EVOLUCIÓN DE LAS MANCHAS SOLARES DURANTE EL CICLO SOLAR 23

Juan José Curto SubiratsAlbert Gómez

SUMARIO El objetivo de este trabajo es presentar un estudio estadístico de varios

parámetros (variables) que definen los grupos de manchas solares mostrando su evolución a lo largo del ciclo solar 23.

Entre estas variables se incluyen: el área máxima, los tiempos de crecimiento y de extinción, así como las familias de evolución y la fase del ciclo solar a la cual pertenecen los grupos.

Se determinaron la correlación entre las diferentes características de los grupos, así como la probabilidad de que el tiempo de decaimiento puede variar dependiendo de las características morfológicas definidas por estas variables.

Este enfoque nos permite predecir hasta cierto punto el comportamiento futuro de un grupo a partir de su evolución histórica.

OBJETIVO nuestras predicciones no pretenden caracterizar las

propiedades globales como la amplitud o la duración de un ciclo solar entero sino

hacer predicciones sobre las expectativas de desarrollo de cada grupo individual.

CLASIFICACIÓN DE ZURICHClass A:

A single pore or group of pores showing no bipolar configuration

Class B:

A group of pores showing bipolar configuration

Class C:

A bipolar group, one spot of which possesses a penumbra

Class D:

A bipolar group whose main spots possess penumbrae; at least one of the spots has a simple structure. the length of the group is generally < 10 deg.

Class E:

A large bipolar group; the two main spots possess penumbrae, and have generally complex structure. Numerous smaller spots lie between the main spots. The length of the group is > 10 deg.

Class F:

A very large bipolar or complex group; length > 15 deg.

Class G:

A large bipolar group containing no small spots between the main spots; length > 10 deg.

Class H:

A unipolar spot possessing a penumbra; diameter > 2.5 deg.

Class J:

A unipolar spot possessing a penumbra; diameter < 2.5 deg.

FAMILIAS Se definieron tres etapas vitales: la juventud que agrupa los grupos de tipos A, B y C donde no se ve una

estructura muy importante, la madurez que agrupa los tipos D,E, y F donde se observa una clara evolución

de la estructura hacia más compleja y finalmente la vejez con los tipos G, H e J. Así se pudieron definir 7 familias:

familia (Y - -) que contendía aquellos grupos que habían nacido jóvenes y habían muerto jóvenes,

familia (YM-) de aquellos grupos que habían nacido jóvenes y muerto maduros, y familia (YMO) de aquellos grupos que habían hecho toda la transición, naciendo

jóvenes, pasando por la maduras y muerto viejos. Las restantes familias fueron: familia (-M-), de aquellos grupos que habían nacido y

muerto maduros, familia (-MO) de aquellos grupos que aparecido maduros y muerto viejos, familia (- - O) de aquellos grupos que habían nacido y muerto viejos y, finalmente, familia (Y – O) de aquellos grupos que habían nacido jóvenes y, sin pasar por la madurez,

habían muerto viejos.

DISTRIBUCIÓN DE LAS FAMILIAS

Percent of sunspot's groups in each familly

Y-- _M- _O YMO _MO

YM- Y-O

DISTRIBUCIÓN DE LAS FAMILIAS Con una población de eventos reales tan sesgadas hacia un tipo

específico de grupo, casi nada se puede decir de otros tipos a menos que se tenga un gran conjunto de datos. Afortunadamente, nuestro estudio cubre un ciclo solar completo, y contiene una gran cantidad de casos que nos ofrecen la posibilidad de obtener estadísticas más fiables (en comparación con estudios anteriores que sólo tenían acceso a la reducción de las colecciones de datos).

El hecho de que casi el 90% de los grupos analizados (2188) pertenecen a la familia (Y - -) indica que, hablando en términos de energía, es más "ventajosa" para el Sol mantener su equilibrio con muchas manchas solares jóvenes con una vida corta de tiempo más que con un menor número de manchas solares cada vez más maduras con una gran cantidad de actividad magnética y luego llegar a la vejez con una larga decadencia hasta su muerte.

PROBABILIDAD DE OCURRENCIA ENTRE EL TIEMPO DE CRECIMIENTO Y EL ÁREA MÁXIMA

Los grupos con área máxima entre 00-200 MSH y tiempo de crecimiento de 1-4 días son los más probables.

PROBABILIDAD DE OCURRENCIA ENTRE EL TIEMPO DE CRECIMIENTO Y EL DE DECAIMIENTO

Los grupos con tiempo de crecimiento de 1-3 días y tiempo de decaimiento de 1-4 días son los más probables.

