L'interazione e l'instabilità della banda di attività magnetica solare che modellano la variabilità quasi periodica | comunicazioni della natura

L'interazione e l'instabilità della banda di attività magnetica solare che modellano la variabilità quasi periodica | comunicazioni della natura

Anonim

Soggetti

  • Sistema solare precoce
  • Fisica magnetosferica

Astratto

Il magnetismo solare mostra una serie di scale temporali variazionali di cui l'enigmatico ciclo di macchie solari di 11 anni è più importante. Recenti lavori hanno dimostrato che il ciclo delle macchie solari può essere spiegato in termini di interazione intra- ed extra-emisferica tra le bande di attività sovrapposte del ciclo di polarità magnetica di 22 anni. Quelle bande di attività sembrano essere guidate dalla rotazione degli interni profondi del Sole. Qui deduciamo che l'interazione della banda di attività può spiegare qualitativamente il "Gnevyshev Gap", una caratteristica ben definita dell'occorrenza di bagliori e macchie solari. Si osserva anche una forte variabilità quasi annuale del numero di razzi, espulsioni di massa coronale, ambiente radiativo e particellare dell'eliosfera. Ne deduciamo che questa variabilità secondaria è guidata da picchi di magnetismo dalle bande di attività. Comprendere la formazione, l'interazione e l'instabilità di queste bande di attività migliorerà considerevolmente la capacità di previsione nel tempo spaziale e nell'attività solare su una serie di scale temporali.

introduzione

L'ovvia asimmetria emisferica dell'atmosfera solare negli ultimi anni (2009-2014) ha generato un notevole interesse nella comunità eliofisica 1 . In effetti, l'evoluzione magnetica asimmetrica degli emisferi nord e sud del Sole ha permesso la recente dimostrazione che il ciclo di polarità magnetica di 22 anni influenza fortemente il verificarsi e la distribuzione delle macchie solari che formano l'11 (-ish) anno di attività solare 2 - un risultato osservativo che sfida l'attuale comprensione della fabbrica del magnetismo solare, la dinamo solare 3 .

McIntosh et al. 2 ha illustrato che le bande toroidali attorcigliate del ciclo di polarità magnetica di 22 anni sono incorporate nell'interno convettivo del Sole e appaiono per la prima volta ad alte latitudini (∼ 55 °) prima di viaggiare verso l'equatore. Queste bande interagiscono con la banda magnetica polarizzata in modo opposto rispetto al ciclo precedente a latitudini più basse in ciascun emisfero. L'interazione di queste bande di attività è illustrata in Fig. 1 e modula la presenza di macchie solari sulle bande a bassa latitudine (che hanno polarità magnetiche opposte e senso di mano) fino a quando non si annullano attraverso l'equatore (come accade nel 1998). Questa cancellazione equatoriale segnala la fine del ciclo delle macchie solari e lascia solo la banda di latitudine più elevata in ciascun emisfero. Le macchie solari appaiono rapidamente e crescono su quella banda per diversi anni fino a quando una nuova banda firmata in modo opposto appare ad alta latitudine (ad esempio, 2001 a nord e 2003 a sud), un evento che definisce il livello massimo di attività di quel nuovo ciclo e innesca una flessione nella produzione di macchie solari. L'interazione perpetua di queste bande di attività di 22 anni compensate temporalmente guida il ciclo (quasi) di 11 anni di macchie solari che formano l'involucro decadale dell'attività solare. Le prove osservative presentate da McIntosh et al. 2 indica l'energia di rotazione nella parte inferiore della zona di convezione della nostra Stella come il principale motore dell'evoluzione a lungo termine del Sole.

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Uno schema derivato dai dati delle bande di attività ad interazione latitudinale del ciclo di polarità magnetica di 22 anni, come introdotto da McIntosh et al. 2 Le bande, visualizzate qui nella componente radiale del campo magnetico, di polarità opposta iniziano la loro migrazione verso l'equatore da alte latitudini in ciascun emisfero e impiegano ∼ 19 anni per raggiungere la loro fine. Le frecce illustrano alcune delle possibili interazioni tra le bande all'interno e all'esterno del loro emisfero mentre l'opacità delle frecce indica la (potenziale) forza dell'interazione tra i due. Questa figura è adattata dalla Fig. 8 di rif. 2. Copyright 2014 di The American Astronomical Society.

