llamarada solar
Erupción de radiación electromagnética
Artefactos de imagen ( picos de difracción y rayas verticales ) que aparecen en una imagen CCD de una gran llamarada solar debido al exceso de radiación incidente
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Solar phenomena

Una llamarada solar es una emisión localizada y relativamente intensa de radiación electromagnética en la atmósfera del Sol . Las llamaradas ocurren en regiones activas y a menudo, aunque no siempre, están acompañadas de eyecciones de masa coronal , eventos de partículas solares y otros fenómenos solares eruptivos. La ocurrencia de las llamaradas solares varía con el ciclo solar de 11 años .

Se cree que las erupciones solares ocurren cuando la energía magnética almacenada en la atmósfera del Sol acelera partículas cargadas en el plasma circundante . Esto da como resultado la emisión de radiación electromagnética en todo el espectro electromagnético .

La radiación ultravioleta y de rayos X extrema de las erupciones solares es absorbida por la parte diurna de la atmósfera superior de la Tierra, en particular la ionosfera , y no llega a la superficie. Esta absorción puede aumentar temporalmente la ionización de la ionosfera, lo que puede interferir con la comunicación por radio de onda corta . La predicción de las erupciones solares es un área activa de investigación.

Las llamaradas también ocurren en otras estrellas, y en ese caso se aplica el término llamarada estelar .

Descripción física

Una llamarada solar de clase X3.2 observada en diferentes longitudes de onda. En el sentido de las agujas del reloj desde la parte superior izquierda: 304, 335, 131 y 193 Å

Las erupciones solares son erupciones de radiación electromagnética que se originan en la atmósfera del Sol. [1] Afectan a todas las capas de la atmósfera solar ( fotosfera , cromosfera y corona ). [2] El medio plasmático se calienta a >10 7 kelvin , mientras que los electrones , protones e iones más pesados ​​se aceleran hasta casi la velocidad de la luz . [3] [4] Las erupciones emiten radiación electromagnética en todo el espectro electromagnético , desde ondas de radio hasta rayos gamma . [2]

Las erupciones solares se producen en regiones activas , a menudo alrededor de las manchas solares , donde intensos campos magnéticos penetran la fotosfera para unir la corona con el interior solar. Las erupciones solares son alimentadas por la liberación repentina (en escalas de tiempo de minutos a decenas de minutos) de energía magnética almacenada en la corona. Las mismas liberaciones de energía también pueden producir eyecciones de masa coronal (CME), aunque la relación entre las CME y las erupciones solares no se entiende bien. [5]

Asociadas a las erupciones solares se encuentran las llamaradas solares. [6] Implican eyecciones de material más rápidas que las prominencias eruptivas , [7] y alcanzan velocidades de 20 a 2000 kilómetros por segundo. [8]

Causa

Las llamaradas solares se producen cuando partículas cargadas aceleradas, principalmente electrones, interactúan con el medio plasmático . La evidencia sugiere que el fenómeno de la reconexión magnética conduce a esta aceleración extrema de partículas cargadas. [9] En el Sol, la reconexión magnética puede ocurrir en arcadas solares, un tipo de prominencia que consiste en una serie de bucles que se suceden muy cerca siguiendo líneas de fuerza magnéticas. [10] Estas líneas de fuerza se reconectan rápidamente en una arcada inferior de bucles dejando una hélice de campo magnético desconectada del resto de la arcada. La liberación repentina de energía en esta reconexión es el origen de la aceleración de las partículas. El campo helicoidal magnético desconectado y el material que contiene pueden expandirse violentamente hacia afuera formando una eyección de masa coronal. [11] Esto también explica por qué las llamaradas solares normalmente surgen de regiones activas en el Sol donde los campos magnéticos son mucho más fuertes.

