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Ir para a página de Angelo Leithold

(c) Ângelo Leithold. 1987-2006

Para ajudar no entendimento do presente trabalho, visite os links abaixo:

O Ciclo Solar

O ciclo solar, também conhecido como ciclo solar de Schwabe é o ciclo que mostra a atividade do Sol em intervalos de aproximadamente 11 anos. A máxima duração de um ciclo solar é de 13 anos e 8 meses e pertence ao ciclo 4 (desde setembro de 1784 a maio de 1798). O de menor duração foi o número 2 com 9 anos exatos (desde junho de 1766 a junho de 1775). Nos períodos de atividade mais elevada, conhecidos como máximo solar, as manchas solares aparecem, enquanto que períodos de atividades mais baixas são denominados de mínimo solar. O último máximo solar ocorreu em 2001.

Clique na figura para ampliar

Durante os máximos de atividade solar, se observa grandes quantidades de manchas solares. Nos mínimos transcorrem semanas inclusive meses sem ocorrer manifestação. O período de tempo mais longo sem manchas no século XX foi de 92 dias, indo de 8 de abril a 8 de julho de 1913. O número de manchas e a superfície que elas ocupam varia num período de 11 anos aproximadamente. Mais precisamente, o número de manchas varia num período de 11.04 anos, o crescimento ou período de subida até o máximo tem uma duração aproximada de 4.22 anos, processo de descida do máximo ao mínimo é em torno de 6.65 anos.

Presume-se que em 1718 se observou pela primeira vez um verdadeiro máximo de atividade solar, correspondente a um primeiro ciclo de 11 anos. Porém, os dados históricos da época, carecem de confiabilidade matemática para comprovar o acompanhamento dos ciclos a partir daquele que se acredita ter sido o primeiro observado. Assim, foi a partir do máximo de 1761 que começa a contagem cíclica e a compilação padronizada de dados. O primeiro ciclo mapeado iniciou em 1755, desde então até 2006 são 23.

Se tomarmos como referência a média suavizada, observaremos que o ciclo mais ativo foi o número 19, com uma média de 201.3 no mês de março de 1958. O máximo mais baixo correspondente a um ciclo, foi o número 6, com 48.7 em maio de 1816. O mínimo mais alto registrado foi no ciclo 21, com 12.3 em setembro de 1986, e o mínimo mais baixo foi o ciclo 5 com 0.0 em dezembro de 1810.

A máxima duração de um ciclo é de 13 anos e 8 meses e pertence ao número 4 (desde setembro de 1784 a maio de 1798). O de menor duração foi o número 2, com 9 anos exatos (desde junho de 1766 a junho de 1775). O de subida mais rápida para o máximo foi o 22, que demorou somente 2 anos e 10 meses desde o mínimo ocorrido em setembro de 1986 com 12.3, até alcançar o máximo em julho de 1989 com 158.5 unidades. O de subida mais lenta foi o número 5 com 6 anos e 9 meses, o mesmo se iniciou em maio de 1798 e o máximo ocorreu em fevereiro de 1805 com 49.2 unidades. O de número 4 demorou 10 anos e 4 meses na descida do máximo ocorrido em janeiro de 1788, o mínimo em maio de 1798. Por sus parte o número 7 é o de mais rápida descida desde o máximo em novembro de 1829 ao mínimo no mesmo mês, o de 1833 com somente 4 anos.

O intervalo entre os máximos tem variado até a atualidade, de 7 anos e 4 meses (máximo do ciclo 7 em novembro de 1829 ao máximo do ciclo 8 em março de 1837) a 17 anos e 1 mês (máximo do número 4 em janeiro de 1788, ao máximo do ciclo 5 em fevereiro de 1805). O de número 22, se iniciou em setembro de 1986 e finalizou em outubro de 1996 com duração de 10 anos e 1 mês, continuando a tendência dos ciclos curtos predominantes a partir de 1913. Este se encontra entre os três mais ativos, empatado com o número 3 e superado nos máximos dos ciclos 19 e 21.