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Le atmosfere rotanti, come quella della Terra e dei pianeti giganti del nostro sistema solare, mostrano spesso fenomeni su scala globale più brevi come onde 4, 5 di Kelvin e Rossby, che sono importanti per il trasporto e la regolazione dell'energia in quei sistemi 6 . Nella seguente analisi sosteniamo, sulla base di una serie di osservazioni che mostrano (quasi) periodicità di ampiezza significativamente più breve - ma commisurata - alla ben definita variabilità del "ciclo solare" su scala decadale, che il Sole non è diverso. È possibile che l '"oceano" convettivo, magnetizzato, al di sotto della superficie ottica del Sole, potesse esibire un comportamento delle onde su scala globale simile a quelli facilmente osservabili nella nostra atmosfera e in altre atmosfere planetarie nel sistema solare 7, 8 . Tali fenomeni potrebbero determinare marcati cambiamenti all'interno del Sole e la velocità con cui il flusso magnetico penetra nella fotosfera della nostra stella. Una volta forzato nell'atmosfera solare esterna, quel flusso magnetico influirà fortemente sull'uscita radiativa, del particolato e dell'eruzione del Sole.

risultati

Interazione con la banda di attività e Gnevyshev Gap

Variazioni del periodo significativamente più breve rispetto all'inviluppo canonico (11 anni) della variabilità solare sono visibili nell'attività di flaring del Sole (Fig. 2). La figura dipinge una tela del magnetismo solare negli ultimi 35 anni, gli ultimi tre e più cicli di macchie solari. Il numero in diminuzione di macchie solari e razzi che si verificano sul Sole in quel periodo indica chiaramente una netta flessione dell'attività solare. Vediamo che il picco di flare rate si verifica in un momento diverso dal massimo delle macchie solari - spesso pochi anni dopo - un fenomeno osservativo noto come "Gnevyshev Gap" 9, 10 . Sovrapposti a quell'involucro in scala decadale vediamo che razzi e (il numero mensile di) macchie solari aumentano quasi periodicamente di numero. Questi ben documentati 11, 12 picchi di attività solare, risultanti da un aumento del 10-15% nel numero di macchie solari, provocano un raddoppio o triplicamento della frequenza di flare nel corso di diversi mesi. Inoltre, una funzione di densità di probabilità latitudine-tempo dell'attività di flare dal record della National Oceanic and Atmospher Administration (NOAA) (Fig. 2c), indica che il raggruppamento spazio-temporale di razzi forti condivide un'origine comune con il modello a spina di pesce visto nei diagrammi a farfalla magnetica (Fig. 2d). Quel modello a spina di pesce sembra propagarsi dalle latitudini medio-alte su una base quasi periodica da un punto di origine comune con i cluster di bagliori. La relazione tra i gruppi di chiarori e la radice del modello a spina di pesce è dovuta alla loro associazione con le macchie solari. La corrispondenza dei due implica che i campi magnetici alla radice del sistema (nelle bande di attività magnetiche) sono perturbati in modo quasi periodico da un processo fisico correlato all'evoluzione delle bande di attività stesse. Questo processo produce un aumento così rapido e forte dell'emergenza del flusso magnetico che è difficile da conciliare con qualsiasi fenomeno convettivo o di taglio noto che si verifica negli strati superficiali o vicini alla superficie.

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Confronto della variazione del numero (mensile) di macchie solari (SSN) e del record di flare con il diagramma a "farfalla" del campo magnetico fotosferico negli ultimi tre cicli solari. ( a ) Numeri mensili totali (nero) ed emisferici (rosso — nord; blu — sud) mensili (hSSN) dal centro dati influenza solare (SIDC). ( b ) Variazione della frequenza giornaliera emisferica di razzi maggiore della magnitudine "B" nei record GOES (rosso-nord; blu-sud) e RHESSI (arancione-nord; viola-sud). Notare la forte modulazione della frequenza di flare, le differenze emisferiche nelle frequenze di flare e che il massimo di flare non si verifica contemporaneamente al massimo delle macchie solari: sopra il record mostrato, il massimo dell'attività di flare si verifica diversi anni dopo il massimo delle macchie solari. ( c ) Latitudine – distribuzione temporale dei razzi GOES di b . ( d ) Variazione latitudine-tempo del campo magnetico fotosferico nel meridiano centrale. Si noti la forte corrispondenza tra gli impulsi polari del magnetismo fotosferico e gli sbalzi nell'attività di flare da c e b . Tutti i pannelli mostrano una spessa linea tratteggiata verticale che indica il tempo massimo delle macchie solari e i due pannelli inferiori mostrano linee tratteggiate a 55 ° per delineare le variazioni di latitudine alta e bassa.

