|
|
|
De zonnecyclus, ook bekend als de magnetische zonneactiviteitscyclus, zonnevlekkencyclus of Schwabe-cyclus, is een bijna periodieke verandering vanDe zonnecyclus, ook bekend als de magnetische zonneactiviteitscyclus, zonnevlekkencyclus of Schwabe-cyclus, is een bijna periodieke verandering van elf jaar in de activiteit van de zon, gemeten in termen van variaties in het aantal waargenomen zonnevlekken op het oppervlak van de zon. Gedurende de periode van een zonnecyclus vertonen de niveaus van zonnestraling en de uitstoot van zonnemateriaal, het aantal en de grootte van zonnevlekken, zonnevlammen en coronale lussen allemaal een gesynchroniseerde fluctuatie van een periode van minimale activiteit
naar een periode van maximale activiteit. naar een periode van minimale activiteit. |
| |
 |
| 400 jaar zonnevlekkengeschiedenis, inclusief het Maunder Minimum |
|
|
 |
| De voorspelling voor zonnecyclus 24 Zie tekst |
|
| |
| Afbeelding rechts: De voorspelling voor zonnecyclus 24 gaf een afgevlakt zonnevlekkenaantal van ongeveer 69 in de nazomer van 2013. Het afgevlakte zonnevlekkenaantal bereikte 68,9 in augustus 2013, dus het officiële maximum was op zijn minst zo hoog. Het afgevlakte zonnevlekkenaantal teeg opnieuw richting deze tweede piek gedurende de laatste vijf maanden van 2016 en overtrof het niveau van de eerste piek (66,9 in februari 2012). Veel cycli hebben een dubbele piek, maar dit is de eerste waarin de tweede piek in het aantal zonnevlekken groter was dan de eerste. Dit was ruim vijf jaar na cyclus 24. De voorspelde en waargenomen omvang maakte dit de kleinste zonnevlekkencyclus sinds cyclus 14, die in februari 1906 een maximum van 64,2 had. |
| |
| Het magnetische veld van de zon draait tijdens elke zonnecyclus om, waarbij de omslag plaatsvindt wanneer de zonnecyclus bijna zijn maximum bereikt. Na twee zonnecycli keert het magnetische veld van de zon terug naar zijn oorspronkelijke staat, waarmee de zogenaamde Hale-cyclus wordt voltooid |
| |
| Deze cyclus wordt al eeuwenlang waargenomen door veranderingen in het uiterlijk van de zon en door aardse verschijnselen zoals het noorderlicht, maar werd pas in 1843 duidelijk geïdentificeerd. Zonneactiviteit, aangedreven door zowel de zonnecyclus als voorbijgaande aperiodische processen, beheerst de omgeving van de interplanetaire ruimte door het
creëren van ruimteweer en impact op ruimte- en grondgebaseerde technologieën, evenals
op de atmosfeer van de aarde en mogelijk ook klimaatschommelingen op een schaal van eeuwen en langer. |
| |
| Het begrijpen en voorspellen van de zonnecyclus blijft een van de grote uitdagingen in de astrofysica, met grote gevolgen voor de ruimtewetenschap en het begrip van magnetohydrodynamische verschijnselen elders in het universum. De huidige wetenschappelijke consensus over klimaatverandering is dat zonnevariaties slechts een marginale rol spelen bij het aandrijven van de mondiale klimaatverandering, aangezien de gemeten omvang van de recente zonnevariatie veel kleiner is dan de forcering als gevolg van broeikasgassen. |
| |
| Observatiegeschiedenis |
| |
Het idee van een cyclische zonnecyclus werd voor het eerst verondersteld door Christian Horrebow op basis van zijn regelmatige waarnemingen
van zonnevlekken, gemaakt tussen 1761 en 1776 vanuit het Rundetaarn-observatorium in Kopenhagen, Denemarken. In 1775 merkte Horrebow
op hoe het lijkt alsof na een bepaald aantal jaren de verschijning van de zon zich herhaalt met betrekking tot het aantal en de grootte van de vlekken. De zonnecyclus zou echter pas in 1843 duidelijk worden geïdentificeerd, toen Samuel Heinrich Schwabe na zeventien jaar zonnewaarnemingen een periodieke variatie in het gemiddelde aantal zonnevlekken opmerkte. |
| |
Schwabe bleef de zonnevlekkencyclus nog eens 23 jaar observeren,
tot 1867. In 1852 wees Rudolf Wolf op basis van Schwabe's en andere waarnemingen aan dat de eerste genummerde zonnecyclus in februari 1755 begon. Wolf creëerde ook een standaard zonnevlekkengetalindex,
het Wolfgetal, dat nog steeds wordt gebruikt. |
| |
| Tussen 1645 en 1715 werden zeer weinig zonnevlekken waargenomen en geregistreerd. Dit werd voor het eerst opgemerkt door Gustav Spörer en werd later het Maunder-minimum genoemd, naar het vrouw-en-man-team Annie SD Maunder en Edward Walter Maunder die uitgebreid onderzoek deden naar dit bijzondere interval. |
| |
| In de tweede helft van de negentiende eeuw merkten Richard Carrington en Spörer onafhankelijk van elkaar de verschijnselen op van zonnevlekken die op verschillende heliografische breedtegraden en in verschillende delen van de cyclus verschenen. (Zie de wet van Spörer.) Alfred Harrison Joy zou later beschrijven hoe de omvang waarmee de zonnevlekken gekanteld zijn, waarbij de leidende vlekken dichter bij de evenaar ligt dan de achterste vlekken,groeit met de breedtegraad van deze gebieden. . (Zie de wet van Joy.) |
