Modulație heliosferică a razelor cosmice galactice în timpul marilor minime solare Trecut și viitor

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

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.

[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 = 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.