Слънчев цикъл

Прогноза за Слънчевия Цикъл

Актуализирано на 14 януари 2015

Настоящата прогноза за 24-я Цикъл на Слънчевите Петна дава стойност на изгладения максимум на броя на слънчевите петна около 72 в края на лятото на 2013 година. Осредненият брой на слънчевите петна достигна 81,9 през април 2014 г. Това най-вероятно ще бъде официалният максимум. Вторият пик надмина нивото на първия пик (66,9 през февруари 2012 г.). Много цикли са с два пика, но този е първият, при когото вторият пик е по-голям от първия. В момента сме вече шест години в Цикъл 24. Сегашният прогнозиран и наблюдаван размер го прави най-малкия цикъл на слънчевите петна след Цикъл 14, който имаше максимум 64,2 през февруари 1906 година.

Предвиждането на поведението цикъла на слънчевите петна е доста надеждно след като цикълът е в ход (около 3 години след като се случи минимума на броя на слънчевите петна [виж Hathaway, Wilson и Reichmann Solar Physics; 151, 177 (1994)]). Преди това прогнозите са по-малко надеждни, но въпреки това също толкова важни. Планиране на спътниковите орбити и космически мисии често изискват познания на нивата на слънчевата активност години по-рано.

За прогнозиране на амплитудата на цикъл, който е в близост до и преди минимума на слънчевите петна, се използват редица техники. Бяха открити връзки между размера на следващия цикъл и максималната дължина на предишния цикъл, нивото на активност при минимума на слънчевите петна и размера на предишния цикъл.

Сред най-надеждните техники са тези, които използват измерванията на промени в магнитното поле на Земята в и преди минимума на слънчевите петна. За тези промени в магнитното поле на Земята се знае, че са причинени от слънчевите бури, но точните връзки между тях и бъдещите нива на слънчевата активност все още не са установени.

От тези техники “предвещаващи” геомагнетизма, три се открояват. Най-ранната е от Ол и Oл [Solar-Terrestrial Predictions Proceedings, Vol. II. 258 (1979)]. Те открили, че стойността на геомагнитния аа индекс в неговия минимум е свързан с броя на слънчевите петна по време на настъпващия максимум. Основният недостатък на тази техника е, че минимумът на геомагнитния аа индекс често настъпва малко след минимума на слънчевите петна, така че прогнозата не е на разположение, докато не започне цикъла на слънчевите петна.

Алтернативен метод се дължи на един процес, предложен от Джоан Файнман. Тя разделя геомагнитния аа индекс на два компонента: един във фазата със и пропорционален на броя на слънчевите петна, другият компонент после е остатъчният показател. Този остатъчен показател в миналото е давал добри оценки за броя на слънчевите петна няколко години по-рано. Максимумът в този показател се случва в близост до минимума на слънчевите петна и е пропорционален на броя на слънчевите петна по време на следващия максимум. Този метод дава възможност за предвиждане на следващия слънчев максимум по време на слънчевия минимум.

Третият метод се дължи на Ричард Томпсън [Solar Physics 148, 383 (1993)]. Той намерил връзка между броя на дните, по време на цикъла на слънчевите петна, в които геомагнитното поле е “смутено”, и амплитудата на следващия максимум на слънчевите петна. Неговият метод има предимството да даде прогноза за размера на следващия максимум на слънчевите петна доста преди минимума на слънчевите петна.

Ние сме предложили използването на средната стойност на предвижданията дадени от базирания на Файнман метод и от метода на Томпсън. [виж Hathaway, Wilson, and Reichmann J. Geophys. Res. 104, 22,375 (1999)] Обаче, и двата метода бяха засегнати от “Хелоуинските събития” от октомври/ноември 2003, които не бяха отразени в броя на слънчевите петна. И двата метода дават по-големи от средната амплитуда на Цикъл 24, докато забавеният старт и ниският минимум силно предвещават един много по-малък цикъл.

Осредненият аа индекс достигна своя минимум (рекордно нисък) от 8,4 през септември 2009 година. Използвайки метода на Ол сега, за Цикъл 24 се дава максимален брой на слънчевите петна от 70 ± 18. След това използваме формата на цикъла на слънчевите петна, както е описана от Hathaway, Wilson и Reichmann [Solar Physics 151, 177 (1994)] и определяме стартова точка и амплитуда на цикъла за изготвяне на предвиждане на месечния брой на слънчевите петна през настъпващия цикъл. Ние намираме най-много около 67 през лятото на 2013 година. Прогнозираните бройки са на разположение в текстов файл, като GIF-изображение, и като PDF-файл. С напредването на цикъла, процесът на прогнозиране преминава към даване повече тежест на напасването на месечните стойности към формата на функцията на цикъла. В тази фаза на Цикъл 24, сега даваме 80% тежест на амплитудата от техниката на напасване към кривата на Hathaway, Wilson, and Reichmann Solar Physics 151, 177 (1994). Тази техника в момента дава близки стойности до тези на метода на Ол.

