Evolución Temporal, Caracterización y Asimetría Norte-Sur de la Actividad Solar mediante Registros del Observatorio del Ebro sobre Grupos de Manchas y Playas Solares durante 1910—1937

Los boletines de heliofísica publicados anualmente por el Observatorio del Ebro en el periodo 1910—1937 (ambos inclusive) han sido recientemente digitalizados mediante el uso de tecnología de reconocimiento óptico de caracteres con el fin de analizar los datos computacionalmente. Esto ha permitido estudiar simultáneamente algunos aspectos de la actividad solar en términos de dos estructuras solares distintas situadas en dos capas diferentes de la atmosfera solar: los grupos de manchas (Fotosfera) y los grupos de playas solares (Cromosfera).
La Tesis se compone de tres temas o bloques principales. El primero es el estudio de la evolución en el tiempo de la tasa de ocurrencia diaria (TOD) y distribución porcentual de los grupos de manchas y playas solares clasificados según las distintas clases morfológicas y según cuatro intervalos de áreas. Para cada estructura solar, también se ha analizado la evolución en el tiempo de la asimetría norte-sur (N-S) derivada del número total de ocurrencias diarias anuales de cada morfología y extensión. Se ha observado que, durante todo el intervalo de estudio, los grupos de manchas y playas solares más frecuentes son los más pequeños. Así mismo, la actividad solar en cuanto al número total de ocurrencias diarias parece ser, en promedio, un 23% más elevada en la Cromosfera. En cuanto a la asimetría N-S, se ha observado que el hemisferio solar norte es dominante respecto al hemisferio solar sur durante periodos de tiempo más largos y con mayores niveles de asimetría. Así mismo, la evolución temporal del índice normalizado de asimetría norte-sur (NNSAI) derivado del número total de ocurrencias diarias no es exactamente igual en ambas estructuras, ya que los grupos de playas presentan valores del índice más bajos a lo largo del todo el intervalo de tiempo considerado. Sin embargo, los NNSAI asociados a cada estructura siguen aproximadamente el mismo comportamiento independientemente de la clase morfológica considerada, aunque muestran una sutil dependencia con el área, puesto que los grupos más extensos presentan una mayor asimetría N-S.
El segundo bloque de la Tesis trata la evolución morfológica de los grupos de manchas y playas solares a lo largo de sus vidas mediante un modelo de cadenas de Márkov de primer orden. El uso de este modelo ha permitido estimar y realizar predicciones de diversas propiedades que presentan estas estructuras, como la probabilidad de mantener o cambiar su morfología durante dos observaciones consecutivas, la expectativa de evolucionar hacia una determinada clase morfológica en algún momento de sus vidas, el tiempo que permanecen en cada clase morfológica a las que evolucionan a lo largo de sus vidas, la distribución porcentual de grupos que mueren o se ocultan, y TOD asociada a cada clase morfológica. Los resultados del modelo se han complementado con el estudio de la distribución porcentual de las distintas clases morfológicas que los grupos de ambas estructuras solares presentan al nacer y al morir. Finalmente, se estudia la homogeneidad temporal y espacial de los datos, concluyendo que ambas estructuras solares evolucionan de manera similar en ambos hemisferios solares, pero en función del ciclo solar o fase del ciclo solar que se considere, presentan pequeñas desviaciones en todas las propiedades, llegando a afectar a algunos aspectos de su evolución morfológica.
El tercer y último bloque de la Tesis se centra en el estudio del comportamiento cíclico detectado en la asimetría N-S de la suma mensual de áreas y ocurrencias diarias de grupos de manchas y playas solares registrados en el Observatorio del Ebro. Analizando la evolución temporal de los índices de asimetría N-S absolutos y normalizados en el intervalo 1910—1937, se ha descubierto un comportamiento cíclico en el que el hemisferio solar dominante cambia sistemáticamente con un periodo global de 7,9±0,2 años. Con el objetivo de verificar y cuantificar con precisión esta periodicidad, y estudiar su prevalencia en el tiempo, se ha empleado la serie sobre grupos de manchas solares del RGO-USAF/NOAA (1874—2016). Posteriormente, se ha examinado cada serie temporal del índice de asimetría absoluto mediante diferentes técnicas como el análisis del espectro de potencia, el método CEEMDAN (Complete Ensemble Empirical Mode Decomposition With Adaptive Noise) o la transformada wavelet de Morlet. La combinación de resultados revela que la asimetría N-S presenta un comportamiento cíclico en diferentes escalas temporales, que consiste en dos periodicidades aproximadamente estables de 1,47±0,02 años y 3,83±0,06 años, que coexisten con otras tres componentes discontinuas con períodos variables de 5,4±0,2 años, 9,0±0,2 años, y 12,7±0,3 años. Por otro lado, durante 1910—1937, solo se observan claramente dos señales periódicas de 4,10±0,04 años y 7,57±0,03 años. Así mismo, ambas señales poseen períodos ligeramente más largos en la asimetría N-S asociada a grupos de playas en comparación con la asociada a grupos de manchas.

