همبستگی عجیب – لکه های خورشیدی در مقابل فرکانس طوفان بزرگ – وات با آن؟

از اندی می (2024): “راجر پیلکه جونیور این نمودار را (در زیر) از فراوانی 3 ساله طوفان های بزرگ جهانی (او از شمارش ساده آنها استفاده کرد) که توسط رایان مائو (@RyanMaue) ایجاد شده بود، ارسال کرد. دکتر مائو نیز این طرح را در توییتر خود منتشر کرد. به نظر می رسد یک نمودار معکوس لکه های خورشیدی است و تعداد ماهانه لکه های خورشیدی SILSO را پوشش می دهد. در شکل آبی نمودار Maue و نارنجی نمودار ماهانه لکه خورشیدی SILSO است. همبستگی، یا به عبارت دقیق تر، ضد همبستگی، آشکار و بسیار جالب است. فکر نمی کنم طرح رایان مائو هنوز به طور رسمی منتشر شده باشد.

در اینجا حدس های من وجود دارد:

به نظر می رسد که برخی از شرایط آب و هوایی شدید در اینجا روی زمین می تواند تحت تأثیر تغییرات در فعالیت خورشیدی باشد. اگر فرضیه ابر Svensmark درست باشد، افزایش فعالیت خورشیدی، پرتوهای کیهانی (CR) بیشتری را از منظومه شمسی داخلی منحرف می‌کند و یونیزاسیون کمتری در تروپوسفر ایجاد می‌کند و ابرهای کمتری تولید می‌کند که تشعشعات خورشیدی بیشتری به اقیانوس‌ها می‌رسند. گرم شدن اقیانوس ها منجر به اختلاف دمای بیشتر بین قطب ها و استوا می شود که فعالیت طوفان های بیشتری را تشویق می کند. اقیانوس ها تاخیر حرارتی قابل توجهی دارند – گرم شدن و خنک شدن این توده عظیم آب به زمان نیاز دارد، بنابراین ما شاهد یک تاخیر زمانی حدود 3 سال پس از حداکثر خورشیدی تا رسیدن فرکانس طوفان هستیم. با نزدیک شدن به حداقل خورشیدی، یونیزاسیون CR بیشتر رخ می دهد که منجر به ابرهای بیشتر و خنک شدن اقیانوس می شود. سپس اختلاف دمای قطب/استوا شروع به کاهش می کند و فرکانس طوفان ها نیز کاهش می یابد.

وضعیت آب و هوا در سایر سیارات منظومه شمسی چگونه است؟ آیا می توان مانند اینجا روی زمین تحت تأثیر پرتوهای کیهانی کهکشانی قرار گرفت؟ ابرهای نپتون، که توسط تلسکوپ فضایی هابل تصویربرداری شده است، در طی نزدیک به 30 سال به دست آمدند و تابش UV خورشید را در طول چرخه خورشیدی نقشه برداری کردند. ما حداکثر پوشش ابر را در حداکثر خورشیدی می بینیم. درست برعکس فرضیه Svensmark، که می گوید حداکثر ابری باید در حداقل خورشیدی رخ دهد، جایی که شدت CR حداکثر است. به نظر می رسد اینجا یک پارادوکس وجود دارد.

این توالی از تصاویر تلسکوپ فضایی هابل، افزایش و کاهش پوشش ابر نپتون را نشان می دهد. این مجموعه تقریباً 30 ساله مشاهدات نشان می دهد که تعداد ابرها پس از یک اوج در چرخه خورشیدی به طور فزاینده ای رشد می کند – جایی که سطح فعالیت خورشید به طور ریتمیک در یک دوره 11 ساله بالا و پایین می رود. سطح تابش فرابنفش خورشید بر روی محور عمودی رسم می شود. چرخه 11 ساله در پایین از سال 1994 تا 2022 ترسیم شده است. مشاهدات هابل در بالا به وضوح رابطه بین فراوانی ابر و اوج فعالیت خورشیدی را نشان می دهد. یک نظریه می گوید که افزایش تشعشعات فرابنفش خورشید، در اوج فعالیت خود، باعث تغییرات شیمیایی در عمق جو نپتون شده است. پس از چند سال، این در نهایت به اتمسفر بالایی نفوذ می کند و ابرها را تشکیل می دهد.

