Solflekksyklusen er perioden fra antallet solflekker når sitt maksimum og til det inntreffer igjen. Antallet solflekker varierer kraftig med en gjennomsnittlig syklus på drøyt elleve år. Tar man hensyn til den samtidig inntreffende polvandring, finner man at perioden i stedet bør settes til det doble, noe over 22 år. Syklustiden kan variere atskillelig fra periode til periode. Den hittil korteste registrerte perioden var ni år, og den lengste var fjorten år. Vi befinner oss nå, siden 2019, i syklus nummer 25 siden man begynte å registrere solflekker systematisk. Denne syklusen forventes å vare til rundt 2030. miniatyr|upright=1.9|Solflekksyklus over de siste 400 årSolens magnetfelt snur under hver solsyklus, og vendingen skjer når solsyklusen er nær sitt maksimum. Etter to solsykluser går solens magnetfelt tilbake til sin opprinnelige tilstand, og fullfører det som er kjent som en Hale-syklus.
Å forstå og forutsi solsyklusen er fortsatt en av de store utfordringene innen astrofysikk, med store konsekvenser for romvitenskap og forståelsen av magnetohydrodynamiske fenomener andre steder i universet.
Man begynte å telle solflekker systematisk tidlig på 1700-tallet og syklusene ble oppdaget av den tyske astronomen Samuel Heinrich Schwabe i 1843.
Syklushistorie Antallet solflekker de siste 11 400 årene har blitt rekonstruert ved hjelp av isotopforholdene mellom karbon-14 og beryllium-10. Nivået av solaktivitet fra 1940-tallet er eksepsjonelt, den siste perioden av lignende størrelsesorden skjedde for rundt 9000 år siden (i den varme boreale perioden). Solen hadde et tilsvarende høyt nivå av magnetisk aktivitet i bare ~10 % av de siste 11 400 årene. Nesten alle tidligere perioder med høy aktivitet var kortere enn den nåværende episoden. Fossile funn tyder på at solsyklusen har vært stabil i minst de siste 700 millioner årene. For eksempel er sykluslengden i løpet av tidlig perm anslått til å være 10,62 år og tilsvarende i neoproterozoikum.
Frem til 2009 trodde man at 28 sykluser hadde strukket seg over de 309 årene mellom 1699 og 2008, noe som ga en gjennomsnittlig lengde på 11,04 år, men forskning viste da at den lengste av disse (1784–1799) faktisk kan ha vært to sykluser. I så fall ville gjennomsnittslengden bare være rundt 10,7 år. Siden observasjonene begynte, har sykluser så korte som 9 år og så lange som 14 år blitt observert, og hvis syklusen 1784–1799 er dobbel, må en av de to komponentsyklusene være mindre enn 8 år lang. Betydelige amplitude variasjoner forekommer også.
Flere lister over foreslåtte historiske "grand minima" for solaktivitet finnes.
Nylige sykluser
Syklus 25 Solsyklus 25 startet i desember 2019. Flere spådommer har blitt gjort for solsyklus 25 basert på forskjellige metoder, alt fra svært svak til sterk magnitude. En fysikkbasert spådom som er avhengig av datadrevne soldynamo- og soloverflateflukstransportmodeller ser ut til å ha spådd styrken til solens polarfelt ved nåværende minima korrekt og spår en svak, men ikke ubetydelig solsyklus 25 som ligner på eller er litt sterkere enn syklus 24. Det er verdt å merke seg at de utelukker muligheten for at solen faller inn i en Maunder-minimum-lignende (inaktiv) tilstand i løpet av det neste tiåret.
NOAA/NASA-panelet (organisert av SWPC og NASA) forutså sent i 2019 en syklus med gjennomsnittlig styrke lik syklus 24, med en topp rundt juli 2025 (±8 måneder) og et utjevnet solflekkantall nær 115, og et langt, dypt minimum før det. Solsyklus 25 har vært sterkere og tidligere enn det panelet fra 2019 forutså. NASAs Marshall Space Flight Center gir månedlige oppdaterte progresjoner og prognoser for antall solflekker og F10.7-fluks. Disse oppdateringene gjenspeiler den sterkere enn forventede økningen i syklus 25 sammenlignet med konsensusen i 2019. Uavhengig prognosearbeid (f.eks. «terminator»-modellen revidert i 2023) forutså en sterkere topp på rundt 184 ± 17, som inntreffer allerede i 2024. Etterfølgende observasjoner stemmer overens med det tidligere, sterkere maksimumet i forhold til 2019-panelets forventninger. Observasjoner indikerer at maksimumet inntraff i 2024, med et topptall utjevnet solflekker på rundt 160,8 (oktober 2024) og et uutjevnet daglig maksimum på 216 (august 2024), som overstiger prognosen. Det forventes å fortsette inn i omtrent 2030.