|
|
 |
Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875), Duitse astronoom,
ontdekte de zonnecyclus door
uitgebreide observaties van
zonnevlekken. |
|
|
 |
Rudolf Wolf (1816–1893),
Zwitserse astronoom, voerde
een reconstructie uit van de zonneactiviteituit tot in de 17e eeuw. |
|
| |
| - Op hetzelfde heliografische halfrond hebben bipolaire actieve gebieden doorgaans dezelfde leidende polariteit. |
- Op het tegenovergestelde halfrond (dat wil zeggen, aan de andere kant van de zonne-evenaar) hebben deze gebieden de neiging
de tegenovergestelde leidende polariteit te hebben. |
| - De leidende polariteiten op beide halfronden wisselen van de ene zonnevlekkencyclus naar de volgende. |
| Uit de waarnemingen van Hale bleek dat de volledige magnetische cyclus – die later een Hale-cyclus zou worden genoemd, twee zonnecycli beslaat, oftewel 22 jaar, voordat hij terugkeert naar zijn oorspronkelijke staat (inclusief polariteit). Omdat bijna alle manifestaties ongevoelig zijn voor polariteit, blijft de 11-jarige zonnecyclus het middelpunt van het onderzoek; de twee helften van de Hale-cyclus zijn echter doorgaans niet identiek: de 11-jarige cycli wisselen gewoonlijk af tussen hogere en lagere sommen van Wolfs zonnevlekkenaantallen (de Gnevyshev-Ohl-regel). |
| |
In 1961 stelde het vader-en-zoon-team van Harold en Horace Babcock vast dat de zonnecyclus een spatiotemporeel magnetisch proces is dat zich over de zon als geheel ontvouwt. Ze merkten op dat het zonneoppervlak buiten de zonnevlekken wordt gemagnetiseerd, dat dit (zwakkere) magnetische veld eerst een dipool moet zijn, en dat deze dipool polariteitsomkeringen ondergaat met dezelfde periode als de zonnevlekkencyclus. Het Babcock-model van Horace beschreef het oscillerende magnetische veld van de zon met een quasi-stabiele periodiciteit van 22 jaar.
Het behandelde de oscillerende uitwisseling van energie tussen toroïdale en poloïdale magnetische zonneveldcomponenten. |
| |
| |
| De zonnevlekkenaantallen van de afgelopen 11.400 jaar zijn gereconstrueerd met behulp van koolstof-14- en beryllium-10-isotoopverhoudingen.Het niveau van zonneactiviteit dat in de jaren veertig begon, is uitzonderlijk; de laatste periode van vergelijkbare omvang vond ongeveer 9.000 jaar geleden plaats (tijdens de warme Boreale periode). De zon had slechts ongeveer 10% van de afgelopen 11.400 jaar een vergelijkbaar hoog niveau van magnetische activiteit. Bijna alle eerdere perioden van hoge activiteit waren korter dan de huidige episode. Uit fossiele gegevens blijkt dat de zonnecyclus de afgelopen 700 miljoen jaar stabiel is geweest. De cycluslengte tijdens het vroege Perm wordt bijvoorbeeld geschat op 10,62 jaar en eveneens in het Neoproterozoïcum. |
Tot 2009 dacht men dat 28 cycli de 309 jaar tussen 1699 en 2008 hadden overspannen, wat een gemiddelde lengte van 11,04 jaar opleverde, maar onderzoek toonde vervolgens aan dat de langste hiervan (1784-1799) in werkelijkheid misschien wel twee cycli waren.
Als dat zo is, zou de gemiddelde lengte slechts ongeveer 10,7 jaar bedragen. |
| |
| Aangezien de waarnemingen begonnen met cycli van slechts negen jaar, zijn er al veertien jaar waargenomen, en als de cyclus van 1784–1799 het dubbele is, moest een van de twee samenstellende cycli minder dan acht jaar duren. Er treden ook aanzienlijke amplitudevariaties op. Er bestaan verschillende lijsten met voorgestelde historische grote minimavan zonneactiviteit. |
| |
| Zonnecyclus 25 |
| Zonnecyclus 25 begon in december 2019. Er zijn verschillende voorspellingen gedaan voor zonnecyclus op basis van verschillende methoden, variërend van zeer zwakke tot sterke magnitude. Een op natuurkunde gebaseerde voorspelling, gebaseerd op de datagestuurde zonnedynamo- en zonne-oppervlaktefluxtransportmodellen, lijkt de sterkte van het poolveld van de zon bij de huidige minima correct te hebben voorspeld en voorspelt een zwakke maar niet onbelangrijke zonnecyclus 25 vergelijkbaar met of iets sterker dan cyclus 24. |
| |
| Ze sluiten met name de mogelijkheid uit dat de zon in de komende tien jaar in een Maunder-minimum-achtige (inactieve) toestand terechtkomt. Begin 2019 werd een voorlopige consensus bereikt door een zonnecyclus-25-voorspellingspanel. Het panel, georganiseerd door NOAA's Space Weather Prediction Center (SWPC) en NASA, concludeerde op basis van de gepubliceerde voorspellingen van zonnecyclus 25 dat zonnecyclus 25 zeer vergelijkbaar zal zijn met zonnecyclus 24. . |
| |
Ze verwachten dat het minimum van de zonnecyclus vóór cyclus 25 zal lang en diep zijn, net als het minimum dat aan cyclus 24 voorafging. Ze verwachten dat het zonnemaximum tussen 2023 en 2026 zal plaatsvinden met een zonnevlekkenbereik van 95 tot 130.