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Variabilità a breve termine nel ciclo 23

Studiando più dettagliatamente l'ultimo ciclo solare, la Fig. 3 confronta i tassi giornalieri di espulsione di massa coronale (CME) dedotti dai veicoli spaziali SOHO e STEREO della National Aeronautics and Space Administration (NASA), il numero di macchie solari e i tassi di flare determinati dall'archivio GOES (Fig. 2) e il veicolo spaziale NASA RHESSI. Vediamo che due diversi algoritmi di rilevamento CME 13, 14 applicati al set di dati SOHO arrivano a statistiche del Sole intero molto simili. Questi corrispondono anche alle statistiche ECM derivate dalle osservazioni STEREO dalla fine del 2006 ad oggi 13 . Un dettaglio importante da notare qui è che il veicolo spaziale STEREO ha trascorso quasi tutto il tempo della sua missione fuori dalla linea Sole-Terra, rafforzando la percezione che i fenomeni che guidano i cambiamenti nei tassi di CME sono di natura globale - essendo indipendenti dallo specifico dell'osservatore (eliocentrico ) longitudine. A causa delle incertezze nell'identificare l'origine assoluta dei CME sul disco solare, in particolare quelli dal lato opposto (che tuttavia vengono rilevati dai coronagraphs a luce bianca), non tentiamo di identificare gli eventi dell'emisfero nord e sud. Pertanto, le statistiche ECM riflettono il comportamento dell '"intero sole".

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Confronto della variazione del CME e dei tassi di flare nel ciclo solare 23 con la modulazione del numero (giornaliero) di macchie solari. ( a ) Variazione delle percentuali di CME giornaliere (dell'intero Sole) rilevate dai metodi CACTus 44 e CDAW 13 per il SOHO (rosso — CACTus; arancione — CDAW) e il gemello STEREO (blu — "avanti"; verde — "dietro ') set di dati coronagrafici. ( b ) SIDC - Data center per influenze solari. I numeri di macchie solari giornaliere totali (nero) ed emisferici (rosso — nord; blu — sud) — confrontano con la controparte mensile in Fig. 2. ( c ) Variazione della frequenza giornaliera emisferica di razzi maggiore della magnitudine "B" nei GOES ( record rosso — nord; blu — sud) e RHESSI (arancione — nord; viola — sud). Come in Fig. 2, c'è un considerevole ritardo tra il massimo (totale) delle macchie solari con le serie CME e flare - che si verifica tardi nella fase discendente. Quasi ogni protuberanza e oscillazione nel numero di macchie solari mostra un corrispondente aumento di CME e attività di flare: questi picchi possono essere tanto ampi quanto un raddoppio del numero di macchie solari o di flare / CME nel corso di pochi mesi prima del recupero. I pannelli della figura mostrano una serie di sottili linee verticali tratteggiate distanti 12 mesi e fungono da riferimento temporale. Ogni serie temporale mostrata in questi pannelli è una media di 50 giorni rispetto all'originale. Le serie temporali CME non sono separate dall'emisfero a causa dell'incertezza nel determinare l'effettiva posizione CME dalle sole osservazioni coronagrafiche del piano del cielo.

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Vediamo che i picchi nel numero totale di macchie solari hanno picchi corrispondenti nella frequenza CME. L'aumento del numero di macchie solari giornaliere può raggiungere il 30% e può portare a un aumento del 100% della percentuale giornaliera di CME. La stessa corrispondenza forte è visibile per la frequenza di flare. La relazione tra il tasso CME integrato nel disco e i tassi emisferici di macchie solari e formazione di bagliori evidenzia una proprietà critica in quantità integrate nel disco: esibiranno tipicamente variazioni di periodo più brevi rispetto a quelle risolte emisfericamente. L'offset di fase tra i due emisferi determinerà il periodo "ibrido" risultante osservato. In questo caso, vediamo che marcati aumenti del magnetismo superficiale portano ad un profondo aumento del tasso di fenomeni eruttivi.

