Cycle solaire
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Le cycle solaire (ou cycle d'activit?? magn??tique solaire) est le changement p??riodique de l'activit?? du soleil (y compris les changements dans les niveaux de rayonnement solaire et l'??jection de mati??re solaire) et l'apparence (visible dans l'??volution du nombre des les taches solaires, des fus??es ??clairantes, et d'autres manifestations visibles). Cycles solaires ont une dur??e moyenne d'environ 11 ans. Ils ont ??t?? observ??s (par des changements dans l'apparence du soleil et par les changements observ??s sur la Terre, comme les aurores) pour des centaines d'ann??es.
Variation solaire provoque des changements dans m??t??o de l'espace, la m??t??o et le climat sur Terre. Elle entra??ne une variation p??riodique de la quantit?? de irradiation du soleil qui est connu sur Terre.
Ce est une composante de variation du rayonnement solaire , les autres fluctuations ap??riodiques ??tant.
Propuls?? par un processus de dynamo hydromagn??tique, entra??n?? par l'action inductrice des flux solaires internes, le cycle solaire:
- Structures celui du Soleil atmosph??re, sa corona et la vent;
- Module le rayonnement solaire ;
- Module le flux de rayonnement solaire de courte longueur d'onde, de l'ultraviolet ?? de rayons X;
- Module la fr??quence d'occurrence de ??ruptions solaires, ??jections de masse coronale, et d'autres ph??nom??nes ??ruptifs solaires geoeffective;
- Modulent indirectement le flux de haute ??nergie les rayons cosmiques galactiques entrant dans le syst??me solaire.
Histoire
Le cycle solaire a ??t?? d??couverte en 1843 par Samuel Heinrich Schwabe, qui, apr??s 17 ann??es d'observations remarqu?? une variation p??riodique dans le nombre moyen de taches solaires observ??es d'une ann??e ?? sur le disque solaire. Rudolf Loup compil?? et ??tudi?? ces observations et d'autres, reconstruire le cycle de 1745, poussant finalement ?? ces reconstructions les premi??res observations des taches solaires par Galileo et contemporains au d??but du XVIIe si??cle. ?? partir de Wolf, les astronomes solaires ont jug?? utile de d??finir un indice de nombre de taches solaires standard, qui continue d'??tre utilis?? aujourd'hui.
Jusqu'?? r??cemment, on pensait qu'il y avait 28 cycles dans les 309 ann??es entre 1699 et 2008, ce qui donne une longueur moyenne de 11,04 ann??es, mais des recherches r??centes ont montr?? que la plus longue de ces (1784-1799) semble effectivement avoir ??t?? deux cycles, de sorte que la dur??e moyenne est ?? environ 10,66 ann??es. Cycles aussi courtes que neuf ann??es et aussi longtemps que 14 ann??es ont ??t?? observ??s, et dans le double cycle 1784-1799 l'un des deux cycles de composants d?? ??tre inf??rieure ?? huit ann??es de longueur. Des variations significatives d'amplitude se produisent ??galement. Maximum solaire et minimum solaire se r??f??rent respectivement aux ??poques de chiffres maximum et minimum de taches solaires. Cycles de taches solaires individuelles sont s??par??es d'un minimum ?? l'autre.
Suivant le sch??ma de num??rotation ??tabli par Wolf, le cycle 1755-1766 est traditionnellement num??rot??e "1". La p??riode entre 1645 et 1715, une p??riode au cours de laquelle tr??s peu de taches solaires ont ??t?? observ??es, est une vraie fonction, par opposition ?? un artefact en raison de donn??es manquantes. Cette ??poque est maintenant connu comme le minimum de Maunder , apr??s Edward Maunder, qui des recherches approfondies sur cet ??v??nement particulier, d'abord not?? Gustav Sp??rer. Dans la seconde moiti?? du XIXe si??cle, il a ??galement ??t?? not?? (ind??pendamment) par Richard Carrington et par Sp??rer que le cycle progresse, les taches solaires apparaissent d'abord ?? des latitudes moyennes, puis de plus en plus pr??s de l'??quateur jusqu'au minimum solaire est atteint. Ce mod??le est mieux visualis?? sous la forme de ce qu'on appelle le diagramme papillon, d'abord construit par l'??quipe mari-??pouse de E. Walter et Annie Maunder au d??but du XXe si??cle (voir graphique ci-dessous). Images du Soleil sont divis??s en bandes de latitude, et la surface fractionnaire mensuelle moyenne de taches solaires calcul??es. Ce est trac??e verticalement, comme une barre de couleur cod??, et le processus se r??p??te mois apr??s mois pour produire ce diagramme temps-latitude.