Aunque existe un acuerdo general sobre la fuente de energía de una llamarada, los mecanismos involucrados no se comprenden bien. No está claro cómo la energía magnética se transforma en energía cinética de las partículas, ni se sabe cómo algunas partículas pueden acelerarse hasta el rango de GeV (10 9 electronvoltios ) y más allá. También hay algunas inconsistencias con respecto al número total de partículas aceleradas, que a veces parece ser mayor que el número total en el bucle coronal. [12]

Bucles y arcadas posteriores a la erupción

Una galería de arte posterior a la erupción después de una llamarada solar de clase X5.7 durante la tormenta solar del Día de la Bastilla [13]

Después de la erupción de una llamarada solar, comienzan a formarse bucles de plasma caliente a lo largo de la línea neutra que separa las regiones de polaridad magnética opuesta cerca de la fuente de la llamarada. Estos bucles se extienden desde la fotosfera hasta la corona y se forman a lo largo de la línea neutra a distancias cada vez mayores de la fuente a medida que pasa el tiempo. [14] Se cree que la existencia de estos bucles calientes se mantiene debido al calentamiento prolongado presente después de la erupción y durante la etapa de decaimiento de la llamarada. [15]

En llamaradas suficientemente potentes, normalmente de clase C o superior, los bucles pueden combinarse para formar una estructura alargada en forma de arco conocida como arcada posterior a la erupción . Estas estructuras pueden durar desde varias horas hasta varios días después de la llamarada inicial. [14] En algunos casos, pueden formarse por encima de estas arcadas vacíos de plasma oscuros que se desplazan hacia el Sol, conocidos como flujos descendentes supraarcada . [16]

Frecuencia

La frecuencia de aparición de las erupciones solares varía con el ciclo solar de 11 años . Normalmente puede oscilar entre varias al día durante los máximos solares y menos de una por semana durante los mínimos solares . Además, las erupciones más potentes son menos frecuentes que las más débiles. Por ejemplo, las erupciones de clase X10 (severas) ocurren en promedio unas ocho veces por ciclo, mientras que las de clase M1 (menores) ocurren en promedio unas 2000 veces por ciclo. [17]

Erich Rieger y sus colaboradores descubrieron en 1984 un período de aproximadamente 154 días en la ocurrencia de erupciones solares que emiten rayos gamma al menos desde el ciclo solar 19 . [18] Desde entonces, el período se ha confirmado en la mayoría de los datos de heliofísica y del campo magnético interplanetario y se conoce comúnmente como el período de Rieger . Los armónicos de resonancia del período también se han informado a partir de la mayoría de los tipos de datos en la heliosfera .

Las distribuciones de frecuencia de varios fenómenos de llamaradas se pueden caracterizar mediante distribuciones de ley de potencia . Por ejemplo, se ha descubierto que los flujos máximos de emisiones de radio, ultravioleta extrema y rayos X duros y blandos; las energías totales; y las duraciones de las llamaradas (véase § Duración) siguen distribuciones de ley de potencia. [19] [20] [21] [22] : 23–28 

Clasificación

Radiografía blanda

El GOES-16 registró una llamarada de magnitud 5,8, una de magnitud 2,3 y una de magnitud 2,8 el 14 de diciembre de 2023. Sus flujos máximos correspondientes en el canal de 0,1 a 0,8 nm fueron 5,8×10 −5 , 2,3×10 −5 y 2,8×10 −4 W/m 2 , respectivamente.

El sistema de clasificación moderno para las erupciones solares utiliza las letras A, B, C, M o X, según el flujo máximo en vatios por metro cuadrado (W/m 2 ) de rayos X blandos con longitudes de onda de 0,1 a 0,8 nanómetros (1 a 8 ångströms ), medido por los satélites GOES en órbita geoestacionaria .