Los boletines de Heliofísica del OE publicados durante 1910—1937 proporcionan material muy valioso que permite seguir ampliando el conocimiento general de dos estructuras solares ubicadas en diferentes capas de la atmósfera solar: los grupos de manchas y los grupos de playas solares. Gracias a ello ha sido posible tratar tres grandes temas a lo largo de la presente Tesis, cuyo desarrollo ha culminado en la publicación de cuatro artículos científicos.

En particular, en el Capítulo 4 se ha estudiado la morfología y área de los grupos de manchas y playas solares registrados por el OE durante 1910—1937, analizando y comparando la evolución anual de su TOD y su distribución porcentual. A modo de contraste, también se han analizado los datos sobre grupos de manchas del RGO en el mismo intervalo de tiempo. Por último, se ha determinado la asimetría N-S asociada en cada caso. De los hallazgos encontrados, es posible extraer las siguientes conclusiones:
i) Durante 1910—1937, los grupos de manchas tienden a ocurrir principalmente como clases I y IV de Cortie, y como clases J, A y D de Zürich, especialmente durante los máximos de actividad solar. Estas clases morfológicas consisten principalmente en pequeñas manchas con o sin penumbra (clases I/J,A), así como grupos bipolares cuyas manchas principales poseen penumbra (clases IV/D). Respecto a los grupos de playas, la morfología más frecuente es la clase cd, que se asocia a la transición entre las clases compactas (c) y dispersas (d). Por otro lado, los grupos de playas muestran una sutil tendencia a ser más dispersos y difusos en la fase decreciente de prácticamente cada ciclo solar considerado, mientras que, al principio de los ciclos predominan las clases c y cd. Finalmente, la actividad solar en términos del número total de ocurrencias diarias es, en promedio, alrededor de un 23% más elevada en los grupos de playas durante el intervalo de tiempo estudiado.
ii) En general, tanto la TOD como la distribución porcentual de ambas estructuras solares dependen de su extensión, siendo los grupos más pequeños los más frecuentes. En particular, los grupos de manchas con áreas menores a 70 MSH (clases I/J,A) y los grupos de playas con áreas comprendidas entre 0-70 100 KSH (grupos más pequeños dentro de las clases cd y d) son más propensos a ocurrir, especialmente cerca de los mínimos de actividad solar. En ambas estructuras se observa que a medida que el área de los grupos aumenta, su TOD y su distribución porcentual disminuyen. Sin embargo, este comportamiento parece invertirse en los grupos de playas en el inicio de los Ciclos Solares 16 y 17. De este modo, durante los máximos de actividad de los Ciclos Solares 16 y 17, los grupos de playas más grandes son los más numerosos, mientras que los más pequeños predominan durante los mínimos de actividad solar. Con respecto a la asimetría N-S, se observa que el hemisferio norte es el hemisferio activo durante más tiempo y presenta una asimetría más fuerte en comparación con el hemisferio sur, que se caracteriza por períodos de predominio más cortos y una asimetría más débil.
iii) El fenómeno de la Brecha de Gnevyshev puede observarse durante los Ciclos Solares 15 y 16, sobre todo en las morfologías más frecuentes y afecta en mayor grado a las estructuras más extensas. Sin embargo, el fenómeno ocurre en años diferentes en función de la estructura, clase morfológica o intervalo de área considerado, y pasa desapercibido si se considera la TOD_total de las estructuras. Por otro lado, en general, tanto los grupos de manchas como los grupos de playas siguen la regla de Gnevyshev-Ohl durante el intervalo de tiempo considerado. Sin embargo, si se analiza el fenómeno en función de la morfología y área de las estructuras es posible observar excepciones, como los grupos de manchas con clases II y III de Cortie, o grupos de manchas con áreas mayores a 350 MSH. En el caso de los grupos de playas, debido a la falta de datos más allá del año 1937 no es posible confirmar si todas las clases morfológicas e intervalos de áreas cumplen dicha regla. Sin embargo, es posible constatar que los grupos de clase c y los grupos con áreas entre 150 y 350 100 KSH sí la cumplen.