La base physique du cycle solaire a ??t?? ??lucid??e au d??but du XXe si??cle par George Ellery Hale et ses collaborateurs, qui en 1908 ont montr?? que les taches solaires ont ??t?? fortement magn??tis??es (ce ??tait la premi??re d??tection de champs magn??tiques en dehors de la Terre), et en 1919 a continu?? ?? montrer que la polarit?? magn??tique de paires de taches solaires:
- Est toujours le m??me dans un h??misph??re solaire donn?? tout au long d'un cycle des taches solaires donn??e;
- Est en face d'un h??misph??re ?? travers un cycle;
- Se inverse dans les deux h??misph??res d'un cycle de taches solaires ?? l'autre.
Les observations de Hale r??v??l?? que le cycle solaire est un cycle magn??tique avec une dur??e moyenne de 22 ans. Cependant, parce que tr??s pr??s toutes les manifestations du cycle solaire sont insensibles ?? la polarit?? magn??tique, il reste l'usage courant de parler de ??cycle solaire de 11 ans".
Un demi-si??cle plus tard, l'??quipe p??re-fils de Harold Babcock et Horace Babcock a montr?? que la surface solaire est magn??tis?? m??me en dehors des taches solaires; que ce champ magn??tique plus faible est de premier ordre un dip??le; et que ce dip??le subit ??galement les inversions de polarit?? ?? la m??me p??riode que le cycle des taches solaires (voir graphique ci-dessous). Ces diverses observations ont ??tabli que le cycle solaire est un processus magn??tique spatio-temporelle se d??roule sur le Sun dans son ensemble.
Ph??nom??nes, la mesure, et les causes
Spots de multiples cycles peuvent coexister pendant un certain temps, et comme il a ??t?? d??couvert que le soleil inverse polarit?? magn??tique d'un demi-cycle solaire ?? l'autre, spots de diff??rents cycles peuvent ??tre d??chir??e. Cependant, il faut quelques mois avant qu'une d??cision d??finitive ne peut ??tre faite quant ?? la date r??elle du minimum solaire. Une des principales autorit??s qui d??terminent la date du minimum solaire est SIDC (la Solar Influences Centre d'analyse des donn??es), qui est situ?? dans la Belgique et travaille avec des agences comme la NASA et de l'ESA .
L'information la plus importante aujourd'hui vient de SOHO (un projet de la coop??ration internationale entre l'ESA et la NASA), tels que le MDI magn??to gramme, o?? la ??surface?? solaire champ magn??tique peut ??tre vu.
Les causes fondamentales de la variabilit?? solaire et solaires cycles sont encore en d??bat, avec quelques chercheurs qui sugg??re un lien avec le les forces de mar??e en raison des g??antes gazeuses Jupiter et Saturne , ou ?? cause du mouvement inertiel solaire. Une autre cause de taches solaires peut ??tre jet solaire "d'oscillation de torsion".
Patterns ont ??t?? not??es dans les cycles solaires. Par exemple, le Waldmeier effet est le ph??nom??ne que les cycles avec de plus grandes amplitudes maximales ont tendance ?? prendre moins de temps pour atteindre leur maxima que les cycles avec de petites amplitudes; il existe ??galement une corr??lation n??gative entre les amplitudes maximales et les longueurs des cycles pr??c??dents, ce qui permet un certain degr?? de pr??diction.