ClasificaciónRango de flujo pico (W/ m2 )
A< 10 −7
B10 −7 – 10 −6
do10 −6 – 10 −5
METRO10 −5 – 10 −4
incógnita> 10 −4

La fuerza de un evento dentro de una clase se indica mediante un sufijo numérico que va desde 1 hasta 10, pero excluido, que también es el factor para ese evento dentro de la clase. Por lo tanto, una llamarada X2 tiene el doble de fuerza que una llamarada X1, una llamarada X3 es tres veces más potente que una X1. Las llamaradas de clase M tienen un décimo del tamaño de las llamaradas de clase X con el mismo sufijo numérico. [23] Una X2 es cuatro veces más potente que una llamarada M5. [24] Las llamaradas de clase X con un flujo pico que excede 10 −3 W/m 2 pueden indicarse con un sufijo numérico igual o mayor que 10.

Este sistema se ideó originalmente en 1970 e incluía solo las letras C, M y X. Estas letras se eligieron para evitar confusiones con otros sistemas de clasificación óptica. Las clases A y B se agregaron en la década de 1990 a medida que los instrumentos se volvieron más sensibles a las llamaradas más débiles. Casi al mismo tiempo, se comenzó a utilizar el acrónimo moderado para las llamaradas de clase M y extremo para las de clase X. [25]

Importancia

Un sistema de clasificación anterior, a veces denominado importancia de las llamaradas , se basaba en observaciones espectrales de H-alfa . El esquema utiliza tanto la intensidad como la superficie emisora. La clasificación en intensidad es cualitativa y se refiere a las llamaradas como: débiles (f), normales (n) o brillantes (b). La superficie emisora ​​se mide en términos de millonésimas del hemisferio y se describe a continuación. (El área total del hemisferio A H = 15,5 × 10 12 km 2 .)

ClasificaciónÁrea corregida
(millonésimas de hemisferio)
S< 100
1100–250
2250–600
3600–1200
4> 1200

Una llamarada se clasifica entonces tomando S o un número que representa su tamaño y una letra que representa su intensidad máxima, vg: Sn es una llamarada solar normal. [26]

Duración

Una medida común de la duración de las erupciones es el ancho total a la mitad del tiempo máximo (FWHM) del flujo en las bandas de rayos X suaves.0,05 a 0,4 y 0,1 a 0,8 nm medidos por GOES. El tiempo FWHM abarca desde el momento en que el flujo de una llamarada alcanza por primera vez la mitad entre su flujo máximo y el flujo de fondo y cuando vuelve a alcanzar este valor a medida que la llamarada se desintegra. Utilizando esta medida, la duración de una llamarada varía de aproximadamente decenas de segundos a varias horas, con una duración media de aproximadamente 6 y 11 minutos en el caso de la llamarada.Bandas de 0,05 a 0,4 y de 0,1 a 0,8 nm , respectivamente. [27] [28]

Las erupciones también pueden clasificarse en función de su duración como eventos impulsivos o de larga duración ( LDE ). El umbral de tiempo que separa a ambos no está bien definido. El SWPC considera como LDE a los eventos que requieren 30 minutos o más para decaer a la mitad del máximo, mientras que el Centro de Excelencia Solar-Terrestre de Bélgica considera como LDE a los eventos con una duración superior a 60 minutos. [29] [30]

Efectos

La radiación electromagnética emitida durante una erupción solar se propaga alejándose del Sol a la velocidad de la luz con una intensidad inversamente proporcional al cuadrado de la distancia desde su región de origen . Se sabe que el exceso de radiación ionizante , es decir, rayos X y radiación ultravioleta extrema (XUV), afecta las atmósferas planetarias y es relevante para la exploración espacial humana y la búsqueda de vida extraterrestre.

