos, que varían desde una magnitud muy débil hasta una fuerte. Una predicción basada en la física que se apoya en los modelos de transporte de flujo de la superficie solar impulsados por 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 ]} Cabe destacar que descartan la posibilidad de que el Sol caiga en un estado similar al mínimo de Maunder (inactivo) durante la próxima década. Un panel de predicción del ciclo solar 25 llegó a un consenso preliminar a principios de 2019. ^{[ 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 este ciclo será muy similar al ciclo solar 24. Anticipan que el mínimo del ciclo solar previo al ciclo 25 será largo y profundo, al igual que el mínimo que precedió al ciclo 24. Prevén que el máximo solar se produzca entre 2023 y 2026, con un rango de manchas solares de entre 95 y 130, según el número revisado de manchas solares.

Ciclo 24

El ciclo solar 24 comenzó el 4 de enero de 2008, ^{[ 25 ]} con 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 en 101. ^{[ 28 ]} El ciclo 24 terminó en diciembre de 2019 después de 11,0 años. ^{[ 21 ]}

Ciclo 23

El ciclo solar 23 duró 11,6 años, comenzando en mayo de 1996 y terminando en enero de 2008. El número máximo suavizado de manchas solares (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

Dado que el ciclo solar refleja la actividad magnética, diversos fenómenos solares impulsados magnéticamente siguen el ciclo solar, incluyendo manchas solares, fáculas/placas, redes y eyecciones de masa coronal.

Manchas solares

Un dibujo de una mancha solar en las Crónicas de Juan de Worcester , c. 1100 ^{[ 33 ]}

La superficie aparente del Sol, la fotosfera, irradia más activamente cuando hay más manchas solares. El monitoreo satelital de la luminosidad solar reveló una relación directa entre el ciclo solar y la luminosidad con una amplitud pico a pico de aproximadamente 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 Tierra y aumenta hasta un 0,05 % durante un máximo de 6 meses debido a las fáculas asociadas con grandes grupos de manchas solares. ^{[ 35 ]}

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

Al comienzo de cada ciclo, las manchas solares aparecen en latitudes medias y se desplazan progresivamente hacia el ecuador hasta alcanzar un mínimo solar. Este patrón se visualiza mejor mediante el diagrama de mariposa. Las imágenes del Sol se dividen en franjas latitudinales y se calcula la superficie fraccional de manchas solares, promediada mensualmente. Esta superficie se representa verticalmente mediante una barra de color, y el proceso se repite mes tras mes para generar este diagrama de series temporales.

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

Fáculas y lápidas

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

Erupciones solares y eyecciones de masa coronal

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

La frecuencia de eyecciones de masa coronal y llamaradas solares está fuertemente modulada por el ciclo solar. Las llamaradas de cualquier tamaño son aproximadamente 50 veces más frecuentes durante el máximo solar que durante el mínimo. Las grandes eyecciones de masa coronal ocurren en promedio varias veces al día durante el máximo solar, reduciéndose a una cada pocos días durante el mínimo solar. El tamaño de estos eventos no depende significativamente de la fase del ciclo solar. Un ejemplo de ello son las tres grandes llamaradas de clase X que ocurrieron en diciembre de 2006, muy cerca del mínimo solar; una llamarada X9.0 el 5 de diciembre se erige como una de las más brillantes registradas. ^{[ 43 ]}

Patrones

Junto con el ciclo de manchas solares de aproximadamente 11 años, se han planteado hipótesis sobre 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 mayores amplitudes máximas tienden a tardar menos tiempo en alcanzar sus máximos que los ciclos con menores amplitudes. ^{[ 45 ]} Este efecto recibió su nombre de Max Waldmeier , quien lo describió por primera vez. ^{[ 46 ]}

Regla de Gnevyshev-Ohl

La regla de Gnevyshev-Ohl, en su formulación original, establece que para el índice resumen de actividad solar durante el ciclo de 11 años, existe una conexión estrecha en pares de ciclos pares e impares subsiguientes, mientras que los pares opuestos no muestran dicha conexión. ^{[ 47 ]}

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. Recibió su nombre de Wolfgang Gleißberg. ^{[ 8 ]}^{[ 48 ]}^{[ 49 ]}^{[ 50 ]}