Non sono solo i fenomeni eruttivi che presentano variazioni di magnitudo e tempistiche simili. La Figura 4 mostra l'irraggiamento solare totale (TSI) (integrato nel disco) e i componenti dell'irradiazione solare spettrale misurata dallo spazio. La varianza nella STI è visibile sull'intero record (Fig. 4a), ma poiché la misurazione è stata perfezionata e gli errori sistematici sono stati ridotti (in particolare con l'aggiunta di SOHO / VIRGO al record) 15, vediamo che l'ampiezza della variabilità a breve termine è ∼ 1 Wm −2, equivalente alla variazione durante l'intero ciclo solare (Fig. 4b). Vediamo che i componenti ultravioletti (Fig. 4c), ultravioletti estremi (Fig. 4d) e raggi X (Fig. 4e) dell'irradiazione solare spettrale (misurata dal veicolo spaziale SORCE) mostrano una variabilità nello spettro medio da pochi a quasi il 100% durante gli sbalzi di attività.

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( a ) La STI composita 10 della University of Colorado rispetto a ( b ) la STI SOHO / VIRGO nel ciclo solare 23: la spessa linea tratteggiata verticale segna l'inizio del record SOHO / VIRGO utilizzato. In entrambi i casi, le spesse linee rosse rappresentano la media corrente di 50 giorni rispetto alle misurazioni. Mentre la variazione minima da solare solare a massimo solare nella STI è ∼ 1 Wm −2, nella STI è visibile una variazione di modulazione a breve termine nell'intero arco temporale. Tale variazione, della stessa grandezza della variazione decadale, è meglio definita nel ciclo solare 23 a causa del perfezionamento nella progettazione e calibrazione dello strumento 10 . ( c - e ) Variazione percentuale in diverse bande (rispetto allo spettro medio) dell'irradiazione spettrale solare dal veicolo spaziale SORCE dalle misurazioni SOLSTICE ultravioletto lontano ultravioletto. Mentre ci spostiamo su lunghezze d'onda più brevi, il grado di variazione di uno dei picchi di radiazione solare aumenta da pochi al 50%. XPS, spettroscopia fotoelettronica a raggi X.

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Variabilità nelle regioni della fonte del vento solare e del vento veloce

Allo stesso modo, la Fig. 5 mostra un altro aspetto altamente modulato del comportamento solare quiescente che illustra questi picchi globali nel magnetismo: le proprietà del vento solare e il suo impatto geomagnetico. L'abbondanza di elio è un indicatore dell'attività magnetica nell'atmosfera solare 16, 17 . Mentre la quantità di elio nel vento solare veloce e lento mostra un forte declino negli ultimi tre decenni 1 ; (cfr. Fig. 2b) possiamo anche vedere le chiare oscillazioni del 20-50% della variabilità a breve termine. La variabilità a breve termine è anche visibile nella velocità del vento solare e nell'indice di attività geomagnetica Ap che influenza (Fig. 5b) —notando che le caratteristiche del vento solare sono fortemente influenzate dalla geometria tridimensionale del campo magnetico dell'eliosfera, e dove si trova lo spazio interplanetario di campionamento di veicoli spaziali. La variazione coerente della velocità del vento solare 18 indica che i processi che governano la forma della magnetosfera 19 e dell'eliosfera sono guidati dai picchi di variabilità magnetica.

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I dati presentati provengono dal database OMNI della Facility Data Physics Data Facility della NASA (//omniweb.gsfc.nasa.gov/). ( a ) Variazione delle medie consecutive su 50 giorni dell'abbondanza di elio di vento solare veloce (rosso) e lento (blu) (A He ; rif. 17) —un proxy del riscaldamento del plasma alla base del vento solare 16 . ( b ) Variazione delle medie correnti a 50 giorni della velocità del vento solare ( V sw ; nero) e dell'indice Ap della tempesta geomagnetica (verde). Si noti il ​​costante calo di A He nel tempo e le quasi-periodicità fortemente correlate in tutte e quattro le quantità in cui le sovratensioni in V sw, A He e Ap sono rispettivamente dell'ordine di 100 km s −1, 15 e 50%. Le barre di errore nel grafico riflettono la varianza del segnale sulla finestra corrente di 50 giorni.