iv) Como mínimo durante 1910—1937, el NNSAI derivado del número total de ocurrencias diarias muestra aproximadamente el mismo comportamiento independientemente de la morfología de las estructuras, pero presenta una ligera dependencia su área, ya que ambas estructuras muestran valores del NNSAI más elevados cuanto mayores son sus áreas.
v) En ambas estructuras, e independientemente de su clase morfológica o área, se observan tres extremos relativos en la evolución temporal del NNSAI. Estos extremos locales se encuentran alrededor de los tres mínimos de actividad solar dentro del período estudiado, es decir: 1912 [S]; 1924 [N]; 1933 [N]. El análisis estadístico los extremos relativos ha determinado que, en la mayoría de los casos, los resultados son altamente significativos. Por lo tanto, es posible afirmar que la asimetría N-S presente en los resultados no se produce de manera aleatoria. Por otra parte, a diferencia de los grupos de manchas solares, los grupos de playas presentan valores más bajos del NNSAI en prácticamente todo el período estudiado.
vi) Finalmente, todos los coeficientes de correlación de Pearson entre dos series temporales de estructuras distintas son ligeramente inferiores en comparación con los calculados entre dos series pertenecientes a una misma estructura, hecho que secunda las diferencias observadas entre ambas estructuras.

En el Capítulo 5 se ha aplicado un modelo de cadenas de Márkov de primer orden a los datos morfológicos de los grupos de manchas y playas solares del OE con el fin de caracterizar su evolución morfológica a lo largo de sus vidas. También se han realizado test de inhomogeneidad temporal y espacial con el fin de determinar si las estructuras evolucionan de manera diferente en cada ciclo o fase de ciclo solar, así como en los hemisferios solares norte y sur. De los hallazgos encontrados, se extraen las siguientes conclusiones:
i) La secuencia evolutiva de un grupo regular de manchas solares según la clasificación de Cortie es: I-III-IV-I. Sin embargo, la mayoría de los grupos no siguen esta secuencia, ya que el proceso de decrecimiento hacia la clase I parece iniciarse desde cualquier morfología, y especialmente desde la clase III. Por otro lado, las clases II y V son las morfologías menos frecuentes y, en consecuencia, las probabilidades de transición que involucran estas clases son mucho más bajas en comparación con el resto.
ii) Los grupos de manchas persisten con la morfología observada en su nacimiento durante un período de tiempo que normalmente supera los 2 días, mientras que en el resto de las morfologías a las que evolucionan a lo largo de sus vidas suelen permanecer un día o menos. Por otro lado, los tiempos de permanencia aumentan a medida que los grupos se convierten en morfologías típicamente más evolucionadas, hecho que podría estar relacionado con la dependencia del tiempo de crecimiento de los grupos con su área. También se observan tendencias en el proceso de decrecimiento de los grupos bastante similares a las señaladas por Muraközy (2020), ya que las transiciones desde grandes morfologías, como las clases IV y V, a la clase I presentan tiempos de permanencia mucho más cortos en comparación con el resto de las transiciones que terminan en la clase I.
iii) En el caso de los grupos de playas, la secuencia evolutiva regular según el esquema de clasificación propuesto por el OE es: c-cd-d-dif. Los grupos de playas tienden a originarse con morfologías compactas y a partir de entonces evolucionan mostrando un grado de dispersión cada vez más elevado hasta que finalmente se extinguen. No obstante, se observa que una cantidad significativa de grupos de clase d vuelve a la clase cd en lugar de continuar el proceso de dispersión. Este hecho puede estar relacionado con los fenómenos de resurgimiento y rejuvenecimiento (Butler, 1922; Casanovas, 1968), que se potencian durante los máximos de actividad y las fases ascendente de los ciclos solares considerados.
iv) Los grupos de playas tienden a conservar su morfología inicial durante aproximadamente 3 días. Sin embargo, su evolución morfológica se acelera hacia su desaparición una vez alcanzan la clase cd, ya que a partir de entonces los tiempos de permanencia se vuelven más cortos. El tiempo de vida esperado de un grupo regular nacido como clase c, teniendo en cuenta las limitaciones de los registros anteriormente mencionadas, es de 5,1 días. Por otro lado, los grupos crecen y tienden a ser compactos y brillantes durante aproximadamente la mitad de toda su vida, y desde entonces hasta su desaparición, experimentan una disminución gradual en su área y brillo.
v) La predicción de la TOD que ofrece el modelo de cadenas de Márkov revela que las morfologías más frecuentes presentadas por los grupos de manchas son las clases I y IV de Cortie y la clase J de Zürich. En cuanto a los grupos de playas, las morfologías más comunes son las clases cd y d.