Para ampliar os gráficos clique nas figuras

Durante os primeiros meses do ciclo 22 a quantidade de manchas observadas superou as que se apresentaram no período similar nos ciclos solares 19 e 21, outra característica deste ciclo foi que durante 34 meses a média suavizada se manteve oscilando acima das 140 unidades. Desde finais de 1988 a atividade solar apresentou um caráter oscilatório, com grandes variações que fizeram aproximar de modo significativo a média mensal suavizada. O ciclo 23 teve seu começo oficial no mês de outubro de 1996, o mesmo parecia anormal no início, devida demora em aparecer os grupos de manchas e por não coincidir o mês de valor mínimo da média suavizada (maio 1996 com 8.1 unidades). No mês em que se registrou a média mensal menor (outubro de 1996 com 0.9 unidades), o que motivou certas e determinadas discrepâncias na hora de fixar seu mês de inicio, na realidade, é que até o momento segue seu avanço até o máximo dentro do normal, em comparação aos ciclos anteriores.

As publicações do S.I.D.C. demonstraram num primeiro momento o início do ciclo 23 em maio de 1996, o qual teve uma média suavizada de 8.1, ligeiramente inferior a 8.6 registrado nos meses de abril e junho, um comportamento anormal da média suavizada se observa a partir do mês de julho, quando a mesma começa a descer alcançando o valor de 8.5, em agosto chega aos 8.4, para aumentar de novo em setembro com 8.5 e continuar sua subida até o mês de maio de 1999 com um valor de 90.4 unidades.

A decisão foi tomada pelos centros mundiais de observação solar tais como o Sunspot Index Data Center (S.I.D.C.), de Bruxelas, Bélgica, adotando por consenso o mês de outubro de 1996 como fim do ciclo solar 22 e início do ciclo solar 23. Para esta decisão se tomou em consideração que durante aquele mês se registrou o mínimo absoluto das médias mensais do número de Wolf com um valor de 0.9 unidades, no total de 37 dias com o Sol livre de manchas e existiu um período de 66 dias desde 4 de setembro a 8 de novembro durante o qual só houve 5 dias com manchas.

DATAS DO CICLO SOLAR DE 11 ANOS

Manchas solares

As manchas solares são regiões onde ocorre a redução de temperatura e pressão das massas gasosas no Sol, estando intimamente relacionadas ao seu campo magnético, cuja intensidade média é de 1 Gauss, chegando a milhares de Gauss próximo a elas.

Quanto maior sua quantidade, maiores são as alterações na ionosfera terrestre, influindo nas comunicações de rádio no planeta Terra.

Como a composição do Sol é basicamente hidrogênio em forma de plasma, sua rotação é diferenciada, sendo de 30 dias nos pólos e 26 dias no equador. Durante a rotação, as linhas do campo magnético comprimem-se e, por conseqüência, carregam o plasma junto até a sua compressão máxima, aumentando dessa forma a pressão e temperatura até a ruptura da massa e a liberação da energia comprimida em forma de explosões, expulsando a matéria da fotosfera em direção das linhas, com conseqüente queda de temperatura e pressão após a liberação da energia acumulada.

Nas regiões em que os laços magnéticos saem e retornam à fotosfera, estes possuem polaridades magnéticas opostas e assim surgem as manchas, com temperatura média de 4300 Kelvin, enquanto que, normalmente, em sua superfície, o Sol tem cerca de 6.000 K nas regiões ausentes de manchas.

As manchas solares são de coloração avermelhada, e não negras como as enxergamos. Esta ilusão de óptica se dá por causa do contraste com as regiões vizinhas.

As manchas podem surgir isoladas ou em grupos, o campo magnético associado é bem mais intenso no período conhecido como ciclo solar (de onze anos). O tamanho das manchas solares é bem diversificado, geralmente maiores que o nosso planeta. Elas são medidas em termos de milionésimos da área visível do Sol.

Uma mancha é considerada grande quando mede entre 300 e 500 milionésimos do disco solar. A maior já registrada foi em 1947, com 6.132 milionésimos - quase 1/7 do disco solar.

MAIS:

* Antenas: Veja o que são e para que servem.

* Teoria de Antenas

* Radar

* Radiotelescópio

Acima: Registrado até 2006 (Fonte:NOAA – NASA)

O tão esperado Ciclo Solar 24

Acima: Registros até 2007 (Fonte NOAA – NASA)

Acima: Quadro comparativo entre o ciclo solar e o mecanismo de previsão a partir do índice geomagnético (Fonte NASA).