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Questi cambiamenti periodici nella morfologia del campo magnetico coronale (ed eliosferico) possono essere desunti dalla Fig. 6, dove si contrappone la variazione delle aree totali ed emisferiche delle aree del foro coronale a bassa latitudine (<55 °) con i numeri emisferici delle macchie solari (cf Fig. 3) e l'angolo solare B 0 (la latitudine eliografica del punto centrale del disco solare). La variazione stagionale di quest'ultimo modula l'area visibile del disco solare 20, ma non può spiegare esclusivamente le forti periodicità nelle aree emisferiche del foro coronale o la loro relazione di fase variabile nel tempo. Inoltre, le aree del foro coronale emisferico sembrano (in media) ritardare di alcuni mesi i numeri delle macchie solari: le prime sono in genere fenomeni di latitudine più elevata rispetto alla banda 2 delle macchie solari. Ciò rafforza la premessa che almeno parte del flusso magnetico che forma i fori coronali è il risultato della diffusione del flusso nella regione attiva 21 . L'aumento dell'area del foro coronale durante la fase di declino del ciclo delle macchie solari (con picchi evidenti nel 2003-2004) è un altro fenomeno ben osservato 22 ma è più correlato all'interazione grossolana delle bande di attività di 22 anni di cui abbiamo discusso in precedenza .

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( a ) Utilizzando l'algoritmo di rilevamento del foro coronale SOHO / EIT e SDO / AIA CHARM 21, mostriamo la variazione della media corrente di 50 giorni nel totale (nero), nord (rosso) e sud (blu) emisferico coronale aree del foro inferiori a 55 ° di latitudine. Per riferimento, viene mostrata la variazione stagionale nell'inclinazione assiale del Sole rispetto alla linea Sole-Terra (verde: la linea verde tratteggiata mostra l'ampiezza dell'inclinazione negativa). ( b ) Data center per influenze solari (SIDC). Numeri di macchie solari totali (nero) ed emisferici (rosso — nord; blu — sud) giornalieri come in Fig. 3. Come per il bagliore e la serie temporale CME mostrati sopra, le aree del foro coronale raggiungono il picco dopo il massimo delle macchie solari (∼ 2004). Un confronto tra la macchia emisferica e le aree del foro coronale mostra un ritardo sistematico nei picchi di quest'ultimo (∼ 6 mesi). Il picco del 2004 nell'area del foro coronale corrisponde ai picchi dell'indice Ap e alla velocità del vento solare di Fig. 5. I pannelli della figura mostrano una serie di sottili linee verticali tratteggiate distanti 12 mesi e fungono da riferimento temporale.

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Variabilità quasi periodica del magnetismo solare

I campi magnetici su scale spaziali più piccole rispetto ai fori coronali e alle macchie solari mostrano periodicità simili ai loro fratelli maggiori durante il ciclo solare. La Figura 7a mostra l'evoluzione della densità numerica degli elementi magnetici associati ai vertici della gigantesca scala convettiva 2, 23 . Questa scala convettiva è guidata dalla rotazione dell'interno radiativo profondo e si ritiene che questi "nodi-g" 23 siano ancorati vicino al fondo del confine della zona di convezione con l'interno radiativo. Il numero di nodi g in ciascun emisfero aumenta e diminuisce nel corso del ciclo solare 23, oltre ad essere fortemente variabile su scale temporali più brevi. Le densità g-Node mostrano anche un offset di fase variabile tra i due emisferi solari. Gli spettri di potenza di Fourier (Fig. 7b) della densità emisferica del nodo g e le serie temporali (giornaliere) delle macchie solari hanno scale temporali caratteristiche molto simili come indicato dalle regioni ombreggiate in grigio nella figura. Il picco dell'inviluppo di breve periodo (frequenza più alta) di 11–16 giorni è circa la metà del periodo di rotazione (24–35 giorni). Ciò indica che i modelli magnetici non si diffondono immediatamente sulla superficie del Sole. Il leggero scostamento tra i picchi nel periodo di bassa (28 giorni) e di alta latitudine (30 giorni) è coerente con la rotazione differenziale solare osservata 24 . L'ampio picco centrato intorno a 330 giorni è comune alla serie temporale, anche se l'emisfero sud sembra spostarsi ulteriormente ed è coerente con l'analisi di Getko 25, 26 . Questa sembra essere la periodicità (quasi) primaria dei picchi magnetici che modellano l'eliosfera e guidano l'ospite di fenomeni energetici osservati come descritto sopra. Le analisi wavelet di queste serie temporali (vedere la sezione Metodi; Fig. 1–3 supplementari) dimostrano che i picchi summenzionati si verificano con un livello di confidenza del 99%.

