Eyección de masa coronal
Eyecciones de la corona solar

Las eyecciones de masa coronal suelen ser visibles en los coronógrafos de luz blanca .

Una eyección de masa coronal ( CME ) es una eyección significativa de masa de plasma desde la corona del Sol hacia la heliosfera . Las CME suelen estar asociadas con erupciones solares y otras formas de actividad solar , pero no se ha establecido una comprensión teórica ampliamente aceptada de estas relaciones.

Si una eyección de masa coronal interplanetaria entra en el espacio interplanetario , se denomina eyección de masa coronal interplanetaria ( ICME ). Las ICME son capaces de alcanzar y colisionar con la magnetosfera de la Tierra , donde pueden causar tormentas geomagnéticas , auroras y, en casos raros, daños a las redes eléctricas . La mayor perturbación geomagnética registrada, resultante presumiblemente de una eyección de masa coronal, fue la tormenta solar de 1859. También conocida como el Evento Carrington , deshabilitó partes de la recién creada red telegráfica de los Estados Unidos , provocando incendios y descargas eléctricas a algunos operadores de telégrafos.

Cerca de los máximos solares , el Sol produce alrededor de tres CME cada día, mientras que cerca de los mínimos solares hay alrededor de un CME cada cinco días.

Descripción física

Las eyecciones de masa coronal liberan grandes cantidades de materia de la atmósfera del Sol al viento solar y al espacio interplanetario . La materia expulsada es un plasma que consiste principalmente en electrones y protones incrustados dentro de su campo magnético. Este campo magnético suele tener la forma de una cuerda de flujo, un campo magnético helicoidal con ángulos de paso cambiantes .

La masa promedio expulsada es de 1,6 × 10 12  kg (3,5 × 10 12  lb). Sin embargo, los valores de masa estimados para las eyecciones de masa coronal son solo límites inferiores, porque las mediciones del coronógrafo proporcionan solo datos bidimensionales.

Las eyecciones de masa coronal surgen de estructuras de campo magnético a gran escala, fuertemente retorcidas o cizalladas, en la corona, que se mantienen en equilibrio gracias a campos magnéticos suprayacentes.

Origen

Modelo simplificado de los campos magnéticos que emergen de la fotosfera

Las CME surgen de la corona inferior, donde los procesos asociados con el campo magnético local dominan sobre otros procesos. Como resultado, el campo magnético coronal juega un papel importante en la formación y erupción de las CME. Las estructuras previas a la erupción se originan a partir de campos magnéticos que se generan inicialmente en el interior del Sol por el dinamo solar . Estos campos magnéticos ascienden a la superficie del Sol, la fotosfera , donde pueden formar áreas localizadas de flujo magnético altamente concentrado y expandirse hacia la atmósfera solar inferior formando regiones activas . En la fotosfera, el flujo magnético de la región activa a menudo se distribuye en una configuración dipolar , es decir, con dos áreas adyacentes de polaridad magnética opuesta a través de las cuales se arquea el campo magnético. Con el tiempo, el flujo magnético concentrado se cancela y se dispersa por la superficie del Sol, fusionándose con los restos de regiones activas pasadas para convertirse en parte del Sol tranquilo. Las estructuras de CME previas a la erupción pueden estar presentes en diferentes etapas del crecimiento y la descomposición de estas regiones, pero siempre se encuentran por encima de las líneas de inversión de polaridad (PIL), o límites a través de los cuales se invierte el signo del componente vertical del campo magnético. Las PIL pueden existir en, alrededor y entre regiones activas o formarse en el Sol tranquilo entre los restos de regiones activas. Configuraciones de flujo magnético más complejas, como los campos cuadrupolares, también pueden albergar estructuras previas a la erupción. [1] [2]

Para que se desarrollen estructuras CME pre-erupción, se deben almacenar grandes cantidades de energía y estar fácilmente disponibles para ser liberadas. Como resultado del predominio de los procesos del campo magnético en la corona inferior, la mayor parte de la energía debe almacenarse como energía magnética . La energía magnética que está libremente disponible para ser liberada de una estructura pre-erupción, conocida como energía libre magnética o energía no potencial de la estructura, es el exceso de energía magnética almacenada por la configuración magnética de la estructura en relación con la almacenada por la configuración magnética de energía más baja que la distribución del flujo magnético fotosférico subyacente podría tomar teóricamente, un estado de campo potencial . El flujo magnético emergente y los movimientos fotosféricos que cambian continuamente los puntos de apoyo de una estructura pueden dar como resultado la acumulación de energía libre magnética en el campo magnético coronal como torsión o cizallamiento. [3] Algunas estructuras pre-erupción, conocidas como sigmoides , adoptan una forma de S o S invertida a medida que se acumula cizallamiento. Esto se ha observado en bucles y filamentos coronales de la región activa, con sigmoides S hacia adelante más comunes en el hemisferio sur y sigmoides S hacia atrás más comunes en el hemisferio norte. [4] [5]