ARTIGO

A importância da previsão da atividade solar.

Resumo

O índice da atividade geomagnética da Terra pode ser importante indicador da detecção e previsão do ciclo solar. O índice combina a atividade geomagnética IHV com as proeminências, chamas solares e a ejeção de massa massa coronal do Sol. Estes fenômenos estão associados à outra componente, a taxa de ionização da atmosfera da Terra, causada pela variação de velocidade do vento solar. Detecções recentes mostram que as variações da mínima atividade solar são fortes e confiáveis indicadores da magnitude do próximo pico. Por exemplo, a magnitude da recente máxima neste segundo componente, indica que a atividade solar do ciclo 24 será muito acima da média, provavelmente semelhante em tamanho aos ciclos 21 e 22 com um grande número de manchas solares. A Terra nos próximos anos, portanto, sofrerá importantes impactos. Desta forma, é extremamente interessante acompanhar as mudanças de nível iônico da atmosfera.

Abstract

Activity geomagnetic index can be important indicator of solar activity detection and prediction. The index combines geomagnetic IHV prominences, solar flares and coronal mass ejection. This phenomenon with another component, rate of ionization of the atmosphere caused the earth solar wind velocity variation. Detection shows minimum solar activity variations before and is reliable indicator for the magnitude of the coming peak. For example, the magnitude of the recent maximum in this second component indicates that the solar activity cycle 24 is well above average, probably similar size 21 and 22 cycles with a large number of sunspots. Earth in the coming years will therefore important impacts. Therefore, it is extremely interesting to monitor the changes of level ionic atmosphere.

Introdução

Os impactos da atividade solar no espaço e no solo atingem equipamentos de alta tecnologia e também podem ocasionar danos ainda não detectados em humanos, sobretudo astronautas e aeronautas que voam em grandes altitudes. A previsão do nível de atividade solar com pelo menos um ano de antecedência, é particularmente para a prevenção das operadoras de satélites, sistemas de comunicação, companhias aéreas e sistemas de distribuição de energia elétrica.

Predições do ciclo solar.

Dados os dois parâmetros que caracterizam o ciclo das manchas solares, seu período e amplitude, o nível de atividade em todo o ciclo pode ser previsto (Hathaway, Wilson, & Reichmann, 1994). Ambos parâmetros são bem determinados pela variação do nível de atividade em torno de 2 a 3 anos após o ciclo ter se iniciado. A maior dificuldade é identificar os parâmetros com pouco tempo de ciclo, pois é sabido que sua duração é sempre em torno de onze anos.

Pode-se, conforme na figura acima (Linhas pretas) observar que as previsões são possíveis. Foi realizado durante os últimos três ciclos solares utilizando a amplitude. Nota-se as médias mensais das manchas solares observadas diariamente. As marcações de mínimo e máximo estão marcadas pelas linhas tracejadas.

Método de previsão pelo índice geomagnético

Alguns métodos têm sido propostos para a previsão do avanço do ciclo olar. Alguns foram testados, sempre no avanço do tempo. É importante ressaltar a calibração de cada método utilizando os dados anteriores, e em seguida, procurar prever o comportamento e variação dos futuro ciclos utilizando cada método (Hathaway, Wilson, & Reichmann 1999). Três que utlizaram os índices de atividade geomagnéticas, segundo a NASA superaram todos os outros. Destes, o baseado no trabalho de Feynman (1982) que utiliza o índice geomagnético aa, foi o que forneceu uma previsão do comportamento do Sol bem antes do ciclo se iniciar.

Acima observa-se 24 meses de FWHM Gaussiano, índices geomagnéticos aa e IHV versus tempo. Estes índices são obtidos a partir de dados de dois magnetometros, cujos dados estão a ser compilados desde 1868. O índice IHV (Inter-Hora Variabilidade) incorporou correções para alterações na localização dos instrumentos no Hemisfério Norte (Svalgaard, Cliver, 2004 & LeSager).

