Ciclo Solar

Predicción actualizada de la progresión del ciclo solar (Experimental)

Figura 1 (superior) / Figura 2 (inferior)

Desde que se descubrió el ciclo solar hace más de 180 años, su progresión se ha monitoreado contando el número de manchas solares y grupos de manchas solares visibles (a través de un telescopio solar) en la superficie solar cada día. Estas mediciones diarias se compilan en un promedio mensual y se grafican en función del tiempo, como lo indica la línea negra en la Figura 1 (superior). La línea azul es una versión suavizada del número de manchas solares observado, obtenido al aplicar un promedio de 13 meses a cada punto de la curva negra.

Aunque existen otras medidas cuantitativas de la progresión del ciclo solar, ninguna tiene la historia de 400 años del número de manchas solares. En las últimas décadas se ha hecho un esfuerzo concentrado para estandarizar y calibrar cómo se calcula el número de manchas solares. Este esfuerzo se refleja en el Número Internacional de Manchas Solares, que es mantenido y distribuido por el Centro de Análisis de Datos de Influencias Solares (SIDC)  en el Observatorio Real de Bélgica.

La frecuencia y la gravedad de las tormentas solares, como las erupciones y las eyecciones de masa coronal, aumentan con el número de manchas solares. Por lo tanto, disponer de un pronóstico fiable de cuál será probablemente el número de manchas solares dentro de varios meses o años es valioso para los clientes del clima espacial. El valor máximo del número de manchas solares suavizado alcanzado en cada ciclo se denomina amplitud o intensidad del ciclo. Las amplitudes varían de un ciclo a otro, con un valor medio de 178.

En 2018-2019, la NOAA, la NASA y el Servicio Internacional del Medio Ambiente Espacial (ISES) convocaron un panel internacional para predecir la amplitud del ciclo solar 25 y la fecha en la que se producirá el máximo solar. El panel solicitó la opinión de la comunidad y recibió casi 50 predicciones distintas que se sintetizaron en una única predicción, con un rango de incertidumbre. El rango de incertidumbre de la predicción del panel, emitida en 2019, se muestra como el área roja sombreada en la Figura superior.

Al cabo de varios años, se hizo evidente que esta predicción del panel era demasiado baja, apenas por encima del rango de incertidumbre estimado. Aunque sigue siendo interesante desde un punto de vista científico comparar la progresión observada con la predicción realizada antes de que comenzara el ciclo, se necesita un pronóstico más confiable para evaluar con precisión el potencial de peligros del clima espacial.

En la Figura 1 (superior) se muestra una previsión actualizada de la amplitud y el momento del Ciclo Solar 25 mediante la línea magenta. Esta se obtiene aplicando un ajuste de curva a los datos de observación disponibles (línea negra) basándose en la misma función que se utilizó para producir la línea roja. En otras palabras, los parámetros de la predicción del panel se ajustan para que coincidan mejor con los datos de número de manchas solares observados. A continuación, se calcula un promedio entre el ajuste actual y uno realizado sin los nueve meses de datos más recientes. Esto hace que la predicción sea más robusta a las tendencias a corto plazo. De esta manera, se realiza una nueva predicción cada mes a medida que se dispone de nuevos datos.

Las regiones sombreadas muestran la incertidumbre en la predicción, obtenida al aplicar el mismo método de predicción a ciclos anteriores en la misma etapa de cada ciclo (medida en meses desde el inicio del ciclo). En particular, las tres sombras muestran los tres primeros cuartiles de las desviaciones respecto de las predicciones anteriores.

Por lo tanto, esto debe interpretarse de la siguiente manera: hay aproximadamente un 25 % de probabilidades de que el número de manchas solares suavizadas caiga dentro de la región sombreada oscura en un momento determinado en el futuro. De manera similar, hay un 50 % de probabilidades de que el número de manchas solares suavizadas caiga en la región sombreada media y un 75 % de probabilidades de que caiga en la región sombreada más clara.

La figura 2 (abajo) muestra una predicción similar realizada para la emisión solar de ondas de radio en la banda de 10,7 cm (2800 MHz) . A esto se lo suele denominar flujo de radio F10,7 y se ha descubierto que está altamente correlacionado con la actividad solar, lo que lo convierte en otra excelente manera de seguir la progresión del ciclo solar.  

