Space Environment Physics Group, Departamentul de Meteorologie, Universitatea din Reading, Reading, Marea Britanie

Autor corespondent: M. J. Owens, Space Environment Physics Group, Department of Meteorology, University of Reading, Earley Gate, PO Box 243, Reading RG6 6BB, UK. ([email protected]) Căutați mai multe lucrări ale acestui autor

Unitatea Oulu, Observatorul Geofizic Sodankylä, Universitatea din Oulu, Oulu, Finlanda

Departamentul de Fizică, Universitatea din Oulu, Oulu, Finlanda

Grupul de Fizică al Mediului Spațial, Departamentul de Meteorologie, Universitatea din Reading, Reading, Marea Britanie

Grupul de Fizică al Mediului Spațial, Departamentul de Meteorologie, Universitatea din Reading, Reading, Marea Britanie

Autor corespondent: M. J. Owens, Space Environment Physics Group, Department of Meteorology, University of Reading, Earley Gate, PO Box 243, Reading RG6 6BB, UK. ([email protected]) Căutați mai multe lucrări ale acestui autor

Unitatea Oulu, Observatorul Geofizic Sodankylä, Universitatea din Oulu, Oulu, Finlanda

Departamentul de Fizică, Universitatea din Oulu, Oulu, Finlanda

Grupul de Fizică al Mediului Spațial, Departamentul de Meteorologie, Universitatea din Reading, Reading, Marea Britanie

Abstract

[1] Fluxul de raze cosmice galactice de pe Pământ este modulat de câmpul magnetic heliosferic. Potențialul de modulație heliosferică, Φ, în timpul marilor minime solare este investigat folosind un model de flux solar deschis (OSF) cu sursă OSF bazată pe numărul de pete solare, R și pierderea OSF pe înclinația foliei de curent heliosferic. Schimbarea dominanței între sursă și pierdere înseamnă Φ variază în (anti-) fază cu R în timpul ciclurilor puternice (slabe), în acord cu Φ estimările din înregistrările miezului de gheață de 10 Be concentrație, care sunt în fază în majoritatea ultimelor 300 ani, dar anti-fază în timpul Minimului Maunder. Rezultatele modelului sugerează cicluri OSF „plate”, precum ciclul solar 20 rezultă din sursa OSF și termenii pierderii se echilibrează temporar pe parcursul ciclului. Astfel, chiar dacă activitatea solară continuă să scadă în mod constant, scăderea pe termen lung a OSF prin SC21 la SC23 poate fi platou în timpul SC24, deși reapare în SC25 cu relația de fază inversată.

1. Introducere

[3] În timpul Minimului Maunder, un minim solar mare care durează aproximativ între 1645 și 1700, Soarele a fost bine observat de astronomii profesioniști, dar a afișat remarcabil de puține pete solare [de ex., Hoyt și Schatten, 1998; Vaquero, 2007]. Există dovezi că ciclul solar a continuat pe parcursul acestei perioade, deoarece concentrația de 10 Be arată o periodicitate de aproximativ 11 ani în miezul de gheață Dye3 pe tot parcursul [ Beer și colab., 1998]. Cu toate acestea, variația Maunder Minimum 10 Be este în fază cu ciclul așteptat al petelor solare, contrar așteptărilor și comportamentului ulterior [ Usoskin și colab., 2001]. Astfel, există dezbateri dacă ciclul Maunder Minimum 10 Be este un efect de modulație solară sau rezultatul unei modificări la scară largă a depunerii prin precipitații rezultate din, de exemplu, oscilația Atlanticului de Nord [ Heikkilä și colab., 2009].

[4] Ultimele 5 sau 6 cicluri solare, care includ epoca spațială, au afișat un număr mediu mai mare de pete solare decât restul înregistrării, sugerând condiții de maxim solar maxim (GSM) [ Solanki și colab., 2004], în acord cu geomagneticul [ Lockwood și colab., 2009; Lockwood și Owens, 2011] și reconstrucțiile GCR ale HMF [ McCracken, 2007; Steinhilber și colab., 2010]. Cu toate acestea, în ultimele 2 sau 3 cicluri solare, câmpul magnetic solar a scăzut, sugerând că actualul GSM se încheie [ Abreu și colab., 2008; Lockwood și colab., 2009, 2012]. Din evidența GCR, aproximativ 10% din ieșirile GSM anterioare au condus la condiții similare Maunder Minimum în termen de 50 de ani [ Steinhilber și colab., 2010; Lockwood, 2010; Barnard și colab., 2011].