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( a ) La variazione della densità dei vertici delle cellule convettive giganti (nodi g) è stata mediamente superiore a 45-50 ° di latitudine negli emisferi settentrionale (rosso) e meridionale (blu) dagli imager SOHO Michelson Doppler Imager e SDO Helioseismic Magnetic Imager — marker di magnetismo solare profondamente radicato che appartiene ai sistemi di flusso magnetico toroidale del ciclo di attività magnetica di 22 anni 2 . I punti piccoli sono medie giornaliere individuali, mentre le linee spesse sono la media corrente di 50 giorni corrispondente. Come in Fig. 6, la fase variabile della serie temporale in ciascun emisfero è fortemente indicativa di un'origine solare per questi fenomeni e non di una variabilità orbitale o spaziale del Sole. I periodi in cui gli emisferi variano in fase corrispondono ai tempi di modulazione più forte nei parametri energetici mostrati nelle figure sopra. ( b, c ) Spettri di potenza con trasformata di Fourier veloce (FFT) della serie temporale del nodo g emisferico settentrionale e meridionale, rispetto alle controparti per il numero giornaliero di macchie solari emisferiche, rispettivamente (Fig. 3) mostrano ampi picchi di potenza significativa che si verificano in tutto i tempi, in particolare quelli centrati su 330 giorni, 30 giorni e 15 giorni nelle regioni ombreggiate.

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Discussione

L'origine fisica di questi forti picchi quasi periodici nel magnetismo del Sole non è nota. Tuttavia, il loro effetto sull'atmosfera solare esterna e sull'ambiente geospaziale è profondo. La loro esistenza è stata ampiamente documentata dall'inizio dell'era spaziale. Ad esempio, forti quasi-periodicità che sono più lunghe della velocità di rotazione del Sole sono state ampiamente documentate in letteratura per le aree delle macchie solari 27, i chiarori 11, i CME 28 e le maggiori tempeste geomagnetiche 29, 30, ma è probabile che qualsiasi proprietà dell'esterno l'atmosfera solare che dipende dal magnetismo mostrerà una risposta di grado 1 variabile e che si estende al campo magnetico interplanetario 31 .

Come abbiamo notato sopra, è improbabile che una forte modulazione del numero di macchie solari possa essere facilmente spiegata dai processi negli strati vicino alla superficie del Sole. Tuttavia, considerando una decomposizione spazio-temporale del magnetismo della superficie solare 32 può fornire una guida interpretativa. La Figura 8 mostra la scomposizione di Ulrich del diagramma fotosferico a farfalla (Fig. 2d) in un campo radiale levigato a lungo termine e un residuo. Quest'ultimo rivela caratteristiche che si propagano verso il polo in ciascun emisfero. Il segnale primario nel diagramma a farfalla (levigato) è diviso in evoluzione ad alta e bassa latitudine a ∼ 55 ° di latitudine 2, entrambe si alternano nel segno e hanno una lunga durata: il modello a latitudine inferiore si propaga equamente. Questo modello è associato alle bande di attività interagenti del ciclo di polarità magnetica di 22 anni descritto da McIntosh et al. 2 Il pattern secondario, visibile nel residuo tra il pattern primario e il set di dati originale, si sta propagando in senso polare, non è simmetrico attraverso l'equatore e ha una scala temporale molto più breve del precedente. Ulrich 32 osserva che quest'ultimo modello non è compatibile con l'avanzamento superficiale semplice (cella a singola meridiana) del flusso magnetico.

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La decomposizione segue il metodo di Ulrich 30 . ( a ) Il modello del campo magnetico fotosferico in un diagramma latitudine-tempo costruito usando il campionamento della rotazione di Carrington (28 giorni) del campo meridiano centrale. La regione dell'inserto mostrata come un rettangolo nero delinea il diagramma latitudine-tempo mostrato in b . ( c ) Campo medio di cento giorni da b e il residuo tra quella media di 100 giorni e la variazione latitudinale originale ( d ). La media e il residuo decompongono corrispondentemente il magnetismo superficiale nel clima spaziale e nelle modulazioni meteorologiche spaziali che bagnano la terra in radiazioni, particelle ed eventi dirompenti. Gli sbalzi polari del magnetismo mostrati in d sono direttamente correlati alla forte modulazione mostrata nelle figure sopra. A scopo illustrativo, l'equatore e le linee a 55 ° sono mostrate rispettivamente come linee tratteggiate nere e linee tratteggiate.