Feynman (1982) sugeriu que existem duas componentes para a atividade geomagnética. Observou a atividade geomagnética nível base, que aumenta à medida em que as manchas solares aumentam. Ela identifica o nível base como um componente da variação da atividade geomagnética. Esta componente é proporcional ao número manchas solares e está relacionada com as chamas (Flares) solares, erupções e proeminências de massa coronal ejetada. Ela identifica as variabilidades restantes como uma componente "interplanetária" associada com os “buracos” coronais e correntes de alta velocidade do vento solar.

Abaixo, observa-se a determinação do nível de base a partir de uma reta pela parte mais baixa, a maioria dos valores anuais geomagnéticos, índice IHV com 20 manchas solares vaores (0-10, 10-20, ... 190-200), conforme a linha vermelha. Observa-se tembém os alores anuais para o índice geomagnético IHV versus valores anuais para as manchas solares dado por R. A atividade solar, a componente geomagnética (IHVR) são determinadas de forma a encontrar o melhor ajuste para a linha reta até os valores mínimos de atividade geomagnética como uma função de R.

Na figura abaixo, observa-se duas componentes, o índice geomagnético IHV e a componente da atividade solar (IHVR), estas são proporcionais ao número manchas solares e refletem diretamente o ciclo. A componente interplanetária (IHVI) é o sinal remanescente, os picos em IHVI ocorre antes da atividade solar mínima e podem ser vistos comparando-os aos picos de atividade solar para o próximo ciclo. Portanto, desenvolvendo-se formalismos matemáticos adequados, pode ser ampliada a capacidade de previsão através do uso dos índices geomagnéticos. Comparando as amplitudes dos picos no IHVI para os picos dos números de manchas solares para o próximo ciclo, observa-se que eles são significativamente correlacionados, ou seja, a Terra nos diz qual vai ser o comportamento do Sol com bastante antecedência, basta olhar para a direção certa.

Na figura embaixo, nota-se as amplitudes dos ciclos da atividade solar são função do tamanho do pico IHVI, as duas quantidades estão correlacionados em 94% e o nível de correlação é significativo 99,9%. Os intervalos de erro são mostradas pelas linhas pontilhadas. Esta relação, juntamente com o valor de pico de 19,5 para IHVI volta em 2003, indicam uma amplitude de 160 ± 30 para o ciclo 24. Isso é semelhante para as amplitudes dos ciclos 21 e 22.

Método de previsão

É possível calibrar utilizando os dados anteriores à época e, em seguida, prever as amplitudes do futuro ciclo amplitudes para ciclos conforme foi executado do ciclo 19 até o ciclo 23. Os resultados mostram um erro de 17 RMS, conforme demonstrado abaixo.

As previsões com base em dados anteriores dos ciclos de 19 a 23, mostram para o comportamento do Sol durante o ciclo 24.

Conclusão

A atividade geomagnética em anos anteriores ao ciclo solar mínimo fornecem uma estimativa para a amplitude do ciclo seguinte. O pico da componente "interplanetária" do índice geomagnético, normalmente ocorre 2 a 3 anosantes da componente solar. Desta forma, o pico da componente geomagnética que ocorreu no fianl de 2003 indica que o ciclo 24 será comparável em amplitude aos ciclos 21 e 22, com um número máximo de manchas solares de 160 com um erro de 30 para cima e para baixo. Contudo, para saber se realmente os dados coadunam, resta esperar até 2012 e comparar os dados mostrados e os que se mostrarão.

Bibliografia:

*Superflares could kill unprotected astronauts. NewScientist.com. Retrieved on 17 June, 2005. ( http://www.newscientist.com/article/dn7142 )

*Mewaldt, R.A., et al. 2005. Space weather implications of the 20 January 2005 solar energetic particle event. Joint meeting of the American Geophysical Union and the Solar Physics Division of the American Astronomical Society. May 23-27. New Orleans.