Syklus 24 Solsyklus 24 begynte 4. januar 2008, med minimal aktivitet frem til tidlig i 2010. Syklusen inneholdt et "dobbeltopp" solmaksimum. Den første toppen nådde 99 i 2011 og den andre tidlig i 2014 på 101. Syklus 24 sluttet i desember 2019 etter 11,0 år.
Syklus 23 Solsyklus 23 varte i 11,6 år, og startet i mai 1996 og sluttet i januar 2008. Det maksimale utjevnede antallet solflekker (månedlig antall solflekker i gjennomsnitt over en tolvmånedersperiode) observert i løpet av solsyklusen var 120,8 (mars 2000), og minimumet var 1,7. Totalt 805 dager var uten solflekker i løpet av denne syklusen. Perioder uten solflekker har også tidligere forekommet som i 1954, 1944, 1933 og i 1923.
Effekter
Sol
Overflatemagnetisme Solflekker forfaller til slutt og frigjør magnetisk fluks i fotosfæren. Denne fluksen spres og virvles av turbulent konveksjon og storskala solstrømmer. Disse transportmekanismene fører til akkumulering av magnetiserte forfallsprodukter ved høye solbreddegrader, noe som til slutt reverserer polariteten til polarfeltene.
Den dipolare komponenten av det solmagnetiske feltet reverserer polariteten rundt tidspunktet for solmaksimum og når toppstyrken ved solminimum.
Rommet CME-er (koronamasseutbrudd) produserer en strålingsfluks av høyenergi protoner, noen ganger kjent som solkosmiske stråler. Disse kan forårsake strålingsskader på elektronikk og solceller i satellitter. Solprotonhendelser kan også forårsake Single-event upset (SEU) på elektronikk; samtidig reduserer den reduserte fluksen av galaktisk kosmisk stråling under solmaksimum den høyenergiske komponenten av partikkelfluksen.
CME-stråling er farlig for astronauter på romferd som befinner seg utenfor skjermingen som produseres av jordens magnetfelt. Fremtidige oppdragsdesign (f.eks. for et Mars-oppdrag) inkluderer derfor et strålingsskjermet "stormly" som astronautene kan trekke seg tilbake til under en slik hendelse.
Wolfgang Gleißberg utviklet i 1953 en CME-prognosemetode som er avhengig av påfølgende sykluser.
Den økte bestrålingen under solmaksimum utvider ytterkanten av jordens atmosfære, noe som fører til at romsøppel i lav bane kan komme inn i atmosfæren raskere.
Galaktisk kosmisk strålefluks, strømmen av høyenergetiske partikler (hovedsakelig protoner og atomkjerner), kommer fra vår egen galakse og treffer jorden og solsystemet. Den utoverrettede ekspansjonen av solutstøtninger inn i det interplanetariske rommet gir overdensiteter av plasma som er effektive til å spre høyenergiske kosmiske stråler som kommer inn i solsystemet fra andre steder i galaksen. Hyppigheten av solutbrudd moduleres av syklusen, og endrer graden av kosmisk strålespredning i det ytre solsystemet tilsvarende. Som en konsekvens er den kosmiske strålefluksen i det indre solsystemet antikorrelert med det generelle nivået av solaktivitet. Denne antikorrelasjonen oppdages tydelig i målinger av kosmisk strålefluks på jordoverflaten.
Noen høyenergiske kosmiske stråler som kommer inn i jordens atmosfære kolliderer hardt nok med molekylære atmosfæriske bestanddeler til at de av og til forårsaker kjernefysiske spallasjonsreaksjoner. Fisjonsprodukter inkluderer radionuklider som 14C og 10Be som legger seg på jordoverflaten. Konsentrasjonen deres kan måles i trestammer eller iskjerner, noe som muliggjør en rekonstruksjon av solaktivitetsnivåer inn i en fjern fortid. Slike rekonstruksjoner indikerer at det totale nivået av solaktivitet siden midten av det tjuende århundre er blant de høyeste de siste 10 000 årene, og at epoker med undertrykt aktivitet, av varierende varighet, har forekommet gjentatte ganger i løpet av denne tidsperioden.