Las erupciones solares también afectan a otros objetos del Sistema Solar. La investigación sobre estos efectos se ha centrado principalmente en la atmósfera de Marte y, en menor medida, en la de Venus . [31] Los impactos en otros planetas del Sistema Solar están poco estudiados en comparación. A partir de 2024, la investigación sobre sus efectos en Mercurio se ha limitado a la modelización de la respuesta de los iones en la magnetosfera del planeta , [32] y su impacto en Júpiter y Saturno solo se ha estudiado en el contexto de la retrodispersión de la radiación de rayos X de las atmósferas superiores de los planetas. [33] [34]

Ionosfera

Estructura de las subcapas ionosféricas del lado nocturno (izquierda) y del lado diurno (derecha) de la Tierra en condiciones normales

La mayor irradiancia XUV durante las erupciones solares puede provocar un aumento de la ionización , la disociación y el calentamiento de las ionosferas de la Tierra y de los planetas similares a ella. En la Tierra, estos cambios en la atmósfera superior, denominados colectivamente perturbaciones ionosféricas repentinas , pueden interferir con las comunicaciones por radio de onda corta y los sistemas de navegación por satélite globales (GNSS) como el GPS [35] , y la posterior expansión de la atmósfera superior puede aumentar la resistencia de los satélites en la órbita terrestre baja, lo que conduce a una desintegración orbital con el tiempo. [36] [37] [ cita(s) adicional(es) necesaria(s) ]

Los fotones XUV asociados a las erupciones interactúan con los constituyentes neutros de las atmósferas planetarias y los ionizan mediante el proceso de fotoionización . Los electrones que se liberan en este proceso, denominados fotoelectrones para distinguirlos de los electrones ionosféricos ambientales, quedan con energías cinéticas iguales a la energía del fotón que excede el umbral de ionización . En la ionosfera inferior, donde los impactos de las erupciones son mayores y los fenómenos de transporte son menos importantes, los fotoelectrones recién liberados pierden energía principalmente a través de la termalización con los electrones ambientales y las especies neutras y a través de la ionización secundaria debido a las colisiones con estas últimas, o la llamada ionización por impacto de fotoelectrones . En el proceso de termalización, los fotoelectrones transfieren energía a las especies neutras, lo que resulta en el calentamiento y la expansión de la atmósfera neutra. [38] Los mayores aumentos en la ionización ocurren en la ionosfera inferior, donde se absorben las longitudes de onda con el mayor aumento relativo en la irradiancia (las longitudes de onda de rayos X altamente penetrantes), correspondientes a las capas E y D de la Tierra y la capa M 1 de Marte . [31] [35] [39] [40] [41]

Apagones de radio

El aumento temporal de la ionización de la parte diurna de la atmósfera terrestre, en particular la capa D de la ionosfera , puede interferir con las comunicaciones de radio de onda corta que dependen de su nivel de ionización para la propagación de ondas ionosféricas . Ondas ionosféricas, o salto, se refiere a la propagación de ondas de radio reflejadas o refractadas fuera de la ionosfera ionizada. Cuando la ionización es más alta de lo normal, las ondas de radio se degradan o se absorben por completo al perder energía debido a las colisiones más frecuentes con electrones libres. [1] [35]

El nivel de ionización de la atmósfera se correlaciona con la intensidad de la llamarada solar asociada en la radiación de rayos X suaves. El Centro de Predicción del Clima Espacial , parte de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica de los Estados Unidos , clasifica los apagones de radio según la intensidad máxima de rayos X suaves de la llamarada asociada.

Clasificación
Clase SXR asociada		Descripción [17]
R1M1Pequeño apagón de radio
R2M5Apagón de radio moderado
R3X1Fuerte apagón de radio
R4X10Grave apagón de radio
R5X20Apagón de radio extremo

Efecto de llamarada solar

Las corrientes eléctricas en la ionosfera del lado diurno de la Tierra pueden fortalecerse durante una gran erupción solar