Al igual que en la Figura 1 (superior), la línea negra de la Figura 2 (inferior) representa las observaciones recopiladas a lo largo de cada mes y la línea azul representa un suavizado de 13 meses de estas observaciones. Estas observaciones son proporcionadas por el Dominion Radio Astrophysical Observatory en Penticton, Columbia Británica, Canadá. El flujo de radio F10.7 se da tradicionalmente en unidades de flujo solar (1 sfu = 1,e-22 Watt por metro cuadrado por Hz).

El rango de la predicción del panel de 2019 (área sombreada en rojo) para el flujo de radio F10.7 en la Figura 2 (inferior) se obtiene aplicando una conversión a la predicción del número de manchas solares indicada por el área roja en la Figura 1 (superior). La función de conversión es un polinomio de cuarto orden que está calibrado con datos empíricos.

Los cuartiles para la predicción actualizada (región sombreada en magenta) se obtienen aplicando la misma función de conversión a las desviaciones de cuartiles del número de manchas solares correspondientes en la Figura 1 (superior). La predicción actualizada en sí (línea magenta) se obtiene a través de un ajuste directo a los datos F10.7 mensuales observados.

Número de manchas solares diarias y mensuales (últimos 13 años)

Número diario de manchas solares (amarillo), número medio mensual de manchas solares (azul), número suavizado mensual de manchas solares (rojo) de los últimos 13 años y predicciones con 12 meses de antelación del número suavizado mensual de manchas solares:

SC (puntos rojos): método de predicción basado en una interpolación de las curvas estándar de Waldmeier; se basa únicamente en la serie de números de manchas solares.
CM (rayas rojas): método (de K. Denkmayr y P. Cugnon) que combina una técnica de regresión aplicada a la serie de números de manchas solares con el índice geomagnético aa utilizado como precursor (predicciones mejoradas durante la fase mínima entre ciclos solares).

COMUNICACIONES POR RADIO HF

El clima espacial afecta las comunicaciones por radio de diversas maneras. En frecuencias en el rango de 1 a 30 megahercios (conocidas como radio de “alta frecuencia” o HF), los cambios en la densidad y la estructura ionosféricas modifican la ruta de transmisión e incluso bloquean por completo la transmisión de señales de radio de HF. Estas frecuencias son utilizadas por operadores de radioaficionados y muchas industrias, como las aerolíneas comerciales. También las utilizan varias agencias gubernamentales, como la Agencia Federal para el Manejo de Emergencias y el Departamento de Defensa.

Existen varios tipos de fenómenos meteorológicos espaciales que pueden afectar a las comunicaciones por radio de alta frecuencia. En una secuencia típica de tormentas meteorológicas espaciales, los primeros impactos se sienten durante la propia erupción solar. Los rayos X del sol penetran hasta el fondo de la ionosfera (hasta unos 80 km). Allí, los fotones de rayos X ionizan la atmósfera y crean un refuerzo de la capa D de la ionosfera. Esta capa D reforzada actúa como reflector de las ondas de radio en algunas frecuencias y como absorbente de las ondas en otras frecuencias. El apagón de radio asociado a las erupciones solares se produce en la región del lado diurno de la Tierra y es más intenso cuando el sol está directamente sobre la superficie.

Otro tipo de fenómeno meteorológico espacial, la tormenta de radiación provocada por protones solares energéticos, también puede perturbar la comunicación por radio de alta frecuencia. Los protones son guiados por el campo magnético de la Tierra, de modo que chocan con la atmósfera superior cerca de los polos norte y sur. Los protones, que se mueven a gran velocidad, tienen un efecto similar al de los fotones de rayos X y crean una capa D reforzada, bloqueando así la comunicación por radio de alta frecuencia en latitudes altas. Durante las auroras, los electrones precipitados pueden reforzar otras capas de la ionosfera y tener efectos de perturbación y bloqueo similares en la comunicación por radio. Esto ocurre sobre todo en el lado nocturno de las regiones polares de la Tierra, donde la aurora es más intensa y frecuente.