Atmosfærisk
Solbestråling Total solbestråling (TSI) er mengden solstrålingsenergi som faller inn på jordens øvre atmosfære. TSI-variasjoner var ikke-detekterbare inntil satellittobservasjoner begynte sent i 1978. En serie radiometre ble skutt opp på satellitter siden 1970-tallet. TSI-målinger varierte fra 1355 til 1375 W/m2 på gjennomsnittet av mer enn ti satellitter. En av satellittene, ACRIMSAT, ble skutt opp av ACRIM-gruppen. Det kontroversielle "ACRIM-gapet" fra 1989–1991 mellom ikke-overlappende ACRIM-satellitter ble interpolert av ACRIM-gruppen til en sammensatt serie som viste +0,037 %/tiår økning. En annen serie basert på ACRIM-dataene er produsert av PMOD-gruppen og viser en nedadgående trend på -0,008 %/tiår. Denne forskjellen på 0,045 %/tiår kan påvirke klimamodeller. Rekonstruert total solbestråling med modeller favoriserer imidlertid PMOD-serien, og dermed forenes ACRIM-gapet-problemet.
Solbestråling varierer systematisk over syklusen både i total bestråling og i dens relative komponenter (UV vs. synlig og andre frekvenser). Solens lysstyrke er anslått å være 0,07 prosent sterkere under solmaksimumet midt i syklusen enn det terminale solminimumet. Fotosfærisk magnetisme ser ut til å være den primære årsaken (96 %) til TSI-variasjonen fra 1996–2013. Forholdet mellom ultrafiolett og synlig lys varierer.
TSI varierer i fase med den solmagnetiske aktivitetssyklusen med en amplitude på omtrent 0,1 % rundt en gjennomsnittsverdi på omtrent 1361,5 W/m2 ("solkonstanten"). Variasjoner rundt gjennomsnittet på opptil −0,3 % er forårsaket av store solflekkgrupper og på +0,05 % av store solflekkfakulae og det lyse nettverket på en 7–10-dagers tidsskala. TSI-variasjoner fra satellitttiden viser små, men merkbare trender. TSI er høyere ved solmaksimum, selv om solflekker er mørkere (kjøligere) enn den gjennomsnittlige fotosfæren. Dette er forårsaket av andre magnetiserte strukturer enn solflekker under solmaksima, som fakulae og aktive elementer i det "lyse" nettverket, som er lysere (varmere) enn den gjennomsnittlige fotosfæren. De overkompenserer samlet for bestrålingsunderskuddet forbundet med de kjøligere, men færre tallrike solflekkene. Den primære driveren for TSI-endringer på solrotasjons- og solsyklustidsskalaer er den varierende fotosfæriske dekningen av disse strålende aktive solmagnetiske strukturene.
Energiendringer i UV-bestråling involvert i produksjon og tap av ozon har atmosfæriske effekter. Atmosfæretrykket på 30 hPa endret høyde i fase med solaktiviteten i solsyklusene 20–23. Økning i UV-stråling forårsaket høyere ozonproduksjon, noe som førte til oppvarming av stratosfæren og til polarforskyvninger i stratosfæriske og troposfæriske vindsystemer.
Kortbølget stråling Med en temperatur på 5870 K sender fotosfæren ut en andel stråling i det ekstreme ultrafiolette (EUV) og ennå høyere. Imidlertid sender varmere øvre lag av solens atmosfære (kromosfæren og koronaen) ut mer kortbølget stråling. Siden den øvre atmosfæren ikke er homogen og inneholder betydelig magnetisk struktur, varierer solens ultrafiolette (UV), EUV og røntgenstrålefluks markant over syklusen. Selv om den bare står for en liten brøkdel av den totale solstrålingen, er virkningen av solens UV-, EUV- og røntgenstrålestråling på jordens øvre atmosfære betydelig. Solens UV-fluks er en viktig driver for stratosfærisk kjemi, og økninger i ioniserende stråling påvirker ionosfæren-påvirket temperatur og elektrisk ledningsevne betydelig.
Solradiofluks