Como lo hicieron por primera vez Ilya G. Usoskin y Sami Solanki , se han detectado variaciones centenarias asociadas en los campos magnéticos en la corona y la heliosfera utilizando isótopos cosmogénicos de carbono-14 y berilio-10 almacenados en reservorios terrestres como capas de hielo y anillos de árboles ^{[ 51 ]} y utilizando observaciones históricas de la actividad de tormentas geomagnéticas , que salvan el lapso de tiempo entre el final de los datos de isótopos cosmogénicos utilizables y el comienzo de los datos satelitales modernos. ^{[ 52 ]}

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 la aparición del flujo magnético desde la parte superior de la atmósfera solar y hacia la heliosfera , ^{[ 53 ]} 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 de Hans Eduard Suess y Hessel de Vries . ^{[ 49 ]} 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

Se ha propuesto una periodicidad de la actividad solar con períodos más largos que el ciclo solar de aproximadamente 11 (22) años, que incluye:

Se hipotetiza que el ciclo de Hallstatt (llamado así por un período frío y húmedo en Europa cuando los glaciares avanzaron ) se extiende durante aproximadamente 2400 años. ^{[ 54 ]}^{[ 55 ]}^{[ 56 ]}^{[ 57 ]}
En estudios de proporciones de carbono-14 , se han propuesto ciclos de 105, 131, 232, 385, 504, 805 y 2241 años, que posiblemente coincidan con ciclos derivados de otras fuentes. ^{[ 58 ]} Damon y Sonett ^{[ 59 ]} propusieron variaciones a medio y corto plazo basadas en carbono 14 de períodos de 208 y 88 años; además de sugerir un período de radiocarbono de 2300 años que modula el período de 208 años. ^{[ 60 ]}
Ciclo de Brückner-Egeson-Lockyer (ciclos de 30 a 40 años).
Un estudio de 2021 investiga los cambios del clima del Pleistoceno durante los últimos 800 kyr a partir de los registros de temperatura ( δD ) y CO2 _– CH4 _{del Proyecto Europeo para la Perforación de Núcleos de Hielo en la Antártida (EPICA)}^{[ 61 ]} utilizando los beneficios de la metodología de resolución completa para el análisis de espectro singular de descomposición de series temporales, con un enfoque especial en las señales relacionadas con el Sol a escala milenaria. ^{[ 62 ]} El impacto cuantitativo de los tres ciclos relacionados con el Sol (sin nombre ~9,7-kyr; propuesto 'Heinrich-Bond' ~6,0-kyr; Hallstatt ~2,5-kyr), explican acumulativamente ~4,0% (δD), 2,9% (CO2 ₎ y 6,6% (CH4 ₎ de la varianza. Un ciclo de aproximadamente 3,6 kyr, poco conocido en la literatura, con una varianza media de tan 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 kyr de duración, que incluyen señales solares a escala milenaria, llenan un vacío importante en el campo de los ciclos solares, demostrando por primera vez el papel secundario de la actividad solar en el balance regional del sistema climático de la Tierra durante el Pleistoceno medio-tardío.

Efectos

Sol

Se observan los ciclos de actividad 21, 22 y 23 en el índice de manchas solares, la irradiancia solar total (TSI), el flujo de radio de 10,7 cm y el índice de llamaradas. Las escalas verticales de cada magnitud se han ajustado para permitir su superposición en el mismo eje vertical que la TSI. Las variaciones temporales de todas las magnitudes están estrechamente sincronizadas en fase, pero el grado de correlación en las amplitudes es variable.

magnetismo superficial

Las manchas solares se desintegran con el tiempo, liberando flujo magnético en la fotosfera. Este flujo se dispersa y se agita debido a la convección turbulenta y a los flujos solares a gran escala. Estos mecanismos de transporte provocan la acumulación de productos de desintegración magnetizados en latitudes solares altas, invirtiendo finalmente la polaridad de los campos polares (nótese cómo se invierten los campos azul y amarillo en el gráfico de Hathaway/NASA/MSFC que aparece arriba).

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 en los componentes electrónicos y las células solares de los satélites . Los eventos de protones solares también pueden provocar fallos puntuales en los sistemas electrónicos; asimismo, la reducción del flujo 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 (CME) es peligrosa para los astronautas en una misión espacial que se encuentran fuera del blindaje producido por el campo magnético terrestre . Por lo tanto, los diseños de futuras misiones ( por ejemplo , para una misión a Marte ) incorporan un refugio antitormentas con protección contra la radiación para que los astronautas puedan resguardarse durante un evento de este tipo.