Друг индикатор за нивото на слънчевата активност е потокът на радио емисии от Слънцето при дължина на вълната 10,7 см (честота 2,8 GHz). Този поток се измерва ежедневно от 1947 година. Това е важен показател за слънчевата активност, защото той е склонен да следва промените в слънчевия ултра виолетов диапазон, който влияе върху горните слоеве на атмосферата и йоносферата на Земята. Много модели на горните слоеве на атмосферата използват 10,7 сантиметровия поток (F10,7) като входяща информация за определяне на плътността на атмосферата и съпротивлението на сателитите. F10,7 е доказано, че следва броя на слънчевите петна доста отблизо и могат да се използват подобни техники за прогнозиране. Нашите прогнози за F10,7 са на разположение в текстов файл, като GIF-изображение, и като PDF-файл. Текущите стойности за F10.7 могат да бъдат намерени на адрес: ftp://ftp.geolab.nrcan.gc.ca/data/solar_flux/daily_flux_values/fluxtable.txt.

Прогрес на броя на слънчевите петна и доминацията на активността в северната или южната хемисфера

Цикъл на Слънчевите Петна

Актуализирано на 03 февруари 2014

Брой на Слънчевите Петна

През 1610, малко след видял слънцето с новия си телескоп, Галилео Галилей (или да не беше Томас Хариът?) направи първите европейски наблюдения на слънчевите петна. Непрекъснати дневни наблюдения бяха започнати в обсерваторията в Цюрих през 1849 г. и по-ранните наблюдения са били използвани, за да се разширят записите назад до 1610. Броят на слънчевите петна е изчислен от първо, преброяване на броя на слънчевите петна групи, и след това, броят на отделните петна.

“Броят на слънчевите петна” след това е равен на сумата на броя на отделните слънчеви петна и десет пъти броя на групите. Тъй като повечето групи слънчеви петна имат средно около десет петна, тази формула за преброяване на слънчевите петна дава надежден брой, дори когато условията за наблюдение не са идеални и малките петна са трудни за виждане. Средните месечни стойности (обновявани ежемесечно) на броя на слънчевите петна (181 kb JPEG-изображение) (307 kb PDF-файл) (62 kb текстов файл) показват, че броят на слънчевите петна, видими на слънцето, се увеличава и намалява по приблизително 11-годишен цикъл.

(Забележка: Всъщност са докладвани най-малко два “официални” броя на слънчевите петна. The International Sunspot Number е съставен от Solar Influences Data Analysis Center в Белгия. Броят на слънчевите петна на NOAA се съставя от National Oceanic and Atmospheric Administration на САЩ. Броят в табличен вид в spot_num.txt е средния месечен брой (SSN) и стандартно отклонение (DEV), получено от International Sunspot Numbers)

Минимум на Маундер

Ранните записи на слънчевите петна показват, че Слънцето е преминало през период на не-активност в края на 17 век. Много малко слънчеви петна са наблюдавани на Слънцето от около 1645-1715 (38 kb JPEG-изображение).

Минимумът на Маундер в прогреса на броя на слънчевите петна

Въпреки че наблюденията не са били толкова обширни, колкото в последните години, Слънцето в действителност е било добре наблюдавано по това време и тази липса на слънчеви петна е добре документирана. Този период на слънчева пасивност също отговаря на климатичен период, наречен “малка ледникова епоха”, когато реките, които обикновено са без лед, замръзват, и снежни полета остават целогодишно на по-ниски надморски височини. Има доказателства, че Слънцето е имало подобни периоди на бездействие в още по-далечното минало. Връзката между слънчевата активност и наземния климат е област на текущи изследвания.

Пеперудена диаграма

Детайлни наблюдения на слънчевите петна са получавани от Кралската Обсерватория в Гринуич от 1874. Тези наблюдения включват информация за размерите и позициите на слънчевите петна, както и за техния брой. Тези данни показват, че слънчевите петна не се появяват на случаен принцип върху повърхността на слънцето, а са концентрирани в две географско-широчинни ленти от двете страни на екватора.

Butterfly-diagram of flare-producing sunspotgroups

Пеперудена диаграма на групите петна, произвеждащи слънчеви изригвания от различни класове

Пеперудената диаграма (142 kb GIF-изображение) (184 kb PDF-файл) (обновява се ежемесечно), показваща разположението на петната при всяко завъртане на слънцето от май 1874, изобразява че тези ленти първо се формират на средни географски ширини, разпростират се, а след това с прогреса на цикъла се придвижват към екватора.

Данни от Гринуич за Слънчевите Петна

Данните на Кралската Обсерватория в Гринуич са били прибавени към данните, получени чрез Air Force Solar Optical Network Observing Network на САЩ от 1977 г. насам. Тези нови данни са преформатирани, за да отговарят на по-старите данни от Гринуич, като двете са на разположение в локална директория на ASCII файлове. Всеки файл съдържа записи за дадената година с отделни данни, предоставящи информация за ежедневните наблюдения на активните региони.