gegeven in termen van het herziene zonnevlekkengetal |
| |
| Zonnecyclus 24 |
Zonnecyclus 24 begon op 4 januari 2008 met minimale activiteit tot begin 2010.
De weergegeven cyclus heeft een zonnemaximum met een dubbele piek. De eerste piek bereikte 99 in 2011 en de tweede begin 2014 op 101.. Cyclus 24 eindigde in december 2019 na 11,0 jaar. |
| |
| Zonnecyclus 23 |
| Zonnecyclus 23 duurde 11,6 jaar, beginnend in mei 1996 en eindigend in januari 2008. Het maximale afgevlakte zonnevlekkengetal (maandelijks aantal zonnevlekken gemiddeld over een periode van twaalf maanden) waargenomen tijdens de zonnecyclus was 120,8 (maart 2000), en het minimum bedroeg 1,7. Tijdens deze cyclus waren er in totaal 805 dagen zonder zonnevlekken. |
|
|
 |
Reconstructie van de zonneactiviteit over
een periode van 11.400 jaar |
 |
ebeurtenissen in de zonneactiviteit geregistreerd
in radiokoolstof. De huidige periode bevindt zich
aan de rechterkant. Waarden vanaf 1900
niet weergegeven. |
Grote evenementen en geschatte datums
| Gebeurtenis |
Start |
End |
| Homeric minimum |
750 BC |
550 BC |
| Oort minimum |
AD 1040 |
AD 1080 |
| Medieval maximum |
1100 |
1250 |
| Wolf minimum |
1280 |
1350 |
| Spörer Minimum |
1450 |
1550 |
| Maunder Minimum |
1645 |
1715 |
| Dalton Minimum |
1790 |
1820 |
| Modern Maximum |
1933 |
2008 |
|
|
| Zonnevlekken |
| Het zichtbare oppervlak van de zon, de fotosfeer, straalt actiever uit als er meer zonnevlekken zijn. Satellietmonitoring van de helderheid van de zon onthulde een directe relatie tussen de zonnecyclus en de helderheid met een piek-tot-piek-amplitude van ongeveer 0,1%. De helderheid neemt met maar liefst 0,3% af op een tijdschaal van 10 dagen wanneer grote groepen zonnevlekken over het zicht van de aarde roteren, en neemt gedurende maximaal 6 maanden met maar liefst 0,05% toe als gevolg van faculae die verband houden met grote zonnevlekkengroepen. |
| |
De beste informatie van vandaag komt van SOHO een samenwerkingsproject van de NASA en de European Space Agency en NASA, zoals het MDI-magnetogram, waar het magnetische veld van de zon kan worden gezien. Terwijl veranderingen in het magnetische veld geconcentreerd zijn op zonnevlekken, ondergaat de hele zon soortgelijke veranderingen,
zij het van kleinere omvang. |
|
|
 |
Ren tekening van een zonnevlek in de Kronieken
van Johannes van Worcester, ca. 1100[ |
|
| |
| Bij het begin van elke cyclus verschijnen zonnevlekken op de middelste breedtegraden, waarna ze steeds dichter bij de evenaar komen, totdat een zonneminimum wordt bereikt. Dit patroon kan het beste worden gevisualiseerd in de vorm van het zogenaamde vlinderdiagram. Afbeeldingen van de zon worden verdeeld in breedtestroken en het maandelijks gemiddelde fractionele oppervlak van zonnevlekken wordt berekend. Dit wordt verticaal uitgezet als een kleurgecodeerde balk, en het proces wordt maand na maand herhaald om dit tijdreeksdiagram te produceren. |
| |
 |
| Grafiek-1(NASA (Marshall Space Flight Center) |
|
|
 |
| Grafiek- 2(NASA (Marshall Space Flight Center) |
|
|
| 1: Deze versie van het zonnevlekvlinderdiagram is gemaakt door de zonnegroep van het NASA Marshall Space Flight Center. |
2: Tijd vs. zonnebreedtediagram van de radiale component van het magnetische veld van de zon, gemiddeld over opeenvolgende zonnerotatie.