Effets du cycle solaire
Du Soleil les structures de champ magn??tique et son atmosph??re couches externes tout au long de la et dans la couronne vent solaire. Ses variations spatio-temporelles conduisent ?? une foule de ph??nom??nes collectivement connus sous le nom de l'activit?? solaire. Tous de l'activit?? solaire est fortement modul?? par le cycle magn??tique solaire, puisque celle-ci sert de source d'??nergie et le moteur dynamique pour l'ex.
le magn??tisme de surface
Les taches solaires peuvent exister ne importe o?? de quelques jours ?? quelques mois, mais ils ont fini par se d??sint??grer, et cela lib??re flux magn??tique dans la photosph??re solaire. Ce champ magn??tique est dispers??e et brass?? par convection turbulente, et les flux ?? grande ??chelle solaires. Ces m??canismes de transport conduisent ?? l'accumulation des produits de d??sint??gration magn??tis??s ?? des latitudes ??lev??es solaires, ??ventuellement inverser la polarit?? des champs polaires (remarquez comment les champs bleus et jaunes inverse dans le graphique ci-dessus).
La composante dipolaire du champ magn??tique solaire est observ?? pour inverser la polarit?? au moment de maximum solaire, et atteint la force pic au minimum solaire. Les taches solaires, d'autre part, sont produits ?? partir d'une forte toro??dal (dirig??e longitudinalement) champ magn??tique ?? l'int??rieur solaire. Physiquement, le cycle solaire peut ??tre consid??r?? comme une boucle de r??g??n??ration o?? le produit une composante toro??dale champ polo??dal, qui produit plus tard, un nouveau composant toro??dal de signe de nature ?? inverser la polarit?? du champ toro??dal d'origine, qui produit alors un nouveau composant polo??dale de polarit?? invers??e, et ainsi de suite.
Irradiance solaire
L'irradiance solaire totale (TSI) est la quantit?? d'??nergie incidente radiatif solaire sur l'atmosph??re sup??rieure de la Terre. Variations TSI ??taient ind??tectables jusqu'au observations satellites ont commenc?? ?? la fin de 1978. Radiom??tres men??es sur des satellites ?? partir des ann??es 1970 aux ann??es 2000 ont montr?? que l'irradiance solaire varie syst??matiquement au cours du cycle solaire de 11 ans, ?? la fois dans l'irradiance totale et dans les composants relatifs de l'irradiance (ratios de lumi??re UV ?? Ratios lumi??re visible). Le luminosit?? solaire est d'environ 0,07 pour cent plus lumineux pendant maximum solaire que pendant minimum solaire mais les observations du vaisseau spatial dans les ann??es 2000 a montr?? que le rapport de l'ultraviolet ?? la lumi??re visible est beaucoup plus variable qu'on ne le pensait.
La principale conclusion des observations par satellite est que STI varie en phase avec le cycle d'activit?? magn??tique solaire avec une amplitude d'environ 0,1% et une valeur moyenne d'environ 1 366 W / m 2 (la " constante solaire "). Variations sur la moyenne jusqu'?? -0,3% sont caus??s par de grands groupes de taches solaires et de + 0,05% en grande facules et le r??seau lumineux sur une ??chelle de temps par semaine pour 10 jours. (Voir STI variation graphiques.) Variations STI au cours des d??cennies d'observation par satellite en continu montrent petites mais d??tectables tendances.
STI est sup??rieure au maximum solaire, m??me si les taches solaires sont plus sombres (refroidisseur) que la photosph??re moyenne. Ceci est caus?? par des structures aimant??es autres que les taches solaires pendant maxima solaire, comme facules et des ??l??ments actifs du r??seau "brillant", qui sont plus lumineux (plus chaud) que la photosph??re moyenne. Ils surcompenser collectivement pour le d??ficit de rayonnement associ?? aux taches fra??ches mais moins nombreux. Le principal moteur de l'??volution de la STI sur des ??chelles de temps de cycle de rotation et de taches solaires est la couverture de la photosph??re variable de ces structures magn??tiques solaires radiatif.
Rayonnement de courte longueur d'onde
Avec une temp??rature de 5870 kelvins , le photosph??re du Soleil ??met une tr??s faible proportion de rayonnement dans le extr??me ultraviolet (EUV) et au-dessus. Cependant, les couches sup??rieures plus chaudes de l'atmosph??re du Soleil ( chromosph??re et la corona) ??mettent plus de rayonnement de courte longueur d'onde. Depuis la haute atmosph??re ne est pas homog??ne et contient structure magn??tique significatif, le solaire ultraviolet (UV), EUV et flux de rayons X varie consid??rablement au cours du cycle solaire.
