Figura 1
O espectro solar de referência em condições de baixa atividade solar (linha preta ou linha que apresenta variações) [14]T.N. Woods, P.C. Chamberlin, J.W. Harder, R.A. Hock, M. Snow, F.G. Eparvier, J. Fontenla, W.E. McClintock and E.C. Richard, Geophysical Research Letters 36, L01101 (2009). e o espectro solar como se o Sol fosse um corpo negro com uma temperatura de ∼5.800 K (linha vermelha ou contínua), adaptado de [13]K.L. Yeo, ArXiv 2014arXiv1412.3935Y (2014)..
Figura 2
Diagrama de borboleta, adaptado de [22]D.H. Hathaway, Living Reviews in Solar Physics 7, 65 (2010).
Figura 3
Imagem composta pelos comprimentos de onda: 21.1 nm, 19.3 nm e 17.1 nm, medidas com o instrumento AIA do satélite SDO. Também, a extrapolação potencial de campo magnético
Field Source Surface (PFSS), apresenta linhas de campo magnético abertas e fechadas que atravessam a atmosfera solar no dia 29 de Abril de 2017, fonte:
https://sdo.gsfc.nasa.gov/data/.
Figura 4
Fenômenos na fotosfera solar: (a) Mancha solar medida na banda G [27]S. Solanki, The Astronomy and Astrophysics Review 11,153 (2003)., (b) Fáculas perto das regiões ativas AR 0464 em 2003 e AR 0095 em 2002 [20]J.L. Jenkins, The Sun and How Observe It (Springer, New York, 2009), p. 7., (c) Grânulos observados com o telescópio aberto Holandês (DST) na banda G [29]J.C. Hall, Living Reviews in Solar Physics 5, 532, (2008)., (d) Super Grânulos descritos usando a velocidade radial obtida de uma simulação tridimensional de convecção compressível realizada em camadas esféricas que permite modelar a dinâmica e estruturas presentes no interior do Sol [30]M.S. Miesch, A.S. Brun, M.L. DeRosa and J. Toomre, Astrophysical Journal 673, 557 (2008)..
Figura 5
Fenômenos na cromosfera solar: (a) Filamentos em 7 de Setembro de 2012 [33]M. Ryutova, Physics of Magnetic Flux Tubes (Springer-Verlag, Berlin, 2015)., (b) plages observadas pelo Telescópio óptico Devasthal (DOT) em 23 de Setembro de 2006 [33]M. Ryutova, Physics of Magnetic Flux Tubes (Springer-Verlag, Berlin, 2015)., (c) Proeminências apreciadas pelos satélites STEREO-B (esquerda) e STEREO-A (direita) em 28 de Fevereiro de 2010 [34]A. Bemporad, Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics 73, 1117 (2011)..
Figura 6
Fenômenos na coroa solar: Linhas de campo fechadas (loops), buracos coronais (CHs), Helmet streamers, plumes nos polos do Sol. Adaptado da imagem do instrumento AIA no comprimento de onda 21,1 nm, no dia 21 de setembro de 2017.
Figura 7
Densidade (linhas contínuas) e temperatura (linhas tracejadas) em diferentes camadas da atmosfera solar, adaptado de [39]M.J. Aschwanden, Physics of the Solar Corona. An Introduction with Problems and Solutions (Praxis Publishing Ltd., Chichester, 2005), 2nd ed..
Figura 8
O registro de medidas da irradiância total (TSI) nos últimos 38 anos. As medidas de irradiância total apresentam diferenças devido à calibração dos instrumentos (radiômetros) e degradação dos radiômetros no espaço, adaptado de [43]G. Kopp, Journal of Space Weather and Space Climate 6, 11 (2016)..
Figura 9
Irradiância solar espectral na banda Ultravioleta Extremo nos comprimentos de onda 19,5 nm, 21,1 nm e 33,5 nm, nos dois últimos ciclos solares usando o modelo CODET (linha verde tracejada) e dados observados pelo satélite TIMED/SEE (linha azul) [25]J.M. Rodríguez Gómez, Modelling Density and Temperature Profiles in the Solar Corona Based on Solar Surface Magnetic Field Observations During the Solar Cycle 23 and 24. Tese de Doutorado, Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, 2017..
Figura 10
Anomalias de temperatura global média anual do ar a superfície em relação à climatologia de 1961-1990 obtidas a partir de quatro versões diferentes de dados (Global Historical Climatology Network - GHCN, Climatic Research Unit temperature database - CRUTEM, Goddard Institute of Space Studies - GISS and Berkeley Earth Project). Fonte: [57]J. Hartmann, D.L. Klein Tank, M. Rusticucci, L.V. Alexander, S. Brnnimann, Y. Charabi, F.J. Dentener, E.J. Dlugokencky, D.R. Easterling, A. Kaplan, et al., in: Climate Change 2013: The Physical Science Basis Contribution of Working Group I to the Fifth Assessment Report of the Intergovernmental Panel on Climate Change, editado por T.F. Stocker, D. Qin, G.-K. Plattner, M. Tignor, S.K. Allen, J. Boschung, A. Nauels, Y. Xia, V. Bex and P.M. Midgley (Cambridge University Press, Cambridge, 2013)..
Figura 11
Anomalia de temperatura média decadal em relação ao período base de 1951 - 1980. O código de cores indica as tendências calculadas em cada região. Fonte: [64]J. Hansen, R. Ruedy, M. Sato and K. Lo, Reviews of Geophysics 48, RG4004 (2010)..
Figura 12
Reconstrução de fluxo magnético total a longo prazo a partir de dados do C14. A linha azul (desde o ano -5000 até 2000) é a reconstrução baseada no fluxo aberto obtido por [72]I.G. Usoskin, S.K. Solanki and G.A. Kovaltsov, Astronomy and Astrophysics 471, 301 (2007). usando dados paleo-geomagnéticos [73]M. Korte and C.G. Constable, Geochemistry, Geophysics, Geosystems 6, 2, (2005).. A linha verde (marcado com um oval) é a reconstrução do fluxo magnético total com base no número de manchas solares desde 1700 dC. Adaptado de [74]L.E.Vieira and S.K. Solanki, Astronomy and Astrophysics 509, A100 (2010)..
Figura 13
As variações da temperatura na estratosfera desde 1979 até 2008 são apresentadas. (a) Anomalia de temperatura global na baixa estratosfera e sua relação com as erupções dos vulcões El Chichon e Mt. Pinatubo, a linha verde (ou linha contínua) indica tendência de longo período. (b) Observações da irradiância TSI no mesmo período. Fonte: [81]L.A. Da Silva, P. Satyamurty, L.R. Alves, V.M. Souza, P.R. Jauer, M.V.D. Silveira, M.S. Echer, R. Hajra, C. Medeiros, J.P. Marchezi, et al., Advances in Space Research 58, 2090 (2016)..