Las cuerdas de flujo magnético ( tubos de flujo magnético retorcidos y cortados que pueden transportar corriente eléctrica y energía magnética libre) son una parte integral de la estructura del CME posterior a la erupción; sin embargo, si las cuerdas de flujo están siempre presentes en la estructura anterior a la erupción o si se crean durante la erupción a partir de un campo central fuertemente cortado (ver § Iniciación) es tema de debate en curso. [3] [6]

Se ha observado que algunas estructuras preerupcionales contienen prominencias , también conocidas como filamentos, compuestos de material mucho más frío que el plasma coronal circundante. Las prominencias están incrustadas en estructuras de campo magnético conocidas como cavidades de prominencias o canales de filamentos, que pueden formar parte de una estructura preerupcional (véase § Firmas coronales).

Evolución temprana

Parte de una serie de artículos sobre
Heliofísica
Capa de corriente heliosférica
Capa de corriente heliosférica
Fundamentos
Medio interplanetario
Magnetosfera
Fenómenos solares

La evolución temprana de una eyección de masa coronal implica su inicio a partir de una estructura preerupcional en la corona y la aceleración que le sigue. Los procesos que intervienen en la evolución temprana de las eyecciones de masa coronal son poco conocidos debido a la falta de evidencia observacional.

Iniciación

La iniciación de una eyección de masa coronal se produce cuando una estructura en estado de pre-erupción que se encuentra en equilibrio entra en un estado de no equilibrio o metaestable , en el que se puede liberar energía para impulsar una erupción. Los procesos específicos que intervienen en la iniciación de una eyección de masa coronal son objeto de debate y se han propuesto varios modelos para explicar este fenómeno basándose en especulaciones físicas. Además, diferentes eyecciones de masa coronal pueden iniciarse mediante diferentes procesos. [6] : 175  [7] : 303 

Se desconoce si existe una cuerda de flujo magnético antes de la iniciación, en cuyo caso los procesos magnetohidrodinámicos (MHD) ideales o no ideales impulsan la expulsión de esta cuerda de flujo, o si se crea una cuerda de flujo durante la erupción por un proceso no ideal. [8] [9] : 555  Bajo MHD ideal, la iniciación puede implicar inestabilidades ideales o pérdida catastrófica del equilibrio a lo largo de una cuerda de flujo existente: [3]

  • La inestabilidad de torcedura ocurre cuando una cuerda de flujo magnético se tuerce hasta un punto crítico, con lo cual la cuerda de flujo se vuelve inestable a más torsiones.
  • La inestabilidad del toro se produce cuando la intensidad del campo magnético de una arcada que recubre una cuerda de flujo disminuye rápidamente con la altura. Cuando esta disminución es suficientemente rápida, la cuerda de flujo es inestable a una mayor expansión. [10]
  • El modelo de catástrofe implica una pérdida catastrófica del equilibrio.

En condiciones de MHD no ideal, los mecanismos de iniciación pueden involucrar inestabilidades resistivas o reconexión magnética :

  • El corte por ataduras o cancelación de flujo se produce en arcadas muy cizalladas cuando las líneas de campo casi antiparalelas en lados opuestos de la arcada forman una lámina de corriente y se reconectan entre sí. Esto puede formar una cuerda de flujo helicoidal o hacer que una cuerda de flujo ya presente crezca y su eje se eleve.
  • El modelo de ruptura magnética consiste en una topología magnética cuadrupolar inicial con un punto nulo sobre un sistema de flujo central. A medida que los movimientos de cizallamiento hacen que este sistema de flujo central se eleve, el punto nulo forma una capa de corriente y el sistema de flujo central se reconecta con el campo magnético suprayacente. [9]
Vídeo del lanzamiento de un filamento solar

Aceleración inicial

Tras la iniciación, las eyecciones de masa coronal se ven sometidas a diferentes fuerzas que favorecen o inhiben su ascenso a través de la corona inferior. La fuerza de tensión magnética descendente ejercida por el campo magnético de sujeción a medida que se estira y, en menor medida, la atracción gravitatoria del Sol se oponen al movimiento de la estructura central de las eyecciones de masa coronal. Para que se proporcione una aceleración suficiente, los modelos anteriores han implicado una reconexión magnética por debajo del campo central o un proceso MHD ideal, como la inestabilidad o la aceleración del viento solar.