vi) Los test de inhomogeneidad temporal y espacial revelan que ambas estructuras evolucionan morfológicamente de una manera muy parecida en ambos hemisferios solares. Sin embargo, esto no ocurre en los distintos ciclos y fases de ciclo solar considerandos, ya que se detectan pequeñas desviaciones en prácticamente todas las propiedades analizadas.
vii) La TOD es la propiedad más afectada por las diferencias en la actividad solar entre los distintos ciclos solares y entre las distintas fases de los ciclos solares, lo que induce una variación en el número total de estructuras originadas tanto en la Fotosfera como en la Cromosfera. Las inhomogeneidades temporales también causan un efecto en los tiempos de permanencia de ambas estructuras, ya que durante el Ciclo Solar 15 son ligeramente más cortos que en el Ciclo Solar 16. Resultados similares se han obtenido comparando los resultados de los mínimos de actividad solar y de las fases descendentes de los ciclos solares con los resultados de los máximos de actividad solar y de las fases ascendentes.

Finalmente, el Capítulo 6 se ha centrado en el comportamiento periódico detectado en la asimetría N-S de la SMAD y la SMOD de grupos de manchas y playas solares registrados en el OE durante 1910—1937. Con el fin de obtener más información sobre este fenómeno y estudiar su prevalencia en el tiempo, se ha ampliado la ventana temporal inicial al intervalo 1874—2016, utilizando los datos de grupos de manchas del RGO-USAF/NOAA. Se ha realizado un análisis exhaustivo de los datos mediante el uso de varios métodos y herramientas matemáticas, como el análisis del espectro de potencia (DFT, TAWS y LSP), el algoritmo CEEMDAN y el análisis wavelet. De los hallazgos encontrados, se extraen las siguientes conclusiones:
i) El ANSAI obtenido de la SMAD y la SMOD de grupos de manchas y playas durante 1910—1937 presenta dos señales periódicas estadísticamente significativas que se repiten cada 4,10±0,04 años y 7,57±0,03 años, respectivamente.
ii) El análisis de los ANSAI obtenidos de los registros mensuales de grupos de manchas del RGO-USAF/NOAA en el intervalo 1874—2016 revela un comportamiento periódico en cinco escalas temporales diferentes. Tanto en la SMAD como en la SMOD, se han detectado dos periodicidades en su mayor parte estables de 1,47±0,02 años y 3,83±0,06 años. Es importante destacar el comportamiento intermitente de la periodicidad de 1,47±0,02 años cada 5-7 años, que se presenta durante la fase ascendente y el máximo de todos los ciclos solares, en excepción de los Ciclos Solares 15 y 23. Estas dos señales periódicas coexisten con otras tres señales mucho más discontinuas, con periodos de 5,3±0,2 años, 9,0±0,2 años y 12,7±0,3 años. Por otro lado, la ausencia de datos de grupos de playas fuera del lapso 1910—1937 ha impedido determinar si estas estructuras solares también presentan las mismas señales periódicas en las propiedades consideradas a lo largo del tiempo.
iii) A pesar de que la mayoría de las periodicidades detectadas durante 1874—2016 se encuentran por debajo del nivel de significancia del 90%, su persistencia en el tiempo y su presencia simultánea tanto en áreas como en ocurrencias sugiere que no son fruto de la aleatoriedad. Además, al menos durante los Ciclos Solares 15, 16 y 17, todas las periodicidades detectadas son estadísticamente significativas, y sus períodos son consistentes con los encontrados al analizar los datos del OE sobre grupos de manchas y playas en el intervalo 1910—1937, y también con los encontrados por otros autores en varios índices de la actividad solar.
iv) La periodicidad de 7,0-7,9 años en la asimetría N-S no es un artefacto, es por tanto, una señal real. Solo su aparición fluctuante a lo largo del tiempo puede explicar por qué no se ha manifestado en análisis realizados en trabajos anteriores. Futuros modelos solares deberían incorporar este período.
v) Como mínimo durante 1910—1937, las señales periódicas detectadas presentan periodos ligeramente superiores en los grupos de playas en comparación con los grupos de manchas. A pesar de que ambas estructuras están magnéticamente acopladas, la observación anterior unida a una baja correlación entre los índices de asimetría que presentan estas dos estructuras hace evidente la existencia de pequeñas diferencias en la actividad solar en función de la capa de la atmósfera solar considerada, y también debería tenerse en cuenta en posteriores estudios.