*Solar Flares NASA Video from 2003 (Kopp, G.; Lawrence, G and Rottman, G. (2005). "The Total Irradiance Monitor (TIM): Science Results". Solar Physics 230: 129–139. doi:10.1007/s11207-005-7433-9. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005SoPh..230..129K. )

*Solar Flares Solar & Heliospheric Observatory Video from 2002 ( http://berkeley.edu/news/media/releases/2002/03/rhessi/index.html )

Internet:

* http://www.ngdc.noaa.gov/stp/SOLAR/ftpsunspotnumber.html

*Sunspots resources

*Solar Cycle 24 and VHF Aurora Website (www.solarcycle24.com)

*Belgium World Data Center for the sunspot index

*High resolution sunspot image

*Sunspot images in high-res

*http://www.tvweather.com/awpage/history_of_the_atmosphere.htm

*NOAA Solar Cycle Progression:

*Space weather

*Lockheed Martin Solar and Astrophysics Lab

*1918 paper on sunspots and revolutions by William James Sidis

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(c) Ângelo Leithold. 1987-2006

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O Ciclo Solar

O ciclo solar, também conhecido como ciclo solar de Schwabe é o ciclo que mostra a atividade do Sol em intervalos de aproximadamente 11 anos. A máxima duração de um ciclo solar é de 13 anos e 8 meses e pertence ao ciclo 4 (desde setembro de 1784 a maio de 1798). O de menor duração foi o número 2 com 9 anos exatos (desde junho de 1766 a junho de 1775). Nos períodos de atividade mais elevada, conhecidos como máximo solar, as manchas solares aparecem, enquanto que períodos de atividades mais baixas são denominados de mínimo solar. O último máximo solar ocorreu em 2001.

Clique na figura para ampliar

Durante os máximos de atividade solar, se observa grandes quantidades de manchas solares. Nos mínimos transcorrem semanas inclusive meses sem ocorrer manifestação. O período de tempo mais longo sem manchas no século XX foi de 92 dias, indo de 8 de abril a 8 de julho de 1913. O número de manchas e a superfície que elas ocupam varia num período de 11 anos aproximadamente. Mais precisamente, o número de manchas varia num período de 11.04 anos, o crescimento ou período de subida até o máximo tem uma duração aproximada de 4.22 anos, processo de descida do máximo ao mínimo é em torno de 6.65 anos.

Presume-se que em 1718 se observou pela primeira vez um verdadeiro máximo de atividade solar, correspondente a um primeiro ciclo de 11 anos. Porém, os dados históricos da época, carecem de confiabilidade matemática para comprovar o acompanhamento dos ciclos a partir daquele que se acredita ter sido o primeiro observado. Assim, foi a partir do máximo de 1761 que começa a contagem cíclica e a compilação padronizada de dados. O primeiro ciclo mapeado iniciou em 1755, desde então até 2006 são 23.

Se tomarmos como referência a média suavizada, observaremos que o ciclo mais ativo foi o número 19, com uma média de 201.3 no mês de março de 1958. O máximo mais baixo correspondente a um ciclo, foi o número 6, com 48.7 em maio de 1816. O mínimo mais alto registrado foi no ciclo 21, com 12.3 em setembro de 1986, e o mínimo mais baixo foi o ciclo 5 com 0.0 em dezembro de 1810.

A máxima duração de um ciclo é de 13 anos e 8 meses e pertence ao número 4 (desde setembro de 1784 a maio de 1798). O de menor duração foi o número 2, com 9 anos exatos (desde junho de 1766 a junho de 1775). O de subida mais rápida para o máximo foi o 22, que demorou somente 2 anos e 10 meses desde o mínimo ocorrido em setembro de 1986 com 12.3, até alcançar o máximo em julho de 1989 com 158.5 unidades. O de subida mais lenta foi o número 5 com 6 anos e 9 meses, o mesmo se iniciou em maio de 1798 e o máximo ocorreu em fevereiro de 1805 com 49.2 unidades. O de número 4 demorou 10 anos e 4 meses na descida do máximo ocorrido em janeiro de 1788, o mínimo em maio de 1798. Por sus parte o número 7 é o de mais rápida descida desde o máximo em novembro de 1829 ao mínimo no mesmo mês, o de 1833 com somente 4 anos.