Gleißberg desarrolló un método de pronóstico de CME que se basa en ciclos consecutivos. ^{[ 63 ]}

El aumento de la irradiancia durante el máximo solar expande la atmósfera terrestre, lo que provoca que los desechos espaciales en órbita baja reingresen más rápidamente.

flujo de rayos cósmicos galácticos

La expansión hacia afuera de la materia solar eyectada en el espacio interplanetario proporciona sobredensidades de plasma que dispersan eficazmente 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, cambiando el grado de dispersión de rayos cósmicos en el Sistema Solar exterior en consecuencia. Como resultado, el flujo de rayos cósmicos en el Sistema Solar interior está inversamente correlacionado con el nivel general de actividad solar. ^{[ 64 ]} Esta inversa correlación 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 la suficiente fuerza con los componentes moleculares atmosféricos como para provocar ocasionalmente reacciones de espalación nuclear . Los productos de fisión incluyen radionúclidos como el ^14C y el ^10Be que se depositan en la superficie terrestre. Su concentración se puede medir en troncos de árboles o núcleos de hielo, lo que permite reconstruir los niveles de actividad solar en el pasado remoto. ^{[ 65 ]} Estas 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 reducida, de duración variable, durante ese período.

Atmosférico

irradiancia solar

La irradiancia solar total (TSI) es la cantidad de energía radiativa solar incidente en la atmósfera superior de la Tierra. Las variaciones de TSI fueron indetectables hasta que comenzaron las observaciones satelitales a finales de 1978. Una serie de radiómetros fueron lanzados en satélites desde la década de 1970. ^{[ 66 ]} Las mediciones de TSI variaron de 1355 a 1375 W/m ² 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. ^{[ 67 ]} Esta diferencia de 0,045 %/década puede afectar los modelos climáticos. Sin embargo, la irradiancia solar total reconstruida con modelos favorece la serie PMOD, lo que resuelve el problema de la brecha ACRIM. ^{[ 68 ]}^{[ 69 ]}^{[ 70 ]}

La irradiancia solar varía sistemáticamente a lo largo del ciclo, ^{[ 71 ]} tanto en la irradiancia total como en sus componentes relativas (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 final. El magnetismo fotosférico parece ser la causa principal (96%) de la variación de la IST entre 1996 y 2013. ^{[ 72 ]} La relación entre la luz ultravioleta y la visible varía. ^{[ 73 ]}

La TSI varía en fase con el ciclo de actividad magnética solar ^{[ 74 ]} con una amplitud de aproximadamente 0,1% alrededor de un valor promedio de aproximadamente 1361,5 W/m² ^[^{75 ] (} la " constante solar "). Las variaciones alrededor del promedio de hasta -0,3% son causadas por grandes grupos de manchas solares y de +0,05% por grandes fáculas y la red brillante en una escala de tiempo de 7 a 10 días ^{[ 76 ]}^{[ 77 ]} Las variaciones de la TSI de la era satelital muestran tendencias pequeñas pero detectables. ^{[ 78 ]}^{[ 79 ]}

La TSI es mayor en el máximo solar, aunque las manchas solares son más oscuras (más frías) que la fotosfera promedio. Esto se debe a 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, compensan el déficit de irradiancia asociado con las manchas solares más frías, pero menos numerosas. ^{[ 80 ]} El principal impulsor de los cambios de la TSI en las escalas de tiempo de la rotación solar y del ciclo solar es la cobertura fotosférica variable de estas estructuras magnéticas solares radiativamente activas. ^{[ 81 ]}

Los cambios energéticos en la irradiancia UV involucrados 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 irradiancia UV provocó una mayor producción de ozono, lo que conllevó un calentamiento estratosférico y desplazamientos hacia los polos en los sistemas de viento estratosféricos y troposféricos . ^[⁸²^]

Radiación de longitud de onda corta

Con una temperatura de 5870 K, la fotosfera emite una proporción de radiación en el ultravioleta extremo (EUV) y superiores. Sin embargo, las capas superiores más calientes de la atmósfera solar ( 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 de radiación ultravioleta, ultravioleta extrema y rayos X solares varía notablemente a lo largo del ciclo. Estas variaciones han sido estudiadas por varias naves espaciales de observación solar, entre ellas Yohkoh , SOHO y TRACE .