En la mayoría de los eventos de CME, la aceleración es proporcionada por la reconexión magnética que corta las conexiones del campo de unión a la fotosfera desde debajo del núcleo y el flujo de salida de esta reconexión empujando el núcleo hacia arriba. Cuando ocurre el ascenso inicial, los lados opuestos del campo de unión debajo del núcleo ascendente se orientan casi antiparalelos entre sí y se juntan para formar una capa de corriente sobre el PIL. La reconexión magnética rápida puede ser excitada a lo largo de la capa de corriente por inestabilidades microscópicas, lo que resulta en la liberación rápida de energía magnética almacenada como energía cinética, térmica y no térmica. La reestructuración del campo magnético corta las conexiones del campo de unión a la fotosfera, disminuyendo así la fuerza de tensión magnética descendente mientras que el flujo de salida de reconexión ascendente empuja la estructura de CME hacia arriba. Se produce un bucle de retroalimentación positiva a medida que el núcleo es empujado hacia arriba y los lados del campo de unión se acercan cada vez más para producir una reconexión magnética adicional y un ascenso. Si bien el flujo de salida de reconexión ascendente acelera el núcleo, el flujo de salida descendente simultáneo a veces es responsable de otros fenómenos asociados con CME (ver § Firmas coronales).

En los casos en que no se produce una reconexión magnética significativa, las inestabilidades ideales de la MHD o la fuerza de arrastre del viento solar pueden acelerar teóricamente un CME. Sin embargo, si no se proporciona una aceleración suficiente, la estructura del CME puede retroceder en lo que se conoce como una erupción fallida o confinada . [9] [3]

Firmas coronales

La evolución temprana de las CME se asocia frecuentemente con otros fenómenos solares observados en la corona baja, como prominencias eruptivas y erupciones solares. Las CME que no tienen firmas observadas a veces se denominan CME sigilosas . [11] [12]

Las prominencias incrustadas en algunas estructuras preerupcionales de CME pueden entrar en erupción con el CME como prominencias eruptivas. Las prominencias eruptivas están asociadas con al menos el 70% de todos los CME [13] y a menudo están incrustadas dentro de las bases de las cuerdas de flujo de CME. Cuando se observa en coronógrafos de luz blanca, el material de la prominencia eruptiva, si está presente, corresponde al núcleo brillante observado de material denso. [7]

Cuando se excita la reconexión magnética a lo largo de una capa de corriente de una estructura central de CME ascendente, los flujos de reconexión descendentes pueden colisionar con bucles inferiores y formar una llamarada solar de dos cintas con forma de cúspide.

Las erupciones de CME también pueden producir ondas EUV, también conocidas como ondas EIT por el Extreme Ultraviolet Imaging Telescope o como ondas Moreton cuando se observan en la cromosfera, que son frentes de onda MHD de modo rápido que emanan del sitio del CME. [6] [3]

Un oscurecimiento coronal es una disminución localizada en las emisiones extremas de rayos ultravioleta y rayos X suaves en la corona inferior. Cuando se asocia con un CME, se cree que los oscurecimientos coronales ocurren predominantemente debido a una disminución en la densidad del plasma causada por salidas de masa durante la expansión del CME asociado. A menudo ocurren en pares ubicados dentro de regiones de polaridad magnética opuesta, un oscurecimiento central, o en un área más extendida, un oscurecimiento secundario. Los oscurecimientos centrales se interpretan como las ubicaciones de los puntos de pie de la cuerda de flujo en erupción; los oscurecimientos secundarios se interpretan como el resultado de la expansión de la estructura general del CME y generalmente son más difusos y superficiales. [14] El oscurecimiento coronal se informó por primera vez en 1974, [15] y, debido a su apariencia similar a la de los agujeros coronales , a veces se los denominaba agujeros coronales transitorios . [16]