O intervalo entre os máximos tem variado até a atualidade, de 7 anos e 4 meses (máximo do ciclo 7 em novembro de 1829 ao máximo do ciclo 8 em março de 1837) a 17 anos e 1 mês (máximo do número 4 em janeiro de 1788, ao máximo do ciclo 5 em fevereiro de 1805). O de número 22, se iniciou em setembro de 1986 e finalizou em outubro de 1996 com duração de 10 anos e 1 mês, continuando a tendência dos ciclos curtos predominantes a partir de 1913. Este se encontra entre os três mais ativos, empatado com o número 3 e superado nos máximos dos ciclos 19 e 21.

Para ampliar os gráficos clique nas figuras

Durante os primeiros meses do ciclo 22 a quantidade de manchas observadas superou as que se apresentaram no período similar nos ciclos solares 19 e 21, outra característica deste ciclo foi que durante 34 meses a média suavizada se manteve oscilando acima das 140 unidades. Desde finais de 1988 a atividade solar apresentou um caráter oscilatório, com grandes variações que fizeram aproximar de modo significativo a média mensal suavizada. O ciclo 23 teve seu começo oficial no mês de outubro de 1996, o mesmo parecia anormal no início, devida demora em aparecer os grupos de manchas e por não coincidir o mês de valor mínimo da média suavizada (maio 1996 com 8.1 unidades). No mês em que se registrou a média mensal menor (outubro de 1996 com 0.9 unidades), o que motivou certas e determinadas discrepâncias na hora de fixar seu mês de inicio, na realidade, é que até o momento segue seu avanço até o máximo dentro do normal, em comparação aos ciclos anteriores.

As publicações do S.I.D.C. demonstraram num primeiro momento o início do ciclo 23 em maio de 1996, o qual teve uma média suavizada de 8.1, ligeiramente inferior a 8.6 registrado nos meses de abril e junho, um comportamento anormal da média suavizada se observa a partir do mês de julho, quando a mesma começa a descer alcançando o valor de 8.5, em agosto chega aos 8.4, para aumentar de novo em setembro com 8.5 e continuar sua subida até o mês de maio de 1999 com um valor de 90.4 unidades.

A decisão foi tomada pelos centros mundiais de observação solar tais como o Sunspot Index Data Center (S.I.D.C.), de Bruxelas, Bélgica, adotando por consenso o mês de outubro de 1996 como fim do ciclo solar 22 e início do ciclo solar 23. Para esta decisão se tomou em consideração que durante aquele mês se registrou o mínimo absoluto das médias mensais do número de Wolf com um valor de 0.9 unidades, no total de 37 dias com o Sol livre de manchas e existiu um período de 66 dias desde 4 de setembro a 8 de novembro durante o qual só houve 5 dias com manchas.

DATAS DO CICLO SOLAR DE 11 ANOS

Manchas solares

As manchas solares são regiões onde ocorre a redução de temperatura e pressão das massas gasosas no Sol, estando intimamente relacionadas ao seu campo magnético, cuja intensidade média é de 1 Gauss, chegando a milhares de Gauss próximo a elas.

Quanto maior sua quantidade, maiores são as alterações na ionosfera terrestre, influindo nas comunicações de rádio no planeta Terra.

Como a composição do Sol é basicamente hidrogênio em forma de plasma, sua rotação é diferenciada, sendo de 30 dias nos pólos e 26 dias no equador. Durante a rotação, as linhas do campo magnético comprimem-se e, por conseqüência, carregam o plasma junto até a sua compressão máxima, aumentando dessa forma a pressão e temperatura até a ruptura da massa e a liberação da energia comprimida em forma de explosões, expulsando a matéria da fotosfera em direção das linhas, com conseqüente queda de temperatura e pressão após a liberação da energia acumulada.

Nas regiões em que os laços magnéticos saem e retornam à fotosfera, estes possuem polaridades magnéticas opostas e assim surgem as manchas, com temperatura média de 4300 Kelvin, enquanto que, normalmente, em sua superfície, o Sol tem cerca de 6.000 K nas regiões ausentes de manchas.

As manchas solares são de coloração avermelhada, e não negras como as enxergamos. Esta ilusão de óptica se dá por causa do contraste com as regiões vizinhas.

As manchas podem surgir isoladas ou em grupos, o campo magnético associado é bem mais intenso no período conhecido como ciclo solar (de onze anos). O tamanho das manchas solares é bem diversificado, geralmente maiores que o nosso planeta. Elas são medidas em termos de milionésimos da área visível do Sol.