PROBABILIDAD DE OCURRENCIA ENTRE EL TIEMPO DE DECAIMIENTO Y EL ÁREA MÁXIMA

Los grupos con área máxima entre 00-200 MSH y tiempo de decaimiento de 1-4 días son los más probables.

EVOLUCIÓN DEL ÁREA MÁXIMA CON LA FASE SOLAR

1 2 3 4 5

-70

-20

30

80

130

180

230

Phase

Max

imum

are

a (M

SH)

La media del área máxima de los grupos es superior en las fases iniciales del ciclo

PROPIEDADES LIGADAS A LA FASE De las fases de máximo a mínimo del ciclo solar hay

una disminución en los grupos morfológicamente más complejos.

Phase Y- - YM- YMO Y-O -M- -MO - -O

1 0.93 0 0 0 0 0 0

2 10.86 14.29 9.09 3.23 0 33.33 0

3 42.47 57.14 86.36 87.10 100.00 66.67 81.25

4 35.70 28.57 4.55 3.23 0 0 14.06

5 10.03 0 0 6.45 0 0 4.69

EVOLUCIÓN DEL ÁREA RELATIVA

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13

-60

-40

-20

0

20

40

60

80

100 Mean area's relative variation for the family YMO in each era

5 4 3 2 1

Days of group (days)

%

En cuanto a la variación de la superficie máxima con la fase del ciclo, el crecimiento es más caótico que el decaimiento. El proceso de decaimiento inicial muestra un comportamiento típico de rápida disminución del área con el tiempo, antes de experimentar una caída más suave hasta la muerte. Se observó un comportamiento asimétrico del proceso de decaimiento en las diferentes fases con respecto a la máxima ciclo solar

PREDICIÓN Analizando todas las combinaciones de las variables (fase,

tiempo de crecimiento, superficie máxima, y la familia inicial), se puede predecir el comportamiento final de un grupo (el final de la familia y el tiempo de decaimiento que tendrá hasta su muerte) en casi el 34% de los casos.

La fase de ciclo no solo conlleva un número mayor o menor de grupos sino que también conductas diferentes.

Hay un cambio de conducta entre los dos mínimos (fases 1 y 5). Hay por tanto otra asimetría respecto al máximo del ciclo.

CONCLUSIONES La mayoría de los grupos pertenecen a la familia (Y - -),

tienen tiempo de crecimiento de 1 día, 0-200 área máxima de MSH, tiempo de caída de 1 día, y se encuentran en la fase máxima (42,4% de los grupos en esta familia) o en la fase de caída del ciclo solar (35,7% de los grupos de esta familia).

La fase del ciclo influye en las características en grupos de manchas solares, pero este efecto es más sustancial en unas fases que en otras.

La superficie máxima cambia significativamente con la fase del ciclo, y existe una asimetría en las fases con respecto al máximo del ciclo solar.

Los tiempos de crecimiento y decaimiento no cambian significativamente con la fase del ciclo.

CONCLUSIONES La asimetría entre las fases ascendente y descendente de ciclo solar en

términos de la reducción de la superficie máxima se podría explicar por la hipótesis de Livingston y Penn (2009) que propone una desaparición progresiva de las manchas solares después de haber medido la evolución del campo magnético solar en este ciclo solar: el campo magnético disminuyó a lo largo del ciclo 23.

Por otro lado, Kilcik et al. (2011) concluyeron que los grupos pequeños aunque muy numerosos, si se compara con otros ciclos, parecían menguar en el ciclo solar 23 y que el área media de los grupos grandes fue también más pequeña.

Esto confirma lo que Lefèvre y Clette (2011) vieron en un catálogo más detallado.

-> todo esto sugiere que el Sol ha cambiado a un nuevo régimen y que el cambio es dependiente de la escala. Este cambio dependiente de escala también proporciona apoyo a los modelos de dinamo que implican la co-existencia de una dínamo profunda y una dinamo superficial.

BIBLIOGRAFÍA Título: Evolution of sunspot’s characteristics in cycle 23. Autores: Gómez, A., Curto, J.J., Gras, C. Referencia editorial: Solar Physics, 2013 (DOI 10.1007/s11207-013-

0323-7)

Kilcik, A., Yurchyshyn, V.B., Abramenko, V., Goode, P.R., Ozguc, A., Rozelot, J.P., Cao, W.: 2011, Time distributions of large and small sunspot groups over four solar cycles, Astrophys. J.,731, 30.

Lefèvre, L., Clette, F.: 2011, A global small sunspot deficit at the base of the index anomalies of solar cycle 23, Astron. Astrophys. 536, L11.

Livingston, W., Penn M.: 2009, Are sunspots different during this solar minimum? Eos 90, 257-264.