Propagación

Las observaciones de CME se realizan típicamente a través de coronógrafos de luz blanca que miden la dispersión de Thomson de la luz solar de los electrones libres dentro del plasma de CME. [17] Un CME observado puede tener cualquiera o todas de tres características distintivas: un núcleo brillante, una cavidad circundante oscura y un borde delantero brillante. [18] El núcleo brillante generalmente se interpreta como una prominencia incrustada en el CME (ver § Origen) con el borde delantero como un área de plasma comprimido por delante de la cuerda de flujo de CME. Sin embargo, algunos CME exhiben una geometría más compleja. [7]

A partir de observaciones con coronógrafos de luz blanca, se ha medido que las CME alcanzan velocidades en el plano del cielo que van de 20 a 3200 km/s (12 a 2000 mi/s) con una velocidad promedio de 489 km/s (304 mi/s). [19] Las observaciones de velocidades de CME indican que las CME tienden a acelerar o desacelerar hasta que alcanzan la velocidad del viento solar (§ Interacciones en la heliosfera).

Cuando se observan en el espacio interplanetario a distancias mayores a aproximadamente 50 radios solares (0,23 UA) del Sol, las CME a veces se denominan CME interplanetarias o ICME . [6] : 4 

Interacciones en la heliosfera

A medida que las CME se propagan a través de la heliosfera, pueden interactuar con el viento solar circundante, el campo magnético interplanetario y otras CME y cuerpos celestes.

Las eyecciones de masa coronal pueden experimentar fuerzas de arrastre aerodinámicas que actúan para llevarlas al equilibrio cinemático con el viento solar. Como consecuencia, las eyecciones de masa coronal más rápidas que el viento solar tienden a desacelerarse, mientras que las eyecciones de masa coronal más lentas tienden a acelerar hasta que su velocidad coincide con la del viento solar. [20]

No se sabe bien cómo evolucionan las eyecciones de masa coronal a medida que se propagan por la heliosfera. Se han propuesto modelos de su evolución que son precisos para algunas eyecciones de masa coronal, pero no para otras. Los modelos de resistencia aerodinámica y de quitanieves suponen que la evolución de las eyecciones de masa coronal está regida por sus interacciones con el viento solar. La resistencia aerodinámica por sí sola puede explicar la evolución de algunas eyecciones de masa coronal, pero no de todas. [6] : 199 

Siga una CME a medida que pasa por Venus y luego por la Tierra, y explore cómo el Sol impulsa los vientos y océanos de la Tierra.

Las CME suelen llegar a la Tierra entre uno y cinco días después de salir del Sol. La desaceleración o aceleración más fuerte ocurre cerca del Sol, pero puede continuar incluso más allá de la órbita terrestre (1 UA ), lo que se observó mediante mediciones en Marte [21] y por la nave espacial Ulysses . [22] Las ICME más rápidas que unos 500 km/s (310 mi/s) finalmente impulsan una onda de choque . [23] Esto sucede cuando la velocidad de la ICME en el marco de referencia que se mueve con el viento solar es más rápida que la velocidad magnetosónica rápida local . Tales choques se han observado directamente mediante coronógrafos [24] en la corona, y están relacionados con ráfagas de radio de tipo II. Se cree que se forman a veces tan solo 2  R ☉ ( radios solares ). También están estrechamente relacionados con la aceleración de partículas energéticas solares . [25]

A medida que los ICME se propagan a través del medio interplanetario, pueden colisionar con otros ICME en lo que se conoce como interacción CME-CME o canibalismo CME . [9] : 599 

Durante estas interacciones CME-CME, la primera CME puede despejar el camino para la segunda [26] [27] [28] y/o cuando dos CME chocan [29] [30] puede provocar impactos más severos en la Tierra. Los registros históricos muestran que los eventos meteorológicos espaciales más extremos involucraron múltiples CME sucesivos. Por ejemplo, el famoso evento Carrington en 1859 tuvo varias erupciones y causó auroras visibles en latitudes bajas durante cuatro noches. [31] De manera similar, la tormenta solar de septiembre de 1770 duró casi nueve días y causó repetidas auroras en latitudes bajas. [32] La interacción entre dos CME moderadas entre el Sol y la Tierra puede crear condiciones extremas en la Tierra. Estudios recientes han demostrado que la estructura magnética, en particular su quiralidad /lateralidad, de una CME puede afectar en gran medida la forma en que interactúa con el campo magnético de la Tierra. Esta interacción puede resultar en la conservación o pérdida del flujo magnético, particularmente de su componente de campo magnético sur, a través de la reconexión magnética con el campo magnético interplanetario . [33]