[5] În acest studiu, folosim un model de continuitate pentru a investiga evoluția HMF printr-un câmp magnetic solar în scădere și arătăm că ciclul 10 Be observații în timpul Minimului Maunder sunt în concordanță cu un ciclu solar continuu, în ciuda schimbării fazei. Apoi, folosim modelul pentru a explora modul în care ciclurile 24 și 25 s-ar putea dezvolta având în vedere diferite scenarii pentru ciclul petelor solare.

2. Modelarea potențialului de modulare heliosferică

[6] Fluxul solar deschis (OSF), fluxul magnetic nesemnat total care filetează o sferă heliocentrică la înălțimea formării vântului solar, poate fi estimat din ambele extrapolări ale câmpului magnetic fotosferic observat [ Wang și Sheeley, 1995] și din măsurători in situ ale HMF [de ex., Owens și colab., 2008a; Lockwood și Owens, 2009]. Solanki și colab. [2000] a modelat variația ciclului solar în OSF ca un termen sursă, S, presupus să urmeze numărul petelor solare (R) și un termen de pierdere, L, care permite OSF să se descompună cu constante de timp date. Owens și Lockwood [2012] a folosit OSF observat și R observat pentru a arăta rata de pierdere fracționată a OSF (χ) a fost în esență ciclică în secolul trecut și a urmărit îndeaproape variația unghiului de înclinare a foii de curent heliosferice (HCS). Pierderea OSF la regiunile cu înclinație înaltă a HCS este în acord cu observațiile fluxurilor coronale și ale buclelor care se prăbușesc [ Sheeley și Wang, 2001]. Un HCS înclinat permite rotația diferențială pentru a forța împreună OSF cu polaritate opusă, rezultând pierderea OSF prin reconectare [de ex., Owens și colab., 2011a].

[7] Pentru a examina efectul unui câmp magnetic solar în scădere, Figura 1 (primul rând) arată o variație R simulată utilizând variația medie observată pe ciclurile 12-23 [ Owens și colab., 2011b], cu amplitudine rampată liniar în jos și în sus. Orele numărului maxim de pete solare, TR, sunt prezentate aici și în Figura 1 (al patrulea rând) ca linii roșii verticale, cu zone umbrite care arată R în 80% din ciclul maxim. Figura 1 (al doilea rând) arată variația medie în χ peste ciclurile 12-23 [ Owens și Lockwood, 2012], mărit liniar cu un factor 1,74 pentru a se potrivi cu variația unghiului de înclinare HCS. Variația înclinării HCS este mai asimetrică decât variația R, cu o creștere mai accentuată, un vârf mai devreme și un declin mai prelungit. Variația HCS este presupusă identică în fiecare ciclu, care se menține la primul ordin [ Owens și Lockwood, 2012], dar detaliile variației HCS pot fi importante pentru OSF rezultat, așa cum sa discutat în secțiunea 4.

heliosferică

[8] Variațiile de înclinare R și HCS sunt utilizate ca bază a sursei OSF și a termenilor de pierdere, în același mod ca și Owens și Lockwood [2012], și anume folosirea S = A(R + R0) și L = χOSF, Unde A = 1 × 10 12 Wb CR −1 (CR = Carrington Rotation) și R0 = 10. The R0 termen oferă producția OSF chiar și în momente de R = 0, după cum sugerează ratele de ejecție a masei coronare la R = 0 în timpul minimului recent al petelor solare [ Owens și colab., 2008b]. Variantele rezultate ale modelului OSF și Φ sunt prezentate în figurile 1 (al treilea rând) și respectiv 1 (al patrulea rând). Φ este calculat din înclinarea OSF și HCS [ Alanko-Huotari și colab., 2007]. Timpi de maxim Φ, TΦ, sunt prezentate aici și în Figura 1 (primul rând) sub formă de linii albastre verticale, cu regiuni umbrite care arată timpii când Φ se află la 80% din valoarea ciclului de vârf.