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Ne deduciamo che l'interazione delle bande di attività di lunga durata firmate in modo opposto in ciascun emisfero, come discusso da McIntosh et al. 2 può aiutare a spiegare perché il bagliore, il CME e il timeseries del foro coronale raggiungono il picco così a lungo dopo il massimo (totale) delle macchie solari. L'interazione latitudinale - tramite l'emergenza del flusso - delle bande di attività in ciascun emisfero deve raggiungere il picco ad un certo punto dopo il momento in cui inizia a propagarsi equatorward, il tempo che definisce il massimo solare 2 . Tale interazione delle bande di attività, combinata con la differenza di fase dell'evoluzione emisferica 1, può spiegare i risultati osservativi di Gnevyshev 10 in cui la sola asimmetria emisferica non può 33 . Simulazioni numeriche sostanziali dell'interazione tra flusso magnetico radicato e convezione 34 sono passi iniziali positivi nell'esplorazione della gamma di variabilità nell'emissione solare su scala decadale posizionando i sistemi di flusso magnetico in un involucro convettivo rotante.

Oltre all'inviluppo decadale dell'attività solare, esiste una chiara, forte, variabilità del flusso magnetico in ciascun emisfero solare di circa 1 anno (terrestre). Proponiamo che il processo alla radice del modello di propagazione a breve termine mostrato in Fig. 8 sia responsabile degli sbalzi nell'attività solare e della variazione latitudinale nei proxy che abbiamo notato sopra.

La Figura 7 consente una spiegazione fenomenologica delle quasi-periodicità (dell'ordine di 150 giorni) che sono state osservate in un gran numero di quantità eliosferiche da Rieger e altri 9, 10, 11, 25, 26, 27, 28, 29, 35 . Quelle sono periodicità "ibride", una conseguenza della relazione di fase tra la variabilità a breve termine in ciascun emisfero solare. In breve, la serie temporale emisferica di più lungo periodo di ciascun emisfero si combinerà per produrre una serie temporale più breve (frequenza più alta) di sole del tutto intero - consideriamo il nostro esempio precedente di razzi e CME. In effetti, lo stesso principio può forse spiegare le quasi-periodicità osservate nelle misurazioni elioseismiche della zona di convezione profonda 36 - se la nostra affermazione che i fenomeni alla radice di questo problema si verificano sulle bande di attività, vicino alla base della zona di convezione, è corretta. In questo caso, osservando che le analisi eliosismologiche globali (standard) impongono la simmetria emisferica, la fase della serie temporale in ciascun emisfero è critica. Solo nella parte precedente del ciclo 23 (1998-2002) i due emisferi avrebbero creato in modo costruttivo un segnale che può essere rilevato usando questo metodo, poiché gli emisferi erano quindi approssimativamente in fase.

Quindi, quali sono le escursioni a propagazione verso il polo viste nella Figura 8 e come vengono guidate? La spiegazione più semplice possibile è quella in cui i picchi di magnetismo solare caricano periodicamente più flusso negli strati superficiali del Sole. Una volta che queste regioni magnetiche iniziano a decadere e si diffondono nel tempo 37, la circolazione meridionale superficiale 21 viene caricata con flusso magnetico che viene quindi portato verso il polo. Sebbene ciò appaia chiaro, non risponde alla seconda e più importante parte della domanda: che cosa guida le ondate di magnetismo?

Una possibile spiegazione segue dalle deliberazioni di Howe et al. 36 Howe et al. indicano che ci sono onde e instabilità su scala globale che si propagano nello strato di taglio noto come tachocline 3 nella parte inferiore della zona di convezione, dove le bande di attività sembrano essere radicate. Osserviamo quindi l'impatto di quelle onde e instabilità sul magnetismo superficiale della nostra stella attraverso la loro modulazione del processo globale di emergenza del flusso magnetico 38, 39 .

Quali potrebbero essere queste perturbazioni del sistema magneto-convettivo? Il mantello terrestre, l'oceano e la termosfera / stratosfera presentano onde su scala globale che sono guidate dalla rotazione del pianeta in corrispondenza di interfacce di taglio, o onde di Rossby 40, 41, come la tachocline. L'azione di tali onde di interfaccia energetica all'interno solare potrebbe modificare dinamicamente le caratteristiche di galleggiamento dei tubi di flusso presenti nella regione superiore a 39 . Gli sforzi teorici indicano che le onde di Rossby magnetizzate con periodi di ordine di diverse centinaia di giorni sono altamente probabili 42, 43 in una tachocline di spessore diverso da zero 38 . Indipendentemente dal fatto che i picchi di magnetismo siano causati o meno da onde su larga scala simili a Rossby nell'interno convettivo del Sole, abbiamo visto che forzano grandi aumenti nell'attività solare di natura quiescente ed esplosiva. Il periodo delle sovratensioni in ciascun emisfero solare è vicino a 1 anno terrestre e la relazione di fase emisferica influenza il periodo dei disturbi avvertiti nell'eliosfera. Resta da fare una ricerca significativa per determinare se l'apparente periodicità sia una caratteristica fondamentale del profondo interiore della nostra stella e per comprendere i processi responsabili della sua produzione.