Morfología

En el viento solar, las CME se manifiestan como nubes magnéticas . Se han definido como regiones de mayor intensidad del campo magnético, rotación suave del vector del campo magnético y baja temperatura de los protones . [34] La asociación entre las CME y las nubes magnéticas fue realizada por Burlaga et al. en 1982 cuando Helios-1 observó una nube magnética dos días después de ser observada por SMM . [35] Sin embargo, debido a que las observaciones cerca de la Tierra generalmente las realiza una sola nave espacial, muchas CME no se ven asociadas con nubes magnéticas. La estructura típica observada para una CME rápida por un satélite como ACE es una onda de choque de modo rápido seguida de una capa densa (y caliente) de plasma (la región descendente del choque) y una nube magnética.

Además de la descrita anteriormente, ahora se utilizan otras firmas de nubes magnéticas: entre otras, electrones supertérmicos bidireccionales , estado de carga inusual o abundancia de hierro , helio , carbono y/o oxígeno .

El tiempo típico que tarda una nube magnética en pasar por un satélite en el punto L1 es de 1 día, lo que corresponde a un radio de 0,15 UA con una velocidad típica de 450 km/s (280 mi/s) y una intensidad de campo magnético de 20 nT . [36]

Ciclo solar

La frecuencia de las eyecciones depende de la fase del ciclo solar : desde aproximadamente 0,2 por día cerca del mínimo solar hasta 3,5 por día cerca del máximo solar . [37] Sin embargo, la tasa máxima de ocurrencia de CME es a menudo de 6 a 12 meses después de que el número de manchas solares alcanza su máximo. [3]

Impacto en la Tierra

Fotografía tomada desde la Estación Espacial Internacional de una aurora austral durante una tormenta geomagnética el 29 de mayo de 2010. La tormenta probablemente fue causada por una eyección de masa coronal que surgió del Sol el 24 de mayo de 2010, cinco días antes de la tormenta.
Este video presenta dos ejecuciones de modelos. Una analiza una eyección de masa coronal moderada de 2006. La segunda ejecución examina las consecuencias de una eyección de masa coronal de gran magnitud, como la eyección de masa coronal de clase Carrington de 1859.

Sólo una fracción muy pequeña de las eyecciones de masa coronal se dirigen hacia la Tierra y la alcanzan. Una eyección de masa coronal que llega a la Tierra da lugar a una onda de choque que provoca una tormenta geomagnética que puede alterar la magnetosfera terrestre , comprimiéndola en el lado diurno y extendiendo la cola magnética del lado nocturno . Cuando la magnetosfera se reconecta en el lado nocturno, libera energía del orden de teravatios dirigida de vuelta hacia la atmósfera superior de la Tierra . [ cita requerida ] Esto puede dar lugar a fenómenos como la tormenta geomagnética de marzo de 1989 .

Las eyecciones de masa coronal, junto con las erupciones solares , pueden interrumpir las transmisiones de radio y causar daños a los satélites y a las instalaciones de líneas de transmisión eléctrica , lo que resulta en cortes de energía potencialmente masivos y duraderos . [38] [39]

Los choques en la corona superior impulsados ​​por CME también pueden acelerar partículas energéticas solares hacia la Tierra, lo que resulta en eventos graduales de partículas solares . Las interacciones entre estas partículas energéticas y la Tierra pueden causar un aumento en la cantidad de electrones libres en la ionosfera , especialmente en las regiones polares de alta latitud, lo que mejora la absorción de ondas de radio, especialmente dentro de la región D de la ionosfera, lo que conduce a eventos de absorción en el casquete polar. [40]

La interacción de los CME con la magnetosfera de la Tierra conduce a cambios dramáticos en el cinturón de radiación exterior , con una disminución o un aumento de los flujos de partículas relativistas en órdenes de magnitud. [ cuantificar ] [41] Los cambios en los flujos de partículas del cinturón de radiación son causados ​​por la aceleración, dispersión y difusión radial de los electrones relativistas, debido a las interacciones con varias ondas de plasma . [42]