Le montage photo sur la gauche illustre cette variation pour les rayons X mous, comme observ?? par le satellite japonais Yohkoh partir apr??s le 30 Ao??t 1991, ?? l'apog??e de cycle de 22, ?? 6 Septembre 2001, ?? l'apog??e de cycle de 23. variations li??es au cycle similaires sont observ??es dans le flux des UV solaire ou rayonnement EUV, comme on l'observe, par exemple , par le SOHO ou satellites de trace.
M??me se il ne repr??sente qu'une infime fraction du rayonnement solaire totale, l'impact des UV solaires, EUV et rayons X sur la haute atmosph??re de la Terre est profond. Flux solaire UV est un facteur majeur de chimie de la stratosph??re, et l'augmentation des rayonnements ionisants affecter de mani??re significative la temp??rature et la conductivit?? ??lectrique ionosph??re influenc??.
Flux radio du soleil
Emission du Soleil ?? centim??trique (radio) longueur d'onde est due principalement ?? plasma coronal pris au pi??ge dans les champs magn??tiques recouvrant r??gions actives. L'indice de F10.7 est une mesure du flux solaire par radio fr??quence de base ?? une longueur d'onde de 10,7 cm, ?? proximit?? du pic de l'??mission radio solaire observ??e. F10.7 est souvent exprim??e en SFU ou unit??s de flux solaires (1 SFU = 10 -22 W m -2 Hz -1). Il repr??sente une mesure de diffus, chauffage non radiative du plasma coronal pi??g?? par des champs magn??tiques plus de r??gions actives. Ce est un excellent indicateur du niveau d'activit?? solaire globaux et corr??le bien avec les ??missions UV solaires.
L'indice de F10.7 solaire est mesur??e quotidiennement ?? midi heure locale dans une bande passante de 100 MHz centr??e sur 2800 MHz sur le site de la Penticton Dominion Radio Astrophysical Observatory (OFR), Canada. Le solaire F10.7 cm dossier remonte ?? 1947, et est la plus longue fiche directe de l'activit?? solaire disponible, sauf pour les quantit??s li??es taches solaires.
Activit?? des taches solaires a un effet majeur sur longue distance communications radio en particulier sur le bandes des ondes courtes bien que vague moyenne et basse fr??quences VHF sont ??galement touch??s. Des niveaux ??lev??s d'activit?? des taches solaires conduire ?? une meilleure propagation du signal sur des bandes de fr??quences plus ??lev??es, m??me si elles augmentent ??galement les niveaux de bruit solaire et les perturbations ionosph??riques. Ces effets sont dus ?? l'impact de l'augmentation du niveau de rayonnement solaire sur le ionosph??re.
Il a ??t?? propos?? que le flux 10,7 cm solaire peut interf??rer avec les communications terrestres point ?? point.
Ph??nom??nes ??ruptifs Geoeffective
Les structures solaires de champ magn??tique de la couronne, ce qui lui donne sa forme caract??ristique visible parfois des ??clipses solaires. Structures complexes de champ magn??tique coronale ??voluent en r??ponse aux mouvements fluides ?? la surface du Soleil, et l'??mergence de flux magn??tique produit par effet dynamo ?? l'int??rieur solaire. Pour des raisons pas encore compris en d??tail, parfois, ces structures perdent la stabilit??, conduisant ?? ??jections de masse coronale dans l'espace interplan??taire, ou fus??es, caus??s par la lib??ration soudaine d'??nergie magn??tique localis??e conduite ??mission abondante de rayonnements ultraviolets et de rayons X ainsi que des particules ??nerg??tiques. Ces ph??nom??nes ??ruptifs peuvent avoir un impact significatif sur l'environnement de l'atmosph??re et de l'espace sup??rieur de la Terre et sont les principaux moteurs de ce qu'on appelle maintenant la m??t??o spatiale.
