FACULDADES INTEGRADAS ESPÍRITA - FIES

CAMPUS UNIVERSITÁRIO DR. BEZERRA DE MENEZES – UNIBEM

CURSO DE FÍSICA ASTRONOMIA

LABORATÓRIO DE CONSTRUÇÃO DE EQUIPAMENTOS CIENTÍFICOS - LACEC

A

Ciclo Solar de Schwabe, o Ciclo 24 e possibilidades de previsão de seu comportamento futuro

Ângelo Antônio Leithold.

2009

Abstract

© Py5aal 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.

Resumo

© Py5aal 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 coronal. 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 indicadores bastante confiáveis da magnitude do próximo pico. Por exemplo, o recente máximo do segundo componente, indica que a atividade solar do ciclo 24 será muito acima da média, provavelmente semelhante aos ciclos 21 e 22 com grande número de manchas. A Terra nos próximos anos, portanto, sofrerá importantes impactos e é extremamente interessante acompanhar as mudanças de nível iônico da atmosfera.

Introdução

© Py5aal 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 importante também para a prevenção de danos pelas operadoras de satélites, sistemas de comunicação, companhias aéreas e sistemas de distribuição de energia elétrica.

O Ciclo Solar de 11 anos

© Py5aal O ciclo solar, também conhecido como Ciclo Solar de Schwabe é causado pela atividade solar e tem uma duração de aproximadamente 11 anos. Sua máxima duração foi 13 anos e 8 meses e pertence ao ciclo 4 (desde setembro de 1784 a maio de 1798). A mínima, no 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.

Clique na figura para ampliar

© Py5aal Durante os máximos de atividade no Sol, se observa grandes quantidades de manchas no seu disco estelar. 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. 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. 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 começou a contagem cíclica e a compilação padronizada das observações. O primeiro ciclo mapeado integralmente iniciou em 1755, desde então até 2006 são 23.

© Py5aal Tomando por referência a média suavizada, observa-se 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 sua 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.

© Py5aal 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 o final 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 para fixar seu mês de inicio, na realidade seguiu seu avanço até o máximo dentro do normal, em comparação aos ciclos anteriores. O início do ciclo 23 teria sido fixado 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 observou a partir do mês de julho, quando começou a descer alcançando o valor de 8.5, em agosto chegando aos 8.4, para aumentar novamente em setembro, com 8.5, e continuando sua subida até o mês de maio de 1999 com um valor de 90.4 unidades. A decisão tomada pelos centros mundiais de observação solar, tais como o Sunspot Index Data Center (S.I.D.C.), de Bruxelas, Bélgica, adotou 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.

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

Acima: Registros até 2007 (Fonte NOAA – NASA) (Clique na figura)

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

© Py5aal Dados os dois parâmetros que caracterizam o ciclo de manchas solares, seu período e amplitude, o nível de atividade em todo pode ser previsto (Hathaway, Wilson, & Reichmann, 1994). Ambos parâmetros são bem determinados pela variação do nível de atividade entre 2 a 3 anos após o início do ciclo. A maior dificuldade é identificar os parâmetros logo no início, pois é sabido que sua duração é em torno de onze anos.

© Py5aal Na figura acima (Linhas pretas) observa-se que as previsões são possíveis, pois foi realizada durante os últimos três ciclos solares utilizando sua amplitude. Nota-se as médias mensais das manchas solares observadas diariamente e as marcações de mínimo e máximo dadas pelas linhas tracejadas.

Método de previsão pelo índice geomagnético

© Py5aal Alguns métodos têm sido propostos para a previsão do avanço do ciclo solar e testados sempre no domínio do tempo. É importante ressaltar que a calibração de cada método utiliza os dados anteriores, e em seguida, procura prever o comportamento e variação dos futuros ciclos (Hathaway, Wilson, & Reichmann 1999). Três que utlizaram os índices de atividade geomagnéticas, segundo a NASA, superaram 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”.

© Py5aal No gráfico 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, cuja leitura é procedida 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 identificou este 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 identificou também 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 que passa pela parte inferior da maioria dos valores anuais geomagnéticos, índice IHV com 20 manchas solares valores (0-10, 10-20, ... 190-200), conforme a linha vermelha. Observa-se também os valores 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 às manchas solares, portanto refletem diretamente o ciclo. A componente interplanetária (IHVI) é o sinal remanescente, os picos em IHVI ocorrem 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 estão intimamente relacionados, 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 que as amplitudes dos ciclos da atividade solar são função do tamanho do pico IHVI. As duas quantidades estão correlacionadas em 94% e o nível de de ligação 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 em 2003, indicam uma amplitude de 160 ± 30 para o ciclo 24, isto é, semelhante para as amplitudes dos ciclos 21 e 22.