De 'vlinder'-signatuur van zonnevlekken is duidelijk zichtbaar op lage breedtegraden. |
|
| Solar facula en Solar plage |
| Faculae zijn heldere magnetische kenmerken op de fotosfeer. Ze strekken zich uit tot in de chromosfeer, waar ze plage worden genoemd. De evolutie van plagegebieden wordt doorgaans gevolgd door zonneobservaties in de Ca II K-lijn (393,37 nm). De hoeveelheid facula en plagegebied varieert in fase met de zonnecyclus en ze zijn ongeveer een orde van grootte overvloediger dan zonnevlekken. Ze vertonen een niet-lineaire relatie met zonnevlekken.Plagegebieden worden ook geassocieerd met sterke magnetische velden |
| |
| Zonnevlammen en coronale massa-ejecties |
| in het zonneoppervlak. |
| |
et zonnemagnetisch veld structureert de corona, waardoor deze zijn karakteristieke vorm krijgt die zichtbaar is tijdens zonsverduisteringen. Complexe coronale magnetische veld-structuren evolueren als reactie op vloeistofbewegingen op het zonneoppervlak en de opkomst vanmagnetische flux die wordt geproduceerd door dynamowerking in het
binnenste van de zon. Om redenen die nog niet in detail worden begrepen,
verliezen deze structuren soms hun stabiliteit, wat leidt tot zonnevlammen en coronale massa-ejecties (CME). Zonnevlammen bestaan uit een abrupte emissie van energie (voornamelijk op ultraviolette en röntgengolflengten), die al dan niet gepaard gaat met een coronale massa-ejectieie bestaat uit injectie van energetische deeltjes (voornamelijk geïoniseerde waterstof) in de interplanetaire ruimte. |
|
|
 |
Evolutie van het zonnestrandgebied in de loop
van de tijd |
|
| |
| Zonnevlammen en CME worden veroorzaakt door plotselinge lokale afgifte van magnetische energie, die emissie van ultraviolette en röntgenstraling en energetische deeltjes aandrijft. Deze eruptieve verschijnselen kunnen een aanzienlijke impact hebben op de bovenste atmosfeer van de aarde en de ruimteomgeving, en zijn de belangrijkste oorzaken van wat nu ruimteweer wordt genoemd. Bijgevolg vertoont het voorkomen van zowel geomagnetische stormen als zonne-energetische deeltjes gebeurtenissen een sterke variatie in de zonnecyclus, met een piek dicht bij het maximum van de zonnevlekken |
| |
| De frequentie van coronale massa-ejecties en uitbarstingen wordt sterk gemoduleerd door de cyclus. Uitbarstingen van een bepaalde grootte komen ongeveer 50 keer vaker voor bij het zonnemaximum dan bij het minimum. Grote coronale massa-ejecties vinden gemiddeld een paar keer per dag plaats bij het zonnemaximum, tot één keer per paar dagen bij het zonneminimum. De omvang van deze gebeurtenissen zelf is niet gevoelig afhankelijk van de fase van de zonnecyclus. Een voorbeeld hiervan zijn de drie grote X-klasse uitbarstingen die plaatsvonden in december 2006, heel dicht bij het zonneminimum; een X9.0 uitbarsting op 5 december is een van de helderste ooit geregistreerd. |
| |
| Naast de ongeveer 11-jarige zonnevlekkencyclus zijn er een aantal extra patronen en cycli gehypothetiseerd. |
| |
| Waldmeiereffect |
| Het Waldmeiereffect beschrijft de observatie dat de maximale amplitudes van zonnecycli omgekeerd evenredig zijn aan de tijd tussen hun zonneminima en -maxima. Daarom hebben cycli met grotere maximale amplitudes de neiging om minder tijd nodig te hebben om hun maxima te bereiken dan cycli met kleinere amplitudes.Dit effect is vernoemd naar Max Waldmeier die het als eerste beschreef. |
| |
| Gnevyshev–Ohl-regel |
De Gnevyshev–Ohl-regel beschrijft de neiging van de som van het Wolf-getal over
een oneven zonnecyclus om die van de voorafgaande even cyclus te overtreffen. |
|
|
 |
| Een overzicht van drie zonnecycli laat de relatie zien tussen de zonnecyclus, galactische kosmische straling en de toestand van de nabije ruimteomgeving van de aarde. |
|
| |
| Gleissbergcyclus |
De Gleissbergcyclus beschrijft een amplitudemodulatie van zonnecycli met een periode van ongeveer 70-100 jaar, of zeven of acht zonnecycli.