Eyecciones de masa coronal en halo

Una eyección de masa coronal en forma de halo es una eyección de masa coronal que aparece en las observaciones con luz blanca del coronógrafo como un anillo en expansión que rodea por completo el disco de ocultación del coronógrafo. Las eyecciones de masa coronal en forma de halo se interpretan como eyecciones de masa coronal dirigidas hacia o desde el coronógrafo que observa. Cuando el anillo en expansión no rodea por completo el disco de ocultación, pero tiene un ancho angular de más de 120 grados alrededor del disco, la eyección de masa coronal se denomina eyección de masa coronal en forma de halo parcial . Se ha descubierto que las eyecciones de masa coronal en forma de halo parcial y total representan aproximadamente el 10 % de todas las eyecciones de masa coronal, y aproximadamente el 4 % de todas las eyecciones de masa coronal son eyecciones de masa coronal en forma de halo total. [43] Las eyecciones de masa coronal de lado frontal, o directas a la Tierra, suelen estar asociadas a eyecciones de masa coronal que impactan con la Tierra; sin embargo, no todas las eyecciones de masa coronal de lado frontal impactan con la Tierra. [44]

Riesgo futuro

En 2019, los investigadores utilizaron un método alternativo ( distribución de Weibull ) y estimaron que la probabilidad de que la Tierra sea golpeada por una tormenta de clase Carrington en la próxima década es de entre el 0,46 % y el 1,88 %. [45]

Historia

Primeros rastros

Las eyecciones de masa coronal se han observado indirectamente durante miles de años a través de las auroras. Otras observaciones indirectas anteriores al descubrimiento de las eyecciones de masa coronal se realizaron mediante mediciones de perturbaciones geomagnéticas, mediciones de ráfagas de radio solares con radioheliógrafos y mediciones in situ de choques interplanetarios. [6]

La mayor perturbación geomagnética registrada, resultante presumiblemente de un CME, coincidió con la primera llamarada solar observada el 1 de septiembre de 1859. La tormenta solar resultante de 1859 se conoce como el Evento Carrington . La llamarada y las manchas solares asociadas fueron visibles a simple vista, y la llamarada fue observada de forma independiente por los astrónomos ingleses RC Carrington y R. Hodgson . Aproximadamente al mismo tiempo que la llamarada, un magnetómetro en Kew Gardens registró lo que se conocería como un crochet magnético , un campo magnético detectado por magnetómetros terrestres inducido por una perturbación de la ionosfera de la Tierra por rayos X suaves ionizantes . Esto no podía entenderse fácilmente en ese momento porque era anterior al descubrimiento de los rayos X en 1895 y al reconocimiento de la ionosfera en 1902.

Unas 18 horas después de la erupción, varios magnetómetros registraron más perturbaciones geomagnéticas como parte de una tormenta geomagnética . La tormenta desactivó partes de la recién creada red telegráfica estadounidense, lo que provocó incendios y conmocionó a algunos operadores de telégrafos. [39]

Primeras observaciones ópticas

La primera observación óptica de un CME se realizó el 14 de diciembre de 1971 utilizando el coronógrafo del Observatorio Solar Orbital 7 (OSO-7). Fue descrita por primera vez por R. Tousey del Laboratorio de Investigación Naval en un artículo de investigación publicado en 1973. [46] La imagen del descubrimiento (256 × 256 píxeles) se recopiló en un tubo vidicón de conducción de electrones secundarios (SEC) , se transfirió al ordenador del instrumento después de ser digitalizada a 7 bits . Luego se comprimió utilizando un esquema de codificación de longitud de ejecución simple y se envió al suelo a 200 bit/s. Una imagen completa, sin comprimir, tardaría 44 minutos en enviarse al suelo. La telemetría se envió al equipo de soporte terrestre (GSE) que construyó la imagen en una impresión Polaroid . David Roberts, un técnico electrónico que trabajaba para el NRL que había sido responsable de la prueba de la cámara vidicón SEC, estaba a cargo de las operaciones diarias. Pensó que su cámara había fallado porque ciertas áreas de la imagen eran mucho más brillantes de lo normal. Pero en la siguiente imagen, el área brillante se había alejado del Sol e inmediatamente reconoció que esto era inusual y se lo llevó a su supervisor, el Dr. Guenter Brueckner , [47] y luego al jefe de la rama de física solar, el Dr. Tousey. Las observaciones anteriores de transitorios coronales o incluso fenómenos observados visualmente durante eclipses solares ahora se entienden esencialmente como la misma cosa.