La fr??quence de survenue d'??jections et des fus??es ??clairantes de masse coronale est fortement modul?? par le cycle de l'activit?? solaire. Fus??es de toute taille donn??e sont quelques 50 fois plus fr??quentes au maximum solaire qu'au minimum. Les grandes ??jections de masse coronale se produisent en moyenne quelques fois par jour au maximum solaire, en baisse de un tous les quelques jours au minimum solaire. La taille de ces ??v??nements se sensibilit?? ne d??pend pas de la phase du cycle solaire. Une bonne affaire r??cente au point sont les trois grandes ??ruptions de classe X survenus en D??cembre 2006, tr??s proche du minimum solaire; l'un d'eux (une fus??e X9.0 le 5 d??cembre) se pr??sente comme un des plus brillants sur le disque.
Flux de rayons cosmiques
L'expansion vers l'ext??rieur des ??jectas solaire dans l'espace interplan??taire fournit surdensit??s de plasma qui sont efficaces ?? la diffusion de haute ??nergie rayons cosmiques entrant dans le syst??me solaire ?? partir ailleurs dans la galaxie. Depuis la fr??quence des ??v??nements ??ruptifs solaires est fortement modul?? par le cycle solaire, le degr?? de diffusion des rayons cosmiques dans le syst??me solaire externe varie ?? l'??tape. En cons??quence, le flux de rayons cosmiques dans le syst??me solaire interne est anticorrelated avec le niveau global de l'activit?? solaire. Cette anticorr??lation est clairement d??tect?? dans cosmiques mesures de flux de rayons ?? la surface de la Terre.
Certains rayons cosmiques de haute ??nergie entrant dans l'atmosph??re de la Terre entrent en collision assez dur avec les constituants atmosph??riques mol??culaires de causer occasionnellement nucl??aire r??actions de spallation. Certains des produits de fission comprennent les radionucl??ides, tels que C 14 et 10 Be, qui se installent sur la surface de la Terre. Leur concentration peut ??tre mesur??e dans les carottes de glace, ce qui permet une reconstruction des niveaux d'activit?? solaire dans le pass?? lointain. Ces reconstitutions indiquent que le niveau global de l'activit?? solaire depuis le milieu du XXe si??cle se trouve parmi les plus ??lev??s des 10.000 derni??res ann??es, et que Maunder ??poques minimum comme de l'activit?? supprim??e, de dur??es variables ont eu lieu ?? plusieurs reprises sur ce laps de temps.
Effets sur la Terre
Les organismes terrestres
L'impact du cycle solaire sur les organismes vivants a ??t?? ??tudi?? (voir chronobiologie). Certains chercheurs pr??tendent avoir trouv??s connexions avec la sant?? humaine.
La quantit?? de lumi??re ultraviolette UVB ?? 300 nm atteint la Terre varie de pas moins de 400% au cours du cycle solaire en raison de variations de la protection couche d'ozone. Dans la stratosph??re, l'ozone est r??g??n??r?? en continu par le s??paration de O 2 mol??cules par la lumi??re ultraviolette. Au cours d'un minimum solaire, la diminution de la lumi??re ultraviolette re??ue du Soleil conduit ?? une diminution de la concentration de l'ozone, ce qui permet une augmentation UVB de p??n??trer ?? la surface de la Terre.
La communication radio
Skywave modes de communication radio fonctionne en pliant ( r??fringent) des ondes radio ( de rayonnement ??lectromagn??tique ) ?? travers le Ionosph??re. Pendant les ??pics?? du cycle solaire, l'ionosph??re devient de plus en plus ionis?? par photons solaires et les rayons cosmiques. Ceci affecte le chemin ( propagation) de l'onde radio de fa??on complexe qui peut soit faciliter ou entraver les communications locales et interurbaines. Pr??vision de modes de SkyWave est d'un int??r??t consid??rable pour commerciale marins et avions communications , op??rateurs de radio amateur, et ondes courtes radiodiffuseurs . Ces utilisateurs utilisent des fr??quences au sein de la Haute fr??quence ou le spectre ??HF?? de radio qui sont les plus touch??s par ces ??carts solaires et ionosph??riques. Les variations de la production solaire affectent la la fr??quence maximale utilisable, une limite sur le plus haut fr??quence utilisable pour les communications.