Uma mancha é considerada grande quando mede entre 300 e 500 milionésimos do disco solar. A maior já registrada foi em 1947, com 6.132 milionésimos - quase 1/7 do disco solar.

MAIS:

* Antenas: Veja o que são e para que servem.

* Teoria de Antenas

* Radar

* Radiotelescópio

Acima: Registrado até 2006 (Fonte:NOAA – NASA)

O tão esperado Ciclo Solar 24

Acima: Registros até 2007 (Fonte NOAA – NASA)

Acima: Quadro comparativo entre o ciclo solar e o mecanismo de previsão a partir do índice geomagnético (Fonte NASA).

ARTIGO

A importância da previsão da atividade solar.

Resumo

O índice da atividade geomagnética da Terra pode ser importante indicador da detecção e previsão do ciclo solar. O índice combina a atividade geomagnética IHV com as proeminências, chamas solares e a ejeção de massa massa coronal do Sol. Estes fenômenos estão associados à outra componente, a taxa de ionização da atmosfera da Terra, causada pela variação de velocidade do vento solar. Detecções recentes mostram que as variações da mínima atividade solar são fortes e confiáveis indicadores da magnitude do próximo pico. Por exemplo, a magnitude da recente máxima neste segundo componente, indica que a atividade solar do ciclo 24 será muito acima da média, provavelmente semelhante em tamanho aos ciclos 21 e 22 com um grande número de manchas solares. A Terra nos próximos anos, portanto, sofrerá importantes impactos. Desta forma, é extremamente interessante acompanhar as mudanças de nível iônico da atmosfera.

Abstract

Activity geomagnetic index can be important indicator of solar activity detection and prediction. The index combines geomagnetic IHV prominences, solar flares and coronal mass ejection. This phenomenon with another component, rate of ionization of the atmosphere caused the earth solar wind velocity variation. Detection shows minimum solar activity variations before and is reliable indicator for the magnitude of the coming peak. For example, the magnitude of the recent maximum in this second component indicates that the solar activity cycle 24 is well above average, probably similar size 21 and 22 cycles with a large number of sunspots. Earth in the coming years will therefore important impacts. Therefore, it is extremely interesting to monitor the changes of level ionic atmosphere.

Introdução

Os impactos da atividade solar no espaço e no solo atingem equipamentos de alta tecnologia e também podem ocasionar danos ainda não detectados em humanos, sobretudo astronautas e aeronautas que voam em grandes altitudes. A previsão do nível de atividade solar com pelo menos um ano de antecedência, é particularmente para a prevenção das operadoras de satélites, sistemas de comunicação, companhias aéreas e sistemas de distribuição de energia elétrica.

Predições do ciclo solar.

Dados os dois parâmetros que caracterizam o ciclo das manchas solares, seu período e amplitude, o nível de atividade em todo o ciclo pode ser previsto (Hathaway, Wilson, & Reichmann, 1994). Ambos parâmetros são bem determinados pela variação do nível de atividade em torno de 2 a 3 anos após o ciclo ter se iniciado. A maior dificuldade é identificar os parâmetros com pouco tempo de ciclo, pois é sabido que sua duração é sempre em torno de onze anos.

Pode-se, conforme na figura acima (Linhas pretas) observar que as previsões são possíveis. Foi realizado durante os últimos três ciclos solares utilizando a amplitude. Nota-se as médias mensais das manchas solares observadas diariamente. As marcações de mínimo e máximo estão marcadas pelas linhas tracejadas.

Método de previsão pelo índice geomagnético

Alguns métodos têm sido propostos para a previsão do avanço do ciclo olar. Alguns foram testados, sempre no avanço do tempo. É importante ressaltar a calibração de cada método utilizando os dados anteriores, e em seguida, procurar prever o comportamento e variação dos futuro ciclos utilizando cada método (Hathaway, Wilson, & Reichmann 1999). Três que utlizaram os índices de atividade geomagnéticas, segundo a NASA superaram todos os outros. Destes, o baseado no trabalho de Feynman (1982) que utiliza o índice geomagnético aa, foi o que forneceu uma previsão do comportamento do Sol bem antes do ciclo se iniciar.