Het is vernoemd naar Wolfgang Gleißberg. Zoals gepionierd door Ilya G. Usoskin en Sami Solanki, zijn geassocieerde honderdjarige variaties in magnetische velden in de corona en heliosfeer gedetecteerd met behulp van koolstof-14 en beryllium-10 kosmogene isotopen opgeslagen in aardse reservoirs zoals ijskappen en boomringen[50] en door gebruik te maken van historische observaties van geomagnetische stormactiviteit, die de tijdskloof overbruggen tussen het einde van de bruikbare kosmogene isotopengegevens en het begin van moderne satellietgegevens |
| |
| Deze variaties zijn succesvol gereproduceerd met behulp van modellen die gebruikmaken van magnetische fluxcontinuïteitsvergelijkingen en waargenomen zonnevlekgetallen om de opkomst van magnetische flux vanuit de bovenkant van de zonneatmosfeer en in de heliosfeer te kwantificeren, waaruit blijkt dat zonnevlekobservaties, geomagnetische activiteit en kosmogene isotopen een convergerend begrip bieden van variaties in de zonneactiviteit. |
| |
| Suesscyclus |
| De Suesscyclus, of de Vriescyclus, is een cyclus die aanwezig is in radiokoolstofproxy's van zonneactiviteit met een periode van ongeveer 210 jaar. Deze is vernoemd naar Hans Eduard Suess en Hessel de Vries. Ondanks dat de berekende radio-isotopenproductiesnelheden goed gecorreleerd zijn met de 400-jarige zonnevlekkenregistratie, is er weinig bewijs voor de Suesscyclus in de 400-jarige zonnevlekkenregistratie op zichzelf. |
| Oppervlaktemagnetisme |
| Zonnevlekken vervallen uiteindelijk, waarbij magnetische flux in de fotosfeer vrijkomt. Deze flux wordt verspreid en gekarnd door turbulente convectie en grootschalige zonnestromen. Deze transportmechanismen leiden tot de accumulatie van gemagnetiseerde vervalproducten op hoge zonnebreedtegraden, waardoor uiteindelijk de polariteit van de polaire velden wordt omgedraaid (let op hoe de blauwe en gele velden omkeren in de grafiek van Hathaway/NASA/MSFC). De dipolaire component van het zonnemagnetische veld keert de polariteit om rond de tijd van het zonnemaximum en bereikt de pieksterkte bij het |
| |
| Ruimtevaartuigen |
| CME's (coronale massa-ejecties) produceren een stralingsflux van hoogenergetische protonen, soms bekend als kosmische straling. Deze kunnen schade veroorzaken aan elektronica en zonnecellen van satellieten. Zonneprotongebeurtenissen kunnen ook single-event upset (SEU)-gebeurtenissen veroorzaken op elektronica, tegelijkertijd vermindert de flux van kosmische straling tijdens het zonnemaximum het hoogenergetische component van de deeltjesflux. |
|
| CME-stralin is gevaarlijk voor astronauten op een ruimtemissie die zich buiten de het magnetische veld van de aarde. Gleißberg ontwikkelde een CME-voorspellingsmethode die afhankelijk is van opeenvolgende cycli.[ De verhoogde straling tijdens het zonnemaximum vergroot de omhulling van de atmosfeer van de aarde, waardoor ruimtepuin in een lage baan sneller weer binnenkomt. |
|
|
 |
Activiteitscycli 21, 22 en 23 gezien in
zonnevlekkenindex, TSI, 10,7 cm radioflux en
flare-index. De verticale schalen voor elke grootheid
zijn aangepast om overplotting op dezelfde
verticale as als TSI mogelijk te maken. Tijdelijke
variaties van alle grootheden zijn strak in fase
vergrendeld, maar de mate van correlatie in
amplitudes is tot op zekere hoogte variabel. |
|
|
| Galactische kosmische stralingsstroom |
De buitenwaartse expansie van zonne-ejecta naar de interplanetaire ruimte zorgt voor overdensiteiten van plasma die efficiënt zijn in het verstrooien van hoogenergetische kosmische straling die het zonnestelsel binnenkomt van elders in de Melkweg. De frequentie van de uitbarstingen van de zon wordt door de cyclus gemoduleerd, waardoor de mate van verstrooiing van kosmische straling in de buitenste delen van het zonnestelsel dienovereenkomstig verandert. Als gevolg hiervan is de kosmische stralingsflux in het binnenste zonnestelsel antigecorreleerd met het algehele
niveau van zonneactiviteit. Deze anticorrelatie is duidelijk gedetecteerd in kosmische stralingsfluxmetingen aan het aardoppervlak. |
| |
Sommige hoogenergetische kosmische straling die de atmosfeer van de aarde binnenkomt, botst hard genoeg met moleculaire atmosferische bestanddelen dat ze af en toe nucleaire spallatiereacties veroorzaken. Fissieproducten omvatten radionucliden zoals 14C en 10Be die zich op het aardoppervlak vestigen. Hun concentratie kan worden gemeten in boomstammen of ijskernen, waardoor een reconstructie van de zonneactiviteitsniveaus tot in het verre verleden mogelijk wordt. Dergelijke reconstructies geven aan dat het algehele niveau van de zonneactiviteit sinds het midden van de twintigste eeuw tot de hoogste van de afgelopen 10.000 jaar behoort, en dat er in die tijdsperiode herhaaldelijk periodes
van onderdrukte activiteit van wisselende duur hebben plaatsgevonden. |
| |
| Zonnestraling |
| De totale zonnestraling (TSI) is de hoeveelheid zonnestralingsenergie die op de bovenste atmosfeer van de aarde valt. TSI-variaties waren niet detecteerbaar totdat de satellietwaarnemingen eind 1978 begonnen. Sinds de jaren zeventig werd een reeks radiometers op satellieten gelanceerd. TSI-metingen varieerden van 1355 tot 1375 W/m2 over meer dan tien satellieten |