Climat terrestre
Les deux ?? long terme et ?? court terme des variations de l'activit?? solaire sont ??mis l'hypoth??se d'affecter le climat mondial, mais il se est av??r?? extr??mement difficile de quantifier directement le lien entre la variation solaire et le climat de la terre. Le sujet continue d'??tre un sujet d'??tude active.
Les premi??res recherches a tent?? de trouver une corr??lation entre le temps et l'activit?? des taches solaires, la plupart du temps sans succ??s notable. Des recherches ult??rieures se est concentr??e davantage sur la corr??lation de l'activit?? solaire avec la temp??rature mondiale. Plus r??cemment, la recherche sugg??re qu'il peut aussi y avoir des impacts climatiques r??gionaux dus au cycle solaire. Les mesures de l'irradiance spectrale moniteur sur NASA Solar Radiation and Climate Experiment montrent que la production solaire UV est plus variable au cours du cycle solaire que les scientifiques avaient d??j?? pens??, r??sultant, par exemple, des hivers plus froids dans les ??tats-Unis et de l'Europe m??ridionale et des hivers plus chauds au Canada et l'Europe du Nord au cours de l'??nergie solaire minima.
Il ya trois m??canismes sugg??r??s par lequel les variations solaires sont hypoth??tiques pour avoir un effet sur le climat:
- Changements de rayonnement solaire qui affectent directement le climat (" Le for??age radiatif ").
- Les variations de la composante ultraviolette. La composante UV varie de plus que le total, si UV ??taient pour certains (encore inconnu) raison ayant un effet disproportionn??, cela pourrait causer un effet sur le climat.
- Effets induits par les changements dans les rayons cosmiques (qui sont affect??s par le vent solaire) tels que les changements de la couverture nuageuse.
La variation du cycle de taches solaires de 0,1% a de petits mais d??tectables effets sur le climat de la Terre. Les travaux de Camp et Tung sugg??re que les changements dans le rayonnement solaire en corr??lation avec une variation de ?? 0,1 ?? K (?? 0,18 ?? F) de la temp??rature mondiale moyenne mesur??e entre le pic et le minimum du cycle solaire de 11 ans.
L'effet de la variation du rayonnement solaire ?? des ??chelles de temps plus long qu'un cycle solaire est ??galement de l'int??r??t pour la science du climat. Le consensus scientifique actuel est que les variations solaires ne jouent pas un r??le majeur dans la d??termination actuelle r??chauffement de la plan??te , car la grandeur mesur??e de variation solaire r??cente est beaucoup plus petite que la raison for??ant ?? effet de serre, mais le niveau de compr??hension des impacts solaires est faible.
Effets sur Spacecraft
Les ??jections de masse coronale (??CME??) associ??s aux ??ruptions solaires produisent un flux de rayonnement de haute ??nergie des protons , parfois appel??s les rayons cosmiques solaires. Ceux-ci peuvent causer des dommages de rayonnement ?? l'??lectronique et les cellules solaires ?? satellites. Les ??v??nements de protons solaires peuvent ??galement causer ??v??nement unique (SEU) perturber les ??v??nements de l'??lectronique; en m??me temps, le flux r??duit de rayonnement cosmique galactique lors de maximum solaire (voir la section "flux de rayons cosmiques" ci-dessus) va diminuer la composante de haute ??nergie du flux de particules.
Si astronautes sur une mission spatiale sont au-dessus de l'effet de blindage produit le Le champ magn??tique de la Terre, le rayonnement d'un CME serait ??galement dangereux pour les humains; de nombreux futurs mod??les de la mission (par exemple, pour un Mars Mission) donc int??grer une ??temp??te abri?? de rayonnement blindage pour les astronautes de se retirer durant un ??v??nement de rayonnement.
Compte tenu des probl??mes de vol dans l'espace survenant au cours de forte activit?? solaire, la pr??diction de ce dernier devient de plus en plus important. Une m??thode particuli??re qui se appuie sur plusieurs cycles cons??cutifs a ??t?? cr???? par Wolfgang Gleissberg.