Acima observa-se 24 meses de FWHM Gaussiano, índices geomagnéticos aa e IHV versus tempo. Estes índices são obtidos a partir de dados de dois magnetometros, cujos dados estão a ser compilados desde 1868. O índice IHV (Inter-Hora Variabilidade) incorporou correções para alterações na localização dos instrumentos no Hemisfério Norte (Svalgaard, Cliver, 2004 & LeSager).

Feynman (1982) sugeriu que existem duas componentes para a atividade geomagnética. Observou a atividade geomagnética nível base, que aumenta à medida em que as manchas solares aumentam. Ela identifica o nível base como um componente da variação da atividade geomagnética. Esta componente é proporcional ao número manchas solares e está relacionada com as chamas (Flares) solares, erupções e proeminências de massa coronal ejetada. Ela identifica as variabilidades restantes como uma componente "interplanetária" associada com os “buracos” coronais e correntes de alta velocidade do vento solar.

Abaixo, observa-se a determinação do nível de base a partir de uma reta pela parte mais baixa, a maioria dos valores anuais geomagnéticos, índice IHV com 20 manchas solares vaores (0-10, 10-20, ... 190-200), conforme a linha vermelha. Observa-se tembém os alores anuais para o índice geomagnético IHV versus valores anuais para as manchas solares dado por R. A atividade solar, a componente geomagnética (IHVR) são determinadas de forma a encontrar o melhor ajuste para a linha reta até os valores mínimos de atividade geomagnética como uma função de R.

Na figura abaixo, observa-se duas componentes, o índice geomagnético IHV e a componente da atividade solar (IHVR), estas são proporcionais ao número manchas solares e refletem diretamente o ciclo. A componente interplanetária (IHVI) é o sinal remanescente, os picos em IHVI ocorre antes da atividade solar mínima e podem ser vistos comparando-os aos picos de atividade solar para o próximo ciclo. Portanto, desenvolvendo-se formalismos matemáticos adequados, pode ser ampliada a capacidade de previsão através do uso dos índices geomagnéticos. Comparando as amplitudes dos picos no IHVI para os picos dos números de manchas solares para o próximo ciclo, observa-se que eles são significativamente correlacionados, ou seja, a Terra nos diz qual vai ser o comportamento do Sol com bastante antecedência, basta olhar para a direção certa.

Na figura embaixo, nota-se as amplitudes dos ciclos da atividade solar são função do tamanho do pico IHVI, as duas quantidades estão correlacionados em 94% e o nível de correlação é significativo 99,9%. Os intervalos de erro são mostradas pelas linhas pontilhadas. Esta relação, juntamente com o valor de pico de 19,5 para IHVI volta em 2003, indicam uma amplitude de 160 ± 30 para o ciclo 24. Isso é semelhante para as amplitudes dos ciclos 21 e 22.

Método de previsão

É possível calibrar utilizando os dados anteriores à época e, em seguida, prever as amplitudes do futuro ciclo amplitudes para ciclos conforme foi executado do ciclo 19 até o ciclo 23. Os resultados mostram um erro de 17 RMS, conforme demonstrado abaixo.

As previsões com base em dados anteriores dos ciclos de 19 a 23, mostram para o comportamento do Sol durante o ciclo 24.

Conclusão

A atividade geomagnética em anos anteriores ao ciclo solar mínimo fornecem uma estimativa para a amplitude do ciclo seguinte. O pico da componente "interplanetária" do índice geomagnético, normalmente ocorre 2 a 3 anosantes da componente solar. Desta forma, o pico da componente geomagnética que ocorreu no fianl de 2003 indica que o ciclo 24 será comparável em amplitude aos ciclos 21 e 22, com um número máximo de manchas solares de 160 com um erro de 30 para cima e para baixo. Contudo, para saber se realmente os dados coadunam, resta esperar até 2012 e comparar os dados mostrados e os que se mostrarão.

Bibliografia:

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*High resolution sunspot image

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*http://www.tvweather.com/awpage/history_of_the_atmosphere.htm

*NOAA Solar Cycle Progression:

*Space weather

*Lockheed Martin Solar and Astrophysics Lab

*1918 paper on sunspots and revolutions by William James Sidis