| |
| Een van de satellieten, de ACRIMSAT, werd gelanceerd door de ACRIM-groep. De controversiële "ACRIM-kloof" van 1989-1991 tussen niet-overlappende ACRIM-satellieten werd door de ACRIM-groep geïnterpoleerd in een samenstelling die een stijging van +0,037%/decennium liet zien. Een andere reeks op basis van de ACRIM-gegevens wordt geproduceerd door de PMOD-groep en laat een neerwaartse trend van -0,008%/decennium zien.[66] Dit verschil van 0,045%/decennium kan klimaatmodellen beïnvloeden. Gereconstrueerde totale zonnestraling met modellen begunstigt echter de PMOD-reeks, waardoor het ACRIM-gap-probleem wordt opgelost. |
| |
| De zonnestraling varieert systematisch gedurende de cyclus, zowel in totale straling als in de relatieve componenten (UV versus zichtbaar en andere frequenties). De zonneluminositeit is naar schatting 0,07 procent helderder tijdens het zonnemaximum halverwege de cyclus dan tijdens het terminale zonneminimum. Fotosferisch magnetisme lijkt de primaire oorzaak (96%) van de TSI-variatie van 1996-2013 te zijn. De verhouding van ultraviolet tot zichtbaar licht varieert. |
| |
TSI varieert in fase met de zonnemagnetische activiteitscyclus met een amplitude van ongeveer 0,1% rond een gemiddelde waarde van ongeveer 1361,5 W/m2 de zonneconstante. Variaties rond het gemiddelde van maximaal -0,3% worden veroorzaakt door grote zonnevlekkengroepen en
van +0,05% door grote faculae en het heldere netwerk op een tijdschaal van 7-10 dagen TSI-variaties uit het satelliettijdperk vertonen kleine maar detecteerbare trends. |
| |
| TSI is hoger bij zonnemaxima, ook al zijn zonnevlekken donkerder (koeler) dan de gemiddelde fotosfeer. Dit wordt veroorzaakt door gemagnetiseerde structuren anders dan zonnevlekken tijdens zonnemaxima, zoals faculae en actieve elementen van het"heldere netwerk, die helderder (heter) zijn dan de gemiddelde fotosfeer. Ze compenseren gezamenlijk het tekort aan straling dat verband houdt met de koelere, maar minder talrijke zonnevlekken. De primaire aanjager van TSI-veranderingen op de tijdschalen van de rotatie van de zon en de zonnecyclus is de variërende fotosfeerdekking van deze stralingsactieve magnetische zonnestructuren. |
| |
| Energieveranderingen in UV-straling die betrokken zijn bij de productie en het verlies van ozon hebben atmosferische effecten. Het atmosferische drukniveau van 30 hPa veranderde van hoogte in fase met de zonneactiviteit tijdens de zonnecycli 20-23. De toename van UV-straling veroorzaakte een hogere ozonproductie, wat leidde tot stratosferische opwarming en tot verplaatsingen richting de polen in de stratosferische en troposferische windsystemen. |
| |
| Straling met korte golflengte |
Met een temperatuur van 5870 K zendt de fotosfeer een deel van de straling uit in het extreme ultraviolet (EUV) en daarboven. De warmere bovenste lagen van de atmosfeer
van de zon (chromosfeer en corona) zenden echter meer straling met korte golflengte uit. Omdat de bovenste atmosfeer niet homogeen is en een aanzienlijke magnetische structuur bevat, varieert de ultraviolette (UV), EUV en röntgenstraling van de zon aanzienlijk
gedurende de cyclus. |
| |
Hoewel het slechts een minuscuul deel van de totale zonnestraling uitmaakt, is de impact
van zonne-UV, EUV en röntgenstraling op de bovenste atmosfeer van de aarde groot.
De zonne-UV-flux is een belangrijke aanjager van stratosferische chemie, en toename van ioniserende straling heeft een significante invloed op de door de ionosfeer beïnvloede temperatuur en elektrische geleidbaarheid. |
| |
| Zonne-radioflux |
Emissie van de zon op centimeter (radio) golflengte is voornamelijk te wijten aan coronaal plasma dat gevangen zit in de magnetische velden boven actieve gebieden. De F10.7-index
is een maat voor de zonne-radioflux per frequentie-eenheid op een golflengte van 10,7 cm, nabij de piek van de waargenomen zonne-radio-emissie. F10.7 wordt vaak uitgedrukt in SFU of zonne-flux-eenheden (1 SFU = 10−22 W m−2 Hz−1). Het vertegenwoordigt een maat voor diffuse, niet-stralende coronale plasmaverwarming. Het is een uitstekende indicator van de algehele zonneactiviteitsniveaus en correleert goed met zonne-UV-emissies. |
|
|
 |
| Een zonnecyclus: een montage van tien jaar aan Yohkoh SXT-beelden, die de variatie in zonneactiviteit tijdens een zonnecyclus laten zien, van na 30 augustus 1991 tot 6 september 2001. Foto: de Yohkoh-missie van ISAS (Japan) en NASA (VS). |
|
| |
zonnevlekactiviteit heeft een groot effect op langeafstandsradiocommunicatie, met name op de kortegolfbanden, hoewel ook de middengolf en
lage VHF-frequenties worden beïnvloed. Hoge niveaus van zonnevlekactiviteit leiden tot verbeterde signaalvoortplanting op hogere frequentiebanden, hoewel ze ook de niveaus van zonneruis en ionosferische verstoringen verhogen. Deze effecten worden veroorzaakt door de impact van het verhoogde niveau van zonnestraling op de ionosfeer. |
| |
| Wolken |
| Speculaties over de effecten van veranderingen in kosmische straling gedurende de cyclus omvatten mogelijk: |
| |
- Veranderingen in ionisatie beïnvloeden de overvloed aan aerosolen die dienen als condensatiekern voor de vorming van wolken.