Método de previsão

© Py5aal É possível calibrar utilizando os dados anteriores à época e, em seguida, prever as amplitudes do futuro ciclo , conforme foi executado desde o 19 até o 23. Os resultados mostram um erro de 17 RMS.

Assim, as previsões com base em dados anteriores dos ciclos de 19 a 23, apontam o comportamento do Sol durante o ciclo 24.

© Py5aal Desde 2006 ocorrem poucas manchas solares, e também se detectou alguns alguns poucos flares. O Sol esteve por muito tempo “calmo” e já se observa alguns grupos de manchas no disco estelar com signigicativas perturbações geomagnéticas. O Mínimo Solar, segundo David Hathaway, astrofísico do Centro Espacial Marshall, da Nasa, já acabou. Pelas observações ópticas realizadas pelo grupo de Física das FIES, nota-se nas manchas algumas do Ciclo Solar 24. Em outubro de 2008, observou-se as primeiras manchas do Ciclo 24, estas foram vistas ao mesmo tempo que as do Ciclo 23 que atingiu o seu pico no ano 2000. Em 2008, observou-se que os ciclos, 23 e 24 se sobrepunham, isto causou uma certa estranheza, embora não seja incomum. Contudo, o que chamou a atenção do grupo de Física, é que os dois ciclos apresentaram baixíssima atividade no período. De janeiro a setembro de 2008, foram mapeados pelos astrônomos solares 22 grupos de manchas, destas 82% eram do Ciclo 23. Em outubro, foram observados 5 grupos, e 80% pertencentes ao Ciclo 24. Uma vez que o Sol tem um comportamento cíclico de alta e baixa atividade eletromagnética, este interfere diretamente no geomagnetismo, logicamente quanto maior a quantidade de manchas solares, maiores os efeitos eletromagnéticos, especialmente na ionosfera, e notadamente na região da AMAS.

Como identificar as manchas do Ciclo 23 e do Ciclo 24

© Py5aal As manchas dos ciclos 24 e 23 tem diferenças significativas, para identificar a qual ciclo pertencem, em primeiro lugar devemos observar a sua latitude e polaridade magnética. As do Ciclo 24, sempre aparecem nas latitudes mais altas, as do ciclo 23 aparecem na região da linha do equador, e isto é regra para todos os ciclos. Sempre, as manchas do ciclo que se inicia têm polaridade magnética contrária daquelas do ciclo que acaba. Das cinco manchas observadas em outubro de 2008, 4 apresentavam as características do Ciclo Solar 24. A maior mancha do Ciclo 24 (Até agora) apareceu no final de outubro de 2008 e recebeu o número 1007. Apresentou dois núcleos escuros, ambos maiores que a Terra. Os núcleos estavam conectadas entre si por filamentos eletromagnéticos de milhares de quilômetros de comprimento.

Ocorrência de uma chama solar

© Py5aal A chama solar, ou flare solar, é uma rajada provocada por uma explosão solar. Acontece quando uma gigantesca quantidade de energia armazenada em campos magnéticos, em geral acima das manchas solares, é repentinamente liberada, sua classificação varia da Classe-A, muito fracos, até a Classe-X, muito intensos. Em 3 e 4 de novembro cha 1007 produziu grande quantidade de flares solares de Classe-B, considerados de baixa intensidade, contudo seu efeito foi fortemente sentido na Terra, veja embaixo nas figuras.

Acima: Atividade solar de 10/27 – 10/30.