Durante las condiciones de calma solar o sin erupciones solares, las corrientes eléctricas fluyen a través de la capa E del lado diurno de la ionosfera, lo que induce variaciones diurnas de pequeña amplitud en el campo geomagnético. Estas corrientes ionosféricas pueden fortalecerse durante grandes erupciones solares debido a los aumentos en la conductividad eléctrica asociados con la ionización mejorada de las capas E y D. El aumento posterior en la variación inducida del campo geomagnético se conoce como efecto de erupciones solares ( sfe ) o históricamente como crochet magnético . El último término deriva de la palabra francesa crochet que significa gancho y refleja las perturbaciones en forma de gancho en la intensidad del campo magnético observadas por los magnetómetros terrestres . Estas perturbaciones son del orden de unos pocos nanoteslas y duran unos minutos, lo que es relativamente menor en comparación con las inducidas durante las tormentas geomagnéticas. [42] [43]

Salud

Órbita terrestre baja

Para los astronautas en órbita terrestre baja , la dosis de radiación esperada de la radiación electromagnética emitida durante una llamarada solar es de aproximadamente 0,05 gray , que no es inmediatamente letal por sí sola. Mucho más preocupante para los astronautas es la radiación de partículas asociada con los eventos de partículas solares. [44] [ se necesita una mejor fuente ]

Marte

Los impactos de la radiación de las erupciones solares en Marte son relevantes para la exploración y la búsqueda de vida en el planeta . Los modelos de su atmósfera indican que las erupciones solares más energéticas registradas hasta ahora pueden haber proporcionado dosis agudas de radiación que habrían sido casi dañinas o letales para los mamíferos y otros organismos superiores en la superficie de Marte. Además, se cree que las erupciones solares lo suficientemente energéticas como para proporcionar dosis letales, aunque aún no se han observado en el Sol, se producen y se han observado en otras estrellas similares al Sol . [45] [46] [47]

Historia de la observación

Las llamaradas producen radiación en todo el espectro electromagnético, aunque con diferente intensidad. No son muy intensas en luz visible, pero pueden ser muy brillantes en determinadas líneas espectrales . Normalmente producen radiación de frenado en rayos X y radiación de sincrotrón en radio. [48]

Observaciones ópticas

Boceto de Richard Carrington de la primera llamarada solar registrada (A y B marcan los puntos brillantes iniciales que se movieron en el transcurso de cinco minutos hacia C y D antes de desaparecer). [49]

Las erupciones solares fueron observadas por primera vez por Richard Carrington y Richard Hodgson de forma independiente el 1 de septiembre de 1859 al proyectar la imagen del disco solar producida por un telescopio óptico a través de un filtro de banda ancha. [50] [51] Fue una llamarada de luz blanca extraordinariamente intensa , una llamarada que emitía una gran cantidad de luz en el espectro visual . [50]

Dado que las erupciones solares producen grandes cantidades de radiación en H-alfa , [52] la adición de un filtro de banda de paso estrecho (≈1 Å) centrado en esta longitud de onda al telescopio óptico permite la observación de erupciones no muy brillantes con telescopios pequeños. Durante años, Hα fue la principal, si no la única, fuente de información sobre las erupciones solares. También se utilizan otros filtros de banda de paso. [ cita requerida ]

Observaciones de radio

Durante la Segunda Guerra Mundial , el 25 y 26 de febrero de 1942, los operadores de radar británicos observaron una radiación que Stanley Hey interpretó como emisión solar. Su descubrimiento no se hizo público hasta el final del conflicto. Ese mismo año, Southworth también observó el Sol en radio, pero al igual que en el caso de Hey, sus observaciones solo se conocieron después de 1945. En 1943, Grote Reber fue el primero en informar sobre observaciones radioastronómicas del Sol a 160 MHz. El rápido desarrollo de la radioastronomía reveló nuevas peculiaridades de la actividad solar, como tormentas y explosiones relacionadas con las llamaradas. Hoy en día, los radiotelescopios terrestres observan el Sol desde aproximadamente 15 MHz hasta 400 GHz.