Прогнози за Цикъла на Слънчевите Петна

Членовете на MSFC Solar Physics Branch – Уилсън, Хатауей и Райхман – са изучавали записите за слънчевите петна за характерно поведение, което може да помогне при прогнозирането на бъдещата активност на слънчевите петна. Настоящите ни прогнози за слънчевата активност през следващите няколко години може да се намери на този линк. Въпреки че самите слънчевите петна произвеждат само незначителни ефекти върху слънчеви емисии, магнитната активност която придружава слънчевите петна може да доведе до драматични промени в ултравиолетовите и слабите нива на рентгеновото излъчване. Тези промени през слънчевия цикъл имат важни последици за горните слоеве на атмосферата на Земята.

 Прогрес на броя на слънчевите петна

Прогрес на броя на слънчевите петна

Прогрес на радио шума при F10,7cm

Прогрес на радио шума при дължина F10,7cm

Прогрес на геомагнитния планетарен Ар-индекс

Прогрес на геомагнитния планетарен Ар-индекс

Информация за слънчевите петна и F10,7 индекса

F10,7 индекс е мярка за нивото на шума, генериран от слънцето при дължина на вълната 10,7 см при орбитата на Земята. Исторически погледнато, този индекс е бил използван като входяща информация за йоносферни модели, като заместител на слънчевoтo излъчване в дължини на вълните, които предизвикват фотойонизация в йоносферата на Земята (в ултравиолетовите честоти).

Емисиите от Слънцето с дължина на (радио) вълната в сантиметри се дължат главно на коронарната плазма, хваната в магнитните полета над местата на активните региони. F10,7 е мярка за слънчевия поток при честота с дължина на вълната 10,7 см, близо до върховите стойности на наблюдаваните слънчеви радио емисии. F10,7 често се изразява в SFU или solar flux units (1 SFU = 10-22 W m-2 Hz-1). Това представлява мярка за дифузно, неизлъчващо нагряване на коронарната плазма, хваната от магнитните полета над активните региони. Това е отличен показател за общите слънчеви нива на активност и корелира добре със слънчевите UV емисии. Слънчевият F10.7 индекс се измерва ежедневно на обяд, местно време, на честота 100 MHz с дължина 2800 MHz (10,7 cm), в района на Penticton при Dominion Radio Astrophysical Observatory (DRAO), Канада. Следенето на слънчевия F10,7 датира назад до 1947 г., и е най-дългият директен запис на наличната слънчева активност, различен от този, следящ броя на слънчевите петна. Активността на слънчевите петна има голямо влияние върху радио комуникациите на дълги разстояния, по-специално на късовълновите обхвати, макар че средните вълни и ниско честотните VHF също са засегнати. Високите нива на активност на слънчевите петна води до подобряване на разпространението на сигнала на по-високи честоти, въпреки че също така увеличават нивата на слънчевия шум и колебанията в йоносферата. Тези реакции са причинени от въздействието на повишеното ниво на слънчевата радиация върху йоносферата. Предполага се, че при 10,7cm слънчевата радиация може да оказва влияние върху наземните комуникации.

Връзката между а и К, А и Ар-индекса

Индексът а дава ежедневното средно ниво за геомагнитната активност. Поради нелинейната връзка на К-скалата при колебанията на магнитометъра, няма смисъл да се вземат средните стойности на набора от К-индексите. Вместо това всеки K-индекс се конвертира обратно в а линейна скала, наречена “еквивалентен три часово амплитуден” а-индекс (обърнете внимание на малката буква), в съответствие със следната таблица:

Еквивалентния амплитуден а-индекс за даден K:

Дневният А-индекс е просто средно аритметична стойност от осем “а” индекси.

Така например, ако К-индексите за деня са били 3, 4, 6, 5, 3, 2, 2 и 1, дневният индекс е средната стойност на еквивалентните амплитуди:

A = (15 + 27 + 80 + 48 + 15 + 7 + 7 + 4)/8 = 25,38

Индексът Ap е осредненият планетарен A-индекс, базиран на данни от набор от специфични Kр станции.

Sunspot Area vs. Ap-index

Прогрес на областите със слънчеви петна и Ар-индекса

Smoothed number of C-, M-, and X-class flares

Прогрес на броя на слънчевите изригвания от С, М и Х-клас

Evolution of powerful flares during sunspot cycle

Прогрес на мощните слънчеви изригвания по цикъла на слънчевите петна

Number of Proton flares

Прогрес на протонните изригвания

Прогрес на силата и смяната на полярните магнитни полета по слънчевия цикъл [WSO]

Слънчев цикъл

Прогрес на смяната и силата на полярните магнитни полета по слънчевия цикъл [Solen]

Total Solar Irradiance

Прогрес на тоталното слънчево излъчване (Total Solar Irradiance)

Cosmic Rays

Прогрес на пропуснатото в слънчевата система космическо лъчение

Център за прогноза на космическото време: http://www.swpc.noaa.gov/SolarCycle/

Център за космически полети Маршал: http://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml

SC24 Tracking Page: http://users.telenet.be/j.janssens/SC24web/SC24.html