Aunque solo representa una fracción minúscula de la radiación solar total, el impacto de la radiación UV, EUV y de rayos X en la atmósfera superior de la Tierra es profundo. El flujo de radiación UV solar es un factor determinante de la química estratosférica , y los aumentos en la radiación ionizante afectan significativamente la temperatura y la conductividad eléctrica influenciadas por la ionosfera .

flujo de radio solar

La emisión del Sol en longitud de onda centimétrica (radio) se debe principalmente al plasma coronal atrapado en los campos magnéticos que cubren las regiones activas. ^{[ 83 ]} El índice F10.7 es una medida del flujo de radio solar por unidad de frecuencia a 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 UV solares.

La actividad de las manchas solares tiene un gran impacto en las radiocomunicaciones de larga distancia , especialmente en las bandas de onda corta , aunque también afecta a las frecuencias de onda media y VHF bajas . Los altos niveles de actividad solar mejoran la propagación de la señal en las bandas de frecuencia más altas, si bien también incrementan el ruido solar y las perturbaciones ionosféricas. Estos efectos se deben al impacto del aumento de la radiación solar en la ionosfera .

Un flujo solar de 10,7 cm podría interferir con las comunicaciones terrestres punto a punto. ^{[ 84 ]}

Nubes

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

Los cambios en la ionización afectan la abundancia de aerosoles que sirven como núcleos de condensación para la formación de nubes. ^{[ 85 ]} Durante los mínimos solares, más rayos cósmicos llegan a la Tierra, creando potencialmente partículas de aerosol ultrapequeñas como precursoras de núcleos de condensación de nubes . ^{[ 86 ]} Las nubes formadas a partir de mayores cantidades de núcleos de condensación son más brillantes, duran más y es probable que produzcan menos precipitación.
Un cambio en los rayos cósmicos podría afectar a ciertos tipos de nubes. ^{[ 87 ]}
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), influenciada parcialmente 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), ^{[ 88 ]}^{[ 89 ]}^{[ 90 ]}^{[ 91 ]} pero esta hipótesis no fue confirmada. ^{[ 92 ]}

Estudios posteriores demostraron que la producción de nubes mediante rayos cósmicos no podía explicarse por partículas de nucleación. Los resultados de los aceleradores no produjeron suficientes partículas, ni lo suficientemente grandes, para dar lugar a la formación de nubes; ^{[ 93 ]}^{[ 94 ]} esto incluye observaciones posteriores a una gran tormenta solar. ^{[ 95 ]} Las observaciones posteriores a Chernóbil no muestran nubes inducidas. ^{[ 96 ]}

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. ^{[ 97 ]}

La cantidad de luz ultravioleta UVB a 300 nm que llega a la superficie terrestre 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 disociación de las moléculas de O₂ por la luz ultravioleta. Durante un mínimo solar, la disminución de la luz ultravioleta recibida del Sol conlleva una disminución de la concentración de ozono, lo que permite que una mayor cantidad de UVB llegue a la superficie terrestre. ^{[ 98 ]}^{[ 99 ]}

Comunicación por radio

Los modos de comunicación por onda ionosférica funcionan desviando ( 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 onda ionosférica es de gran interés para las comunicaciones marítimas y aéreas comerciales , los radioaficionados y las emisoras de onda corta . Estos usuarios utilizan frecuencias dentro del espectro radioeléctrico de alta frecuencia (HF), que son las más afectadas por estas variaciones solares e ionosféricas. Los cambios en la radiación solar afectan la frecuencia máxima utilizable , un límite para la frecuencia más alta que se puede usar para las comunicaciones.