[9] Pentru cicluri cu vârful R, RMAX,> 75 (ciclurile 1-4 și 14-18 ale parcelei), variația Φ este în fază aproximativă cu R. Cu toate acestea, ca RMAX scade la aproximativ 60, variația OSF se aplatizează, în timp ce Φ crește mai târziu în ciclu. (Pragul exact la care se produce acest lucru va depinde de parametrii OSF și de forma sursei și a termenilor de pierdere.), RMAX≈ 40 oferă OSF în antifază cu R, care la rândul său oferă o variație plată flat. PentruRMAX [10] În condiții minime, amplitudinea variației Φ este mult redusă, în ciuda amplitudinii relativ mari a variației OSF. Acest lucru se datorează faptului că Alanko-Huotari și colab. Forma [2007] pentru Φ are ca rezultat înclinarea HCS și combinarea OSF în perioadele cu R ridicat, dar anulând în perioadele cu R. scăzut. În consecință, semnalul de modulație solară ar trebui să fie mai dificil de detectat în înregistrările 10 Be în timpul minimelor mari. Dimpotrivă, lower mai mic va avea ca rezultat fluxuri GCR mai mari pe Pământ, dând o producție crescută de 10 Be și, prin urmare, un semnal de modulație solară mai slab poate fi încă detectabil. În plus, Alanko-Huotari și colab. [2007] relația se bazează pe observații spațiu-vârstă, astfel încât înclinarea HCS poate să nu anuleze variația OSF în aceeași măsură în timpul marilor minime solare.

[11] Faza dintre R și Φ poate fi exprimată caT = TR - TΦ. Simbolurile negre din figura 2a arată | ΔT | ca o funcție a RMAX: Cercurile sunt momente de vârf Φ, liniile arată timpii când Φ se află la 80% din vârful ciclului. | ΔT |, mai degrabă decât ΔT, este utilizat ca Φ vârfuri aproape de începutul/sfârșitul ciclului, creând o ambiguitate de 1 ciclu. Panoul gri închis (deschis) arată momentele în care Φ și R sunt în antifază „(fază de tranziție” unde Φ este în esență plan șiTΦ este greu de definit). Pentru cicluri cu RMAX> 50, modelul Φ și R sunt în fază de la 1 la 1,5 ani.

3. Comparație cu 10 Be Observații

[12] Rezultatele modelului sunt acum comparate cu observațiile 10 Be pentru perioada 1610-1980, începutul înregistrării grupului de pete solare la ultimele observații fiabile asupra miezului de gheață. Se presupune că valorile minime din 10 Be coincid cu valorile maxime din Φ (vezi și Figura 3) [ Usoskin și colab., 2001]. Un decalaj de 1 an a fost adăugat celor 10 Be-derivateTΦ pentru a permite timpul de depunere [ Bere, 2000; Heikkilä și colab., 2009]. Incertitudinile în transportul atmosferic și datarea miezului de gheață înseamnă că rămâne o incertitudine de aproximativ 1 an în reconstrucțiile 10 Be TΦ [ Bere, 2000]. Aici folosim două înregistrări independente 10 Be, Dye3 [ Beer și colab., 1990] și NGRIP [ Berggren și colab., 2009] miezuri de gheață, la mai mult de 1000 km distanță. Observăm că 14 C măsurați în inele anuale ale copacilor [ Stuiver și Quay, 1980] nu poate fi utilizat în acest studiu deoarece nu poate rezolva ciclurile solare individuale sau faza exactă a acestora, datorită atenuării și întârzierii neliniare a semnalului cauzate de ciclul global al carbonului [ Bard și colab., 1997; Usoskin și Kromer, 2005]. RMAX și TR sunt determinate din înregistrarea grupului de pete solare [ Hoyt și Schatten, 1998]. În timpul Minimului Maunder, TR este estimat prin media diferitelor reconstrucții [ Usoskin și colab., 2001, Tabelul 1 și referințe în acesta]. Datele rare ale petelor solare înseamnă că există probabil o incertitudine suplimentară de 1 an înTR în aceste vremuri.