Tijdens zonneminima bereiken meer kosmische stralen de aarde, wat mogelijk ultrakleine aerosoldeeltjes creëert als voorlopers van
condensatiekernen van wolken.Wolken die gevormd worden uit grotere hoeveelheden condensatiekernen zijn helderder, leven langer en
produceren waarschijnlijk minder neerslag. |
| - Een verandering in kosmische straling kan bepaalde soorten wolken beïnvloeden. |
- Er werd voorgesteld dat, met name op hoge breedtegraden, variatie in kosmische straling de laaggelegen wolkenbedekking op aarde kan
beïnvloeden (in tegenstelling tot een gebrek aan correlatie met wolken op grote hoogte), gedeeltelijk beïnvloed door de zon aangestuurde
interplanetaire magnetische veld (evenals doorgang door de galactische armen gedurende langere tijdsbestekken),maar deze hypothese werd
niet bevestigd. Latere artikelen lieten zien dat de productie van wolken via kosmische straling niet verklaard kon worden door nucleatiedeeltjes.
De resultaten van de versneller slaagden er niet in om voldoende en voldoende grote deeltjes te produceren om te resulteren in de vorming
van wolken; dit omvat observaties na een grote zonne-uitbarsting. Observaties na Tsjernobyl laten geen geïnduceerde wolken zien |
| |
| Terrestrische organismen |
De impact van de zonnecyclus op levende organismen is onderzoch. Sommige onderzoekers beweren verbanden te hebben gevonden met de gezondheid van de mens.
De hoeveelheid ultraviolet UVB-licht van 300 nm die het aardoppervlak bereikt, varieert met een paar procent gedurende de zonnecyclus vanwege variaties in de beschermende ozonlaag. In de stratosfeer wordt ozon continu geregenereerd door de splitsing van O2-moleculen door ultraviolet licht. Tijdens een zonneminimum leidt de afname van ultraviolet licht dat van de zon wordt ontvangen tot een afname van de concentratie ozon,
waardoor meer UVB het aardoppervlak kan bereiken. |
| |
| Radiocommunicatie |
Skywave-modi van radiocommunicatie werken door de radiogolven (elektromagnetische straling) door de ionosfeer te buigen (breken). Tijdens de pieken van de zonnecyclus wordt de ionosfeer steeds meer geïoniseerd door zonnefotonen en kosmische straling. Dit beïnvloedt de voortplanting
van de radiogolfven op complexe manieren die communicatie kunnen vergemakkelijken of belemmeren. Het voorspellen van skywave-modi is
van aanzienlijk belang voor commerciële maritieme en vliegtuigcommunicatie, amateurradio-operators en kortegolfomroepen. Deze gebruikers bezetten frequenties binnen het hoogfrequente of HF-radiospectrum die het meest worden beïnvloed door deze zonne- en ionosferische variaties. Veranderingen in de zonne-output beïnvloeden de maximaal bruikbare frequentie, een limiet op de hoogste frequentie die bruikbaar is voor communicatie. |
| |
| Klimaat |
| Zowel lange- als kortetermijnvariaties in zonneactiviteit zouden het wereldwijde klimaat kunnen beïnvloeden, maar het is lastig gebleken om een verband aan te tonen tussen zonnevariatie en klimaat. |
| |
Vroeg onderzoek probeerde het weer te correleren met beperkt succes,[ gevolgd door pogingen om zonneactiviteit te correleren met de
wereldwijde temperatuur. De cyclus heeft ook invloed op het regionale klimaat. Metingen van de Spectral Irradiance Monitor van SORCE laten zien
dat de variabiliteit van zonne-UV bijvoorbeeld koudere winters in de VS en Noord-Europa en warmere winters in Canada en Zuid-Europa veroorzaakt tijdens zonneminima. |
| |
| Drie voorgestelde mechanismen bemiddelen de klimaatimpact van zonnevariaties: |
| - Totale zonnestraling ("stralingsforcering") |
- Ultraviolette straling. De UV-component varieert meer dan het totaal, dus als UV om een (nog onbekende) reden een onevenredig effect zou
hebben, zou dit het klimaat kunnen beïnvloeden. |
| - Door de zonnewind veroorzaakte veranderingen in galactische kosmische straling, die de bewolking kunnen beïnvloeden. |
| |
De variatie van 0,1% in de zonnecyclus heeft kleine maar detecteerbare effecten op het klimaat van de aarde. Camp en Tung suggereren dat de zonnestraling correleert met een variatie van 0,18 K ±0,08 K (0,32 °F ±0,14 °F) in de gemeten gemiddelde mondiale temperatuur tussen het zonnemaximum en -minimum. Andere effecten zijn onder meer een onderzoek dat een relatie vond met tarweprijzen, en een ander onderzoek
dat een zwakke correlatie vond met de waterstroom in de rivier de Paraná.mElfjarige cycli zijn gevonden in de dikte van boomringen en lagen op de bodem van een meer[15] honderden miljoenen jaren geleden. |
| |
De huidige wetenschappelijke consensus over klimaatverandering is dat zonnevariaties slechts een marginale rol spelen bij het aanjagen van de mondiale klimaatverandering, aangezien de gemeten omvang van de recente zonnevariatie veel kleiner is dan de forcering door broeikasgassen.