Acima: Atividade solar 10/30 – 11/02

Acima: Atividade solar 11/03 – 11/06

© Py5aal O bombardeio de raios-X atingiu o lado iluminado do planeta e produziu ondas de ionização que se propagaram por todo o Planeta. Em VLF (Freqüência Muito Baixa) percebeu-se o fenômeno através de estranhos fades (variações bruscas e blackouts) causados pelo distúrbio repentino na ionosfera (SID). No dia 06 de outubro de 2008 às 3:00 UTC ocorreu um forte pico de raios-x, no comprimento de ondas de 1,0 a 8,0 Angstrons. Os raios-X viajam à 300.000 km/s, mas seus efeitos são retardados pela recombinação entre outros fenômenos, também chegam partículas à Terra com algum atraso devida velocidade mais reduzida, os núcleos de Hélio, por exemplo – partículas Alpha- são lançados à cerca de 450 km/s, prótons acelerados, dependendo da energia, à velocidades cerca de 100.000 km/s. Todos, cada um a seu tempo, podem ocasionar efeitos interessantes na Terra. Uma vez que estamos na região de influência da AMAS, existem efeitos acentuados, pois o campo magnético na região é menor do que o esperado. Observe na figura acima, a linha vermelha, são os raios-X, na próxima figura, (embaixo), note que houve algumas variações abruptas de ruído, no dia 07/10/2008 no espectrômetro instalado em Pardinho - SP. Em aproximadamente 7027 kHz, existe uma linha na vertical, é o sinal de RF enviado de Curitiba, do laboratório de Leithold, acadêmico da UNIBEM. Note que existem algumas linhas horizontais, são ruídos que ocorrem repentinamente em todas as frequencias ao mesmo tempo, ocasionados por distúrbios ionosféricos, causados pela explosão de 06/10/2008. Existe um retardo, pois neste caso, causa e efeito dependem de fatores como velocidade de propagação e delay ocasionado pelos efeitos de ionização.Na figura embaixo, o espectrograma ficou totalmente escuro, ou seja, sem ruídos, a relação sinal/ruído ( gráfico verde) no espectro de amplitude da figura acima, comparado com o da figura abaixo dá uma diferença de -75 dB para –120 dB. A cada -3 dB o ruído divide sua intensidade pela metade, o horário 00:00 UTC aqui no Brasil é 21:00 horário local.Embaixo, o sinal do transmissor flutuou por variações da tensão da rede elétrica, foi de 7027 kHz para 7026 kHz, a propagação reabriu, ou seja, há reflexão na Ionosfera, os ruídos retornaram e o ruído de fundo também. Este é um fenômeno típico ocasionado por explosões solares que abrangeu, a camada D que ficou tão ionizada que o sinal de rádio não conseguiu passar, ocorreu o que se chama de “fechamento de propagação”, ou black-out total das ondas de rádio e houve flutuação da rede elétrica em Curitiba, pois o

transmissor teve sua freqüência de transmissão variada por variação de tensão de alimentação. No caso da tensão da rede, não se pode atribuir a flutuação da tensão em Curitiba à uma SID, por falta de instrumentação adequada.

Manchas solares

© Py5aal 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.

Conclusão

© Py5aal A atividade geomagnética em anos anteriores ao ciclo solar mínimo fornecem uma estimativa segura para a amplitude do ciclo seguinte. O pico da componente "interplanetária" do índice geomagnético, normalmente ocorre 2 a 3 anos antes da componente solar. Desta forma, o pico da componente geomagnética que ocorreu no final 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. Da mesma forma em que ocorre uma forte ionização causada pela atividade solar, ocorre também uma elevação do nível de eletricidade atmosférica. Também a temperatura nas altas camadas da atmosfera varia, além das atividades atmosféricas como um todo. Assim, observa-se facilmente, pela linha experimental, que o ciclo solar que inicia reservará muitas surpresas, não somente no clima espacial, mas no clima da Terra e em outros sistemas, que englobam desde a distribuição de energia elétrica até as telecomunicações. A importância do mapeamento para posterior previsão do clima espacial não é mais uma questão de curiosidade, mas uma questão de estratégia.

Referências

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Svalgaard, L., Cliver, E. W., & Le Sager, P., “IHV: a new long-term geomagnetic index.” Adv. Space Res. 34, 436-439, 2004.

LINKS

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

* Teoria de Antenas

* Radar

Radiotelescópio

Breve descrição da Atmosfera e da Ionosfera.

Sensor de VLF em Paula Freitas no Campus de Pesquisas Geofísicas Major Edsel de Freitas Coutinho.

Espectrômetro de HF (20 m) da Estação Antártica Brasileira Comandante Ferraz. (Tempo real).

Espectrômetro de HF (40 m) Pardinho São Paulo.(Tempo real).

Gráficos da chegada de Raios-X à Terra (Tempo real).

Gráficos da chegada de prótons à Terra (Tempo real).

Magnetômetros GOES 12 e GOES 11 (Tempo real)

Fluxo de elétrons (Tempo real)

* Raios-X

Agosto a dezembro de 2008 .pdf

Maio a agosto de 2008 .pdf

* Prótons

=>Maio à dezembro 80501_081223_protons.pdf

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