Clima

Se propone que tanto las variaciones a largo como a corto plazo en la actividad solar pueden afectar el clima global, pero ha resultado difícil demostrar cualquier vínculo entre la variación solar y el clima. ^{[ 2 ]}

Las primeras investigaciones intentaron correlacionar el clima con un éxito limitado, ^{[ 100 ]} seguidas de intentos de correlacionar la actividad solar con la temperatura global. El ciclo también influye en el clima regional. Las mediciones del Monitor de Irradiancia Espectral del SORCE muestran que la variabilidad de la radiación UV solar produce, por ejemplo, inviernos más fríos en Estados Unidos y el norte de Europa, e inviernos más cálidos en Canadá y el sur de Europa durante los mínimos solares. ^{[ 101 ]}

Se han propuesto tres mecanismos para explicar los impactos climáticos de las variaciones solares:

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

La variación del ciclo solar del 0,1% tiene efectos pequeños pero detectables en el clima de la Tierra. ^{[ 102 ]}^{[ 103 ]}^{[ 104 ]} Camp y Tung sugieren que la irradiancia solar se correlaciona con una variación de0,18 ± 0,08 K (0,32 ± 0,14 °F ) en la temperatura global promedio medida entre el máximo y el mínimo solar. ^{[ 105 ]}

Otros efectos incluyen un estudio que encontró una relación con los precios del trigo, ^{[ 106 ]} y otro que encontró una correlación débil con el flujo de agua en el río Paraná . ^{[ 107 ]} Se han encontrado ciclos de once años en los espesores de los anillos de los árboles ^{[ 14 ]} y capas en el fondo de un lago ^{[ 15 ]} de hace cientos de millones de años.

El consenso científico actual sobre el cambio climático es que las variaciones solares solo 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. ^{[ 108 ]}

Las variaciones solares también afectan la desintegración orbital de los objetos en órbita terrestre baja (LEO) al alterar la densidad de la termosfera superior . ^{[ 109 ]}

Dinamo solar

Se cree que el ciclo solar de 11 años es la mitad de un ciclo de dinamo solar de Babcock-Leighton de 22 años , que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre los campos magnéticos solares toroidales y poloidales , mediado por los 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 intensidad mínima del ciclo de dinamo, pero un campo cuadrupolar toroidal interno , generado por rotación diferencial dentro de la tacoclina , está cerca de su intensidad máxima. En este punto del ciclo de dinamo, el afloramiento por flotabilidad dentro de la zona de convección fuerza la emergencia 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 en cada ciclo solar, un fenómeno descrito por la ley de Hale . ^{[ 110 ]}^{[ 111 ]}

Durante la fase descendente 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 alcanza su intensidad mínima, las manchas solares son relativamente escasas y el campo poloidal alcanza su intensidad máxima. Durante el siguiente ciclo, la rotación diferencial convierte la energía magnética de nuevo del campo poloidal al toroidal, con una polaridad opuesta a la del ciclo anterior. El proceso continúa de forma ininterrumpida 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. ^{[ 112 ]}^{[ 113 ]}

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. ^{[ 114 ]} 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 del ciclo solar basadas en la física. 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. ^{[ 115 ]}^{[ 116 ]} Este postulado de una memoria corta de un ciclo en el mecanismo de dinamo solar fue posteriormente verificado observacionalmente. ^{[ 117 ]}

Aunque durante mucho tiempo se ha creído que la tacoclina es clave para generar el campo magnético a gran escala del Sol, investigaciones recientes han puesto en duda esta suposición. Las observaciones radioeléctricas de 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 ambos 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 se extiende desde el núcleo hasta la superficie. Dado que carecen de tacoclina pero aun así muestran actividad magnética similar a la solar, se ha sugerido que la actividad magnética solar se genera únicamente en la envoltura convectiva. ^{[ 118 ]}

Influencia especulativa de los planetas

Un artículo de 2012 propuso que el torque ejercido por los planetas sobre una capa de tacoclina no esférica en las profundidades del Sol podría sincronizar la dinamo solar. ^{[ 119 ]} Se demostró que sus resultados eran un artefacto del método de suavizado aplicado incorrectamente, lo que provocó aliasing . ^{[ 120 ]} Desde entonces, se han propuesto modelos adicionales que incorporan la influencia de las fuerzas planetarias sobre el Sol. ^{[ 121 ]} 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 sobre la dinamo solar. ^{[ 122 ]} Los modelos de dinamo modernos son capaces de reproducir el ciclo solar sin ninguna influencia planetaria. ^{[ 23 ]}

En 1974, el libro 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, culminando 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 el potencial generador de mareas solares totales. ^{[ 123 ]}

Véase también

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