[13] Liniile albastre și roșii din Figura 2 arată media |T| în funcție de medie RMAX utilizând înregistrări 10 Be din estimările miezului de gheață NGRIP și Dye3 TΦ, respectiv. Coșurile sunt setate să conțină minimum 5 puncte de date. Există o schimbare în Φ‐RRelația MAXphase de la antifaza aproximativă laRMAX 40, în acord cu predicția modelului prezentată în secțiunea 2. Observăm că setul de date NGRIP nu a fost utilizat de Usoskin și colab. [2001], dar arată și relația de fază inversată în timpul Minimului Maunder. Aceste rezultate sugerează că ciclul 10 Be în timpul Maunder Minimum a fost un efect de modulație solară.

4. Ciclurile 24 și 25

[14] Modelul este acum utilizat pentru a investiga OSF în restul ciclului 24 și ciclu 25, având în vedere scenarii posibile pentru variația numărului de pete solare. Linia neagră din Figura 3 (primul rând) arată numărul de pete solare observat în epoca spațială. Linia verde pentru ciclul solar 24 (SC24) arată o extrapolare directă care urmează variația medie în ciclurile trecute [ Owens și colab., 2011b]. Curbele roșii și albastre pentru SC24 arată o abatere standard peste și sub variația medie, respectiv. Pentru SC25, linia verde arată presupunerea că SC24 se va repeta exact, în timp ce roșu (albastru) arată o creștere (scădere) în RMAX de 40% comparativ cu SC24. Figura 3 (al doilea rând) arată indicele de înclinație HCS [ Owens și colab., 2011a], luată în calcul până la 1200, astfel încât să aibă o valoare maximă de 90, permițând comparația cu unghiul de înclinare HCS. Linia verde arată variația medie a ciclului [ Owens și Lockwood, 2012].

[15] Linia neagră din Figura 3 (al treilea rând) arată variația OSF observată utilizând mediile de 1 zi ale OMNI [ King și Papitashvili, 2005] câmp magnetic radial. Liniile verzi/roșii/albastre arată rezultatele modelului OSF folosind cele trei scenarii R din Figura 3 (primul rând) și înclinarea HCS din Figura 3 (al doilea rând). Modelul este inițiat la minim între SC23 și SC24. Creșterea inițială a OSF observată în SC24 este bine potrivită. Toate cele trei curbe arată apoi o variație OSF destul de mică față de SC24. Curbele verzi și albastre pentru SC24 sunt destul de plane, nu diferă de SC20 și de R = 60 de cazuri în Figura 1. Interesant, chiar și cea mai mică estimare R nu dă o scădere mare a OSF între valorile minime ale ciclului SC23/SC24 și SC24/SC25. Cu toate acestea, în scenariul de declin continuu pentru SC25, OSF continuă apoi să scadă sub minimul SC23, sugerând că chiar și pentru o scădere constantă a R prin SC21 până la SC25, SC24 ar putea forma un platou temporar în OSF. O astfel de blocare a declinului OSF nu a fost luată în considerare în proiecțiile ciclului solar din Barnard și colab. [2011] .

[16] Modelul OSF este sensibil nu numai la variația R, ci și la lungimea ciclului solar și la forma variației înclinației HCS. Linia neagră din Figura 2b prezintă pierderea fracțională medie a OSF pe ciclurile 12-23 [ Owens și colab., 2011b], convertit într-o înclinare HCS echivalentă. Liniile albe și galbene arată înclinația HCS pentru SC22 și, respectiv, SC23, convertite în unghi de înclinare HCS [ Owens și colab., 2011a]. Curbele au fost normalizate, deci pierderea fracțională integrată de OSF pe fiecare ciclu este egală, dar este importantă și faza ciclului solar la care apare pierderea de OSF. Presupunând variația medie R pentru SC24, Figura 2c arată schimbarea OSF între capetele SC23 și SC24 în funcție de lungimea ciclului solar și înclinarea HCS. În toate cazurile, ciclurile mai lungi au ca rezultat OSF mai mic, deși magnitudinea acestui efect depinde de forma variației HCS. Ordonarea liniilor galbene, negre și albe arată că un HCS crescut în timpul fazei de declin a ciclului solar este cheia reducerii OSF pe parcursul unui ciclu solar. Într-adevăr, scăderea mare a OSF de la sfârșitul SC22 până la sfârșitul SC23 poate fi în mare parte atribuită înclinației mari a HCS prin faza de declin prelungită a SC23.