ناسا، ESA، LASP، اراندی چاوز (UC Berkeley)، ایمکه دو پاتر (UC Berkeley)

https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103523002440?via%3Dihub

جو نپتون بیشتر از هیدروژن و هلیوم با مقداری متان تشکیل شده است. ابرها عمدتاً از آمونیاک و متان تشکیل شده اند. دما پایین است، حدود -170 درجه سانتیگراد. مناطق سبز و آبی جایی هستند که نور قرمز خورشید توسط متان جذب می شود. متان، اتان و استیلن این سیاره در خط استوا صدها برابر بیشتر از قطب ها است. یخ آمونیاک، یخ آب، هیدروسولفید آمونیاک و یخ متان نیز وجود دارد.

درست بالای سطح سنگی نپتون، تروپوسفر قرار دارد. با افزایش ارتفاع، دما در تروپوسفر کاهش می یابد. اما در لایه بعدی، استراتوسفر، دما با افزایش ارتفاع افزایش می یابد. این مربوط به حرکت درون هسته سیاره است که نپتون را بیشتر از پرتوهای خورشید دور گرم می کند. لایه بعدی ترموسفر است که در آن فشار کمتر است. لبه بیرونی جو به نام اگزوسفر شناخته می شود.

ابرهای نپتون با ارتفاع متفاوت است. دمای سرد اجازه می دهد تا ابرهای متان در بالاترین لایه های تروپوسفر متراکم شوند. پایین تر، جایی که فشار بیشتر است، ممکن است ابرهایی از سولفید هیدروژن، سولفید آمونیوم، آمونیاک و آب وجود داشته باشد. ابرهای یخ آب را می توان با فشار 50 بار، با ابرهایی از سولفید هیدروژن و آمونیاک در زیر آنها یافت.

نپتون همچنین حاوی چندین لایه مه در ارتفاعات بسیار بالا در تروپوسفر و استراتوسفر است. این ابرهای مه مانند از هیدروکربن ها تشکیل شده اند. مانند مه دود در شهرهای بزرگ زمین، صورت مشتری رنگ قهوه ای تیره ای دارد که موم شده و از بین می رود. استراتوسفر پایینی نپتون به دلیل تراکم هیدروکربن هایی مانند استیلن و اتان مه آلود است. ترموسفر نپتون بسیار بالا و داغ است. دما حدود 750 کلوین است. دانشمندان متوجه نشده اند که این گرما چگونه ایجاد می شود، زیرا نپتون از خورشید بسیار دور است و مشاهده جزئیات آن دشوار است.

اگر فرضیه ابر Svensmark روی زمین کار کند، باید روی نپتون هم کار کند. در اینجا ما یک فاز معکوس را می بینیم که در آن حداقل ابر در حداقل خورشیدی رخ می دهد. این تصادف حداکثر تشعشع کیهانی را به ارمغان می آورد، که باید ابرهای بیشتری را تشویق کند، نه کمتر. ممکن است اتفاق دیگری در اینجا رخ دهد.

پرتوهای کیهانی کهکشانی پرانرژی (CR) می توانند به اعماق جو نپتون نفوذ کنند و یک لایه یونوسفر قابل توجه در استراتوسفر پایینی و تروپوسفر فوقانی سیاره ایجاد کنند. از آنجایی که مدولاسیون پرتوهای کیهانی در محیط بین سیاره ای یک رابطه معکوس بین شدت پرتوهای کیهانی و فعالیت خورشیدی ایجاد می کند، نرخ یونیزاسیون در اتمسفر پایین با چرخه 11 ساله خورشیدی به گونه ای تغییر می کند که حداکثر یونیزاسیون در حداقل اتفاق می افتد. لکه های خورشیدی و حداقل یونیزاسیون در حداکثر لکه های خورشیدی. این یونیزاسیون متغیر ممکن است، از طریق فرآیند هسته‌زایی ناشی از یون، شکل‌گیری و خواص نوری مه تروپوسفر فوقانی را در جو نپتون تنظیم کند و بنابراین ممکن است مکانیزمی برای تعدیل روشنایی بصری سیاره در چرخه خورشیدی فراهم کند.

https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1029/GL016i012p01489

هم ابرها و هم مه می توانند از یک واکنش فتوشیمیایی UV، واکنش هایی که توسط پرتوهای کیهانی آغاز می شوند یا هر دو تشکیل شوند. همانطور که خورشید فعال تر می شود و به حداکثر می رسد، شروع به ساطع اشعه ماوراء بنفش (UV) قوی تر و شدیدتر می کند. مشخص شد که حدود دو سال پس از شروع این تابش فرابنفش، ابرهای نپتون شروع به ظاهر شدن کردند، که نشان می دهد احتمالاً این اشعه ماوراء بنفش مسئول تشکیل ابر بوده است. آئروسل‌های تشکیل‌دهنده ابر که توسط فعل و انفعالات پرتوهای کیهانی ایجاد می‌شوند، در تروپوسفر پایین‌تر شکل می‌گیرند و می‌توانند به آرامی در اتمسفر بالاتر منتقل شوند.