Telescopios espaciales

Observaciones de una llamarada solar realizadas con diferentes instrumentos a bordo del Observatorio de Dinámica Solar

Como la atmósfera de la Tierra absorbe gran parte de la radiación electromagnética emitida por el Sol con longitudes de onda inferiores a 300 nm, los telescopios espaciales permitieron la observación de erupciones solares en líneas espectrales de alta energía que no se habían observado anteriormente. Desde la década de 1970, la serie de satélites GOES ha estado observando continuamente el Sol en rayos X suaves, y sus observaciones se han convertido en la medida estándar de las erupciones, lo que ha disminuido la importancia de la clasificación H-alfa. Además, los telescopios espaciales permiten la observación de longitudes de onda extremadamente largas (hasta de unos pocos kilómetros) que no pueden propagarse a través de la ionosfera.

Ejemplos de grandes erupciones solares

Condiciones climáticas espaciales, incluido el flujo de rayos X suaves (fila superior), durante las tormentas solares de Halloween de 2003 [53]

Se cree que la llamarada más potente jamás observada es la asociada al Evento Carrington de 1859. [54] Si bien no se realizaron mediciones de rayos X suaves en ese momento, el zumbido magnético asociado con la llamarada fue registrado por magnetómetros terrestres, lo que permitió estimar la fuerza de la llamarada después del evento. Utilizando estas lecturas de magnetómetros, se ha estimado que su clase de rayos X suaves es mayor que X10 [55] y alrededor de X45 (±5). [56] [57]

En tiempos modernos, la mayor llamarada solar medida con instrumentos ocurrió el 4 de noviembre de 2003. Este evento saturó los detectores del GOES, y debido a esto, su clasificación es solo aproximada. Inicialmente, extrapolando la curva del GOES, se estimó en X28. [58] Análisis posteriores de los efectos ionosféricos sugirieron aumentar esta estimación a X45. [59] [60] Este evento produjo la primera evidencia clara de un nuevo componente espectral por encima de los 100 GHz. [61]

Predicción

Los métodos actuales de predicción de erupciones solares son problemáticos y no hay ninguna indicación segura de que una región activa del Sol produzca una erupcion. Sin embargo, muchas propiedades de las regiones activas y sus manchas solares se correlacionan con las erupciones solares. Por ejemplo, las regiones magnéticamente complejas (basadas en el campo magnético de la línea de visión) conocidas como manchas delta con frecuencia producen las erupciones más grandes. Un esquema simple de clasificación de manchas solares basado en el sistema McIntosh para grupos de manchas solares, o relacionado con la complejidad fractal de una región [62] se utiliza comúnmente como punto de partida para la predicción de erupciones solares. [63] Las predicciones generalmente se expresan en términos de probabilidades de ocurrencia de erupciones superiores a la clase M o X dentro de 24 o 48 horas. La Administración Nacional Oceánica y Atmosférica de los Estados Unidos (NOAA) emite pronósticos de este tipo. [64] MAG4 fue desarrollado en la Universidad de Alabama en Huntsville con el apoyo del Grupo de Análisis de Radiación Espacial del Centro de Vuelos Espaciales Johnson (NASA/SRAG) para pronosticar erupciones de clase M y X, eyecciones de masa coronal, eyecciones de masa coronal rápidas y eventos de partículas solares energéticas. [65] El Instituto de Investigación Ambiental Espacio-Tierra (ISEE) de la Universidad de Nagoya propuso un método basado en la física que puede predecir erupciones solares grandes inminentes. [66]

Véase también

Referencias

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Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Erupciones solares .
  • Datos y recursos sobre erupciones solares casi en tiempo real del Centro de Predicción del Clima Espacial de la NOAA :
    • Flujo de rayos X del GOES (datos de 1 minuto)
    • Cámara de imágenes ultravioleta solar GOES (SUVI)
    • Predicciones de absorción de la región D (D-RAP)
    • Pronóstico de 3 días
    • Discusión sobre pronósticos
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