Instrumentos

El 1 de noviembre de 1994, la NASA lanzó la nave espacial Wind como monitor del viento solar para orbitar el punto de Lagrange L 1 de la Tierra como componente interplanetario del Programa de Ciencia Geoespacial Global (GGS) dentro del programa Internacional de Física Solar Terrestre (ISTP). La nave espacial es un satélite estabilizado por eje de giro que lleva ocho instrumentos que miden partículas del viento solar desde energías térmicas hasta energías superiores a MeV , radiación electromagnética desde ondas de radio de CC hasta 13 MHz y rayos gamma. [ cita requerida ]

El 25 de octubre de 2006, la NASA lanzó STEREO , dos naves espaciales casi idénticas que, desde puntos muy separados en sus órbitas, pueden producir las primeras imágenes estereoscópicas de eyecciones de masa coronal y otras mediciones de la actividad solar. Las naves espaciales orbitan alrededor del Sol a distancias similares a las de la Tierra, con una ligeramente por delante de la Tierra y la otra detrás. Su separación aumentó gradualmente de modo que después de cuatro años estaban casi diametralmente opuestas en órbita. [48] [49]

Eyecciones de masa coronal notables

El 9 de marzo de 1989 se produjo una eyección de masa coronal que impactó la Tierra cuatro días después, el 13 de marzo. Provocó cortes de electricidad en Quebec (Canadá) e interferencias de radio de onda corta.

El 23 de julio de 2012, se produjo una supertormenta solar masiva y potencialmente dañina ( llamarada solar , CME , PEM solar ) que no alcanzó la Tierra, [50] [51] un evento que muchos científicos consideran un evento de clase Carrington .

El 14 de octubre de 2014, la sonda espacial de observación solar PROBA2 ( ESA ), el Observatorio Solar y Heliosférico (ESA/NASA) y el Observatorio de Dinámica Solar (NASA) fotografiaron un ICME cuando salía del Sol, y STEREO-A observó sus efectos directamente en1  UA . La Venus Express de la ESA recopiló datos. La eyección de masa coronal llegó a Marte el 17 de octubre y fue observada por las misiones Mars Express , MAVEN , Mars Odyssey y Mars Science Laboratory . El 22 de octubre, en3,1  UA , alcanzó el cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko , perfectamente alineado con el Sol y Marte, y fue observado por Rosetta . El 12 de noviembre, a las9,9  UA , fue observado por Cassini en Saturno . La sonda espacial New Horizons estaba a31,6  UA se acercaba a Plutón cuando la CME pasó tres meses después de la erupción inicial, y puede ser detectable en los datos. La Voyager 2 tiene datos que pueden interpretarse como el paso de la CME, 17 meses después. El instrumento RAD del rover Curiosity , Mars Odyssey , Rosetta y Cassini mostraron una disminución repentina de los rayos cósmicos galácticos ( disminución de Forbush ) a medida que pasaba la burbuja protectora de la CME. [52] [53]

Eyecciones de masa coronal estelar

Se han observado una pequeña cantidad de CME en otras estrellas, todas las cuales hasta 2016 [update]se han encontrado en enanas rojas . [54] Estas se han detectado principalmente por espectroscopia, con mayor frecuencia mediante el estudio de las líneas de Balmer : el material expulsado hacia el observador causa asimetría en el ala azul de los perfiles de línea debido al desplazamiento Doppler . [55] Esta mejora se puede ver en la absorción cuando ocurre en el disco estelar (el material es más frío que sus alrededores), y en la emisión cuando está fuera del disco. Las velocidades proyectadas observadas de CME varían de ≈84 a 5,800 km/s (52 a 3,600 mi/s). [56] [57] Hay pocos candidatos a CME estelares en longitudes de onda más cortas en datos UV o de rayos X. [58] [59] [60] [61] En comparación con la actividad en el Sol, la actividad de CME en otras estrellas parece ser mucho menos común. [55] [62] El bajo número de detecciones de CME estelares puede ser causado por tasas de CME intrínsecas más bajas en comparación con los modelos (por ejemplo, debido a la supresión magnética ), efectos de proyección o firmas de Balmer sobreestimadas debido a los parámetros de plasma desconocidos de los CME estelares. [63]

Véase también

Referencias

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Lectura adicional

Libros

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Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Eyección de masa coronal .
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  • Preguntas frecuentes sobre la eyección de masa coronal
  • Tasa de eyección de masa coronal observada por STEREO y SOHO en función del número de manchas solares (gráfico PNG) / (versión de texto)
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