سوال: در طول حداکثر خورشیدی، آیا نور UV خورشیدی کاتالیزور اولیه برای تراکم ابر است و آیا مسئول پیشرفت مدولاسیون ابر مشاهده شده است؟ Svensmark می‌گوید که شدت تابش کیهانی در حداکثر خورشید بسیار کم است، بنابراین آئروسل‌های تروپوسفر و مه کمتر تولید می‌شود. در ماکزیمم خورشیدی، مشاهده می‌کنیم که UV خورشیدی حداکثر است، اما نقش مرکزی CR را در ایجاد مه تروپوسفر می‌پذیریم، که سپس تا حد زیادی کاهش می‌یابد. این باعث می شود که شفافیت تروپوسفر فوقانی افزایش یابد و ابرهایی که در تمام طول این مدت وجود داشته اند را آشکار کند. این ابرها نیستند که تغییر می کنند، این مدولاسیون کدورت مه توسط پرتوهای کیهانی است.

قرار گرفتن در معرض اشعه ماوراء بنفش و CR تروپوسفر و استراتوسفر فوقانی نپتون، متان را یونیزه می کند، که تحت واکنش های شیمیایی قرار می گیرد تا ذرات معلق در هوا از هیدروکربن های پیچیده ایجاد شود. این ذرات معلق در هوا می توانند شبکه پیچیده ای از مه مبهم را تشکیل دهند. این آئروسل ها همچنین می توانند به عنوان هسته های متراکم ابر عمل کنند که تشکیل ابر را تسهیل می کنند. در طول دوره های CR بالا در طول چرخه خورشیدی (حداقل خورشیدی)، تشکیل آئروسل با کاهش سهم UV افزایش می یابد. در طول دوره‌های CR پایین (حداکثر خورشیدی)، تشکیل آئروسل کاهش می‌یابد در حالی که سهم UV افزایش می‌یابد. ابرهای متان سفید در طول حداکثر خورشیدی غالب می شوند و در حداقل خورشیدی ناپدید می شوند. اگر مه در طول حداکثر خورشیدی رقیق شود، ابرها آشکار خواهند شد. کاهش CR در طول حداکثر خورشیدی، ذرات معلق کمتری در تروپوسفر تولید می‌کند و تشکیل مه را در آنجا کاهش می‌دهد. به نظر می رسد پرتوهای کیهانی محرک اصلی ابر و ذرات معلق در هوای تشکیل دهنده مه در تروپوسفر نپتون هستند.

یونیزاسیون ناشی از تشعشعات کیهانی مکانیسم اولیه برای یونیزاسیون جو زیرین نپتون است. قدرت نفوذ بالاتر آن‌ها در مقایسه با فوتون‌های UV خورشیدی، به پرتوهای کیهانی اجازه می‌دهد تا به اعماق جو نفوذ کنند، مولکول‌های خنثی را یونیزه کرده و یونوسفری شبیه به یونوسفر تولید شده توسط تابش خورشید در اتمسفر فوقانی ایجاد کنند. UV هنگام عبور از جو توسط لایه های مه جذب می شود، در حالی که پرتوهای ثانویه کیهانی پرانرژی، معمولا میون های چند GeV، می توانند به راحتی به تروپوسفر عمیق نپتون نفوذ کنند.

یادداشت:

(بالا) مشخصات دمای متوسط ​​جهانی اتمسفر اورانوس و نپتون، با مناطق عمده جو نشان داده شده است (اصلاح شده از موسی و همکاران. پیش بینی تعادل ترموشیمیایی ساختار ابر در تروپوسفر فوقانی اورانوس (اصلاح شده از Hueso & Sánchez – Lavega نسبت اختلاط جرمی پیش‌بینی‌شده گازهای متراکم به صورت خطوط جامد رنگی و حداکثر چگالی ابر به صورت خطوط سیاه جامد با مناطق سایه‌دار رنگی نشان داده می‌شود.