Ook was de gemiddelde zonneactiviteit in de jaren 2010 niet hoger dan in de jaren 1950 (zie hierboven), terwijl de gemiddelde mondiale temperaturen in die periode aanzienlijk waren gestegen. Anders is het niveau van begrip van de impact van de zon op het weer laag. |
| |
| Zonne-dynamo |
| |
| Aangenomen wordt dat de 11-jarige zonnecyclus de helft is van een 22-jarige Babcock-Leighton-zonnedynamocyclus, die overeenkomt met een oscillerende energie-uitwisseling tussen toroïdale en poloïdale magnetische zonnevelden, die wordt gemedieerd door zonneplasmastromen die ook zorgen voor bij elke stap energie naar het dynamosysteem. Op het maximum van de zonnecyclus is het externe poloïdale dipolaire magnetische veld bijna zo sterk als de dynamocyclus, maar een intern toroïdaal quadrupolair veld, gegenereerd door differentiële rotatie binnen de tachocline, is bijna zo sterk als de dynamocyclus. Op dit punt in de dynamocyclus dwingt opwellende opwelling binnen de convectiezone het ontstaan van het toroïdale magnetische veld door de fotosfeer, wat leidt tot paren zonnevlekken, grofweg uitgelijnd van oost naar west met tegengestelde magnetische polariteiten. De magnetische polariteit van zonnevlekkenparen wisselt elke zonnecyclus, een fenomeen dat wordt beschreven door de wet van Hale. |
| |
| Tijdens de afnemende fase van de zonnecyclus verschuift de energie van het interne toroïdale magnetische veld naar het externe poloïdale veld, en nemen de zonnevlekken in aantal af. Bij het zonneminimum is het toroïdale veld dienovereenkomstig op minimale sterkte, zijn zonnevlekken relatief zeldzaam en is het poloïdale veld op maximale sterkte. Tijdens de volgende cyclus zet differentiële rotatie magnetische energie terug van het poloïdale naar het toroïdale veld, met een polariteit die tegengesteld is aan de vorige cyclus. Het proces gaat continu door, en in een geïdealiseerd, vereenvoudigd scenario komt elke zonnevlekkencyclus van 11 jaar overeen met een verandering in de polariteit van het grootschalige magnetische veld van de zon. |
| |
Zonne-dynamomodellen geven aan dat plasmafluxtransportprocessen in het inwendige van de zon, zoals differentiële rotatie, meridionale circulatie
en turbulente pompen, een belangrijke rol spelen bij de recycling van de toroïdale en poloïdale componenten van het zonnemagnetische veld.
De relatieve sterktes van deze fluxtransportprocessen bepalen ook het geheugen van de zonnecyclus dat een belangrijke rol speelt in op fysica gebaseerde voorspellingen van de zonnecyclus. In het bijzonder stellen stochastisch geforceerde niet-lineaire zonnedynamosimulaties vast dat het geheugen van de zonnecyclus kort is en langer dan één cyclus duurt, wat impliceert dat nauwkeurige voorspellingen alleen mogelijk zijn voor de volgende zonnecyclus en niet daarna. Dit postulaat van een kort geheugen van één cyclus in het zonnedynamomechanisme werd later
observationeel geverifieerd. |
| |
| Hoewel lang werd gedacht dat de tachocline de sleutel was tot het genereren van het grootschalige magnetische veld van de zon, heeft recent onderzoek deze aanname in twijfel getrokken. Radiowaarnemingen van bruine dwergen hebben aangegeven dat ze ook grootschalige magnetische velden in stand houden en mogelijk cycli van magnetische activiteit vertonen. De zon heeft een stralende kern omgeven door een convectieve omhulling, en op de grens van deze twee bevindt zich de tachocline. Bruine dwergen hebben echter geen stralende kernen en tachoclines. Hun structuur bestaat uit een zon-achtige convectieve envelop die bestaat van kern tot oppervlak. Omdat ze geen tachocline hebben maar toch zon-achtige magnetische activiteit vertonen, is gesuggereerd dat zonnemagnetische activiteit alleen wordt gegenereerd in de convectieve envelop. |
| |
|
|
|
|
|
|