[17] Revenind la Figura 3 (al treilea rând), linia roșie arată scenariul în creștere al numărului de pete solare pentru SC25. Creșterea numărului de pete solare între SC24 și SC25 este similară cu cea din SC20 și SC21: După un OSF plat în SC20 și SC24, atât SC21 cât și SC25 arată o ușoară creștere a OSF la începutul ciclului, înainte de o creștere mai pronunțată târziu în ciclu.

[18] În cele din urmă, linia neagră din Figura 3 (al patrulea rând) arată potențialul de modulație heliosferică derivat de monitorul neutronilor [ Usoskin și colab., 2005] în negru. Liniile roșii, verzi și albastre arată Φ estimat din modelul OSF și unghiul de înclinare ciclic HCS. Liniile albe și galbene arată o concentrație de 10 Be din miezurile de gheață Dye3 și NGRIP, scalate pentru a se potrivi pe aceeași axă, care, așa cum era de așteptat, sunt în antifază cu Φ. Liniile albastre, verzi și roșii sunt în acord rezonabil cu previziunile Barnard și colab. [2011] pentru probabilități de Φ care depășesc valoarea dată de P[> Φ] = 15%, 50% și 85%. Având în vedere că liniile roșii și albastre sunt pentru 1σ abaterea de la predicția medie a R, modelarea continuității prezentată aici este în general de acord cu tendințele care Barnard și colab. [2011] derivat dintr-o analiză de epocă super-pusă a capetelor marilor maxime solare.

5. Discuție și concluzii

[19] Un model de continuitate al fluxului solar deschis (OSF) a fost utilizat pentru a investiga potențialul de modulație heliosferică, during, în condiții variabile ale câmpului magnetic solar, în special în timpul minimelor solare mari. Numărul petelor solare, R, este utilizat ca proxy pentru rata de producție OSF. În timpul ciclurilor puternice (de exemplu, vârf ridicat R), atât Φ cât și R variază îndeaproape în fază. Cu toate acestea, pentru ciclurile de slăbire (de exemplu, vârful scăzut R), OSF și go trec mai întâi printr-o fază de tranziție, în care niciunul dintre parametri nu prezintă o mare parte a variației ciclului solar, înainte de a apărea cu o variație a ciclului solar care este în antifază cu R. se datorează faptului că în perioadele cu R scăzut, termenul de pierdere OSF, care urmărește îndeaproape înclinația foii de curent heliosferic (HCS), domină variația ciclului solar în sursa OSF.

[20] Comportamentul modelat al OSF este în acord cu variația de 10 Be obținută din miezurile de gheață. Acesta sugerează că 10 Be cycling în timpul Maunder Minimum a fost o modulație solară, mai degrabă decât un efect climatic local, așa cum a propus Usoskin și colab. [2001] în absența unui model adecvat al variației heliosferice. Deoarece prezentul model OSF oferă o explicație naturală pentru schimbarea fazei, nu este nevoie să invocăm o influență meteorologică speculativă care să domine datele 10 Be în jurul valorii de Minimul Maunder. Mai mult decât atât, ar fi dificil să explicăm variabilitatea similară 10 Be în două situri separate de> 1000 km prin acțiunea unui efect local nespecificat.

[22] Aplicând modelul OSF la variațiile viitoare, observăm o scădere continuă a activității solare în ciclurile 24 și 25 poate să nu producă o scădere constantă a OSF. Modelul prezice că chiar și o scădere constantă a numărului de pete solare poate duce la un platou în OSF în timpul SC24, înainte de un declin continuu în SC25 cu relația de fază inversată între R și OSF.

Mulțumiri

[23] Mulțumim lui T. Hoeksema de la Universitatea Stanford pentru magnetogramele WSO. Această activitate a fost facilitată de atelierul ISSI 233, „Reconstrucții pe termen lung ale parametrilor eolieni solari și solari” organizat de L. Svalgaard, E. Cliver, J. Beer și M. Lockwood.

[24] Editorul mulțumește doi recenzori anonimi pentru asistență la evaluarea acestei lucrări.