Per riassumere, abbiamo dedotto che l'interazione delle bande di attività appartenenti al implacabile ciclo di polarità magnetica di 22 anni del Sole modella la variabilità decadale dell'attività solare 1, 2 . Inoltre, esiste una modulazione quasi annuale dell'attività solare - con un'intensità commisurata a quella della variabilità decadale - che sembra essere guidata da picchi di flusso magnetico originati da tali bande di attività.

La crescente dipendenza della nostra civiltà dalla tecnologia sensibile alle intemperie spaziali dovrebbe motivare le indagini sulla forzatura rotazionale della zona di convezione profonda del Sole da parte della zona radiativa. In particolare, sono richieste simulazioni stimolanti della formazione di bande di attività, interazione intra-ed extra-emisferica di bande di attività e lo zoo delle onde di rotazione-gravità-galleggiamento che interagiscono con tali bande di attività. Questi fattori sembrano essere i fattori chiave della variabilità solare nelle scadenze decadali e annuali. Una migliore comprensione dei processi responsabili della modulazione della variabilità decadale e delle 'stagioni' (quasi) annuali di attività solare produrrà una capacità di previsione significativamente aumentata per l'attività solare in parallelo con il monitoraggio osservativo continuo.

metodi

periodicità

La Figura 7 presenta un'analisi di Fourier della variabilità del nodo g emisferico e della macchia solare. La figura indica la prevalenza di una quasi-periodicità di ∼ 330 giorni in quelle serie temporali. Nella discussione che segue utilizziamo tecniche di trasformazione wavelet, come presentato da Torrence e Compo 43, come mezzo per dimostrare il significato delle scale temporali nel nodo g emisferico (Figura 1 complementare), numero di macchie solari emisferiche giornaliere (Figura 2 supplementare ) e le misurazioni della STI SOHO / VIRGO (figura 3 complementare) che figurano nella figura 4b.

Usando il wavlet Morlet come modello di rappresentazione dei segnali oscillatori osservati, costruiamo gli spettri di potenza wavelet di ogni serie. Nel senso più generale uno spettro di potenza wavelet può essere pensato come un'immagine che indica la forza e la durata in cui un'oscillazione di un determinato periodo è presente nella serie temporale. È uno strumento particolarmente potente per l'analisi di timeseries che presentano periodi misti e quasi-periodicità, come spesso accade in molti fenomeni solari.

Per gli spettri di potenza wavelet mostrati nelle Figure 1–3 supplementari, possiamo vedere chiaramente che periodicità dell'ordine di 330 giorni sono presenti ad un livello di confidenza del 99%. The 99% confidence level in the wavelet power spectra shown is indicated by a solid, thick, closed contour. Statistical confidence in this case is computed with respect to a red noise model of the spectral background—a spectral background that has increasing power with decreasing frequency. This model is common for most solar and geophysical data sets 43 and is adequate for the present application. It appears that the ∼ 30- and ∼ 15-day quasi-periodicities also have strong wavelet power in the timeseries studied, although the wavelet power does not always meet the 95% confidence criteria. This can be most easily seen in Supplementary Fig. 2 for the hemispheric daily sunspot number. However, the signal and wavelet power spectra are likely impacted at shorter periods by our earlier choice to study a 50-day running average of the sunspot timeseries.

The cross-hatched areas in the wavelet power spectrum define the 'cone of influence.' The interpretation of the cone of influence is relatively straightforward—the signal in the cross-hatched area may not be entirely reliable because of the influence of edge effects of the timeseries. Because these are finite-length timeseries, errors will occur at the beginning and end of the wavelet power spectrum, as the Fourier transform used in the Wavelet method assumes that the data are cyclic 43 . The solution used in these particular wavelet methods pads the end of the timeseries with zeroes before performing the wavelet transform and removes them afterwards. In the examples shown, the timeseries are padded with sufficient zeroes to bring the total length N up to the next-higher power of two—this limits any edge effects and speeds up the Fourier transform at the core of the computation.

Origine dei dati

The data used in this paper are openly available from the NGDC, SOHO, SDO and the Virtual Solar Observatory (//virtualsolar.org) data archives.

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    Supplementary Figures 1-3

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