Los fenómenos solares son fenómenos naturales que ocurren dentro de la atmósfera del Sol . Toman muchas formas, incluido el viento solar , el flujo de ondas de radio , las erupciones solares , las eyecciones de masa coronal , [1] el calentamiento coronal y las manchas solares .
Se cree que estos fenómenos son generados por un dinamo helicoidal , ubicado cerca del centro de la masa del Sol, que genera fuertes campos magnéticos, así como un dinamo caótico, ubicado cerca de la superficie, que genera fluctuaciones de campo magnético más pequeñas. [2] Todas las fluctuaciones solares juntas se conocen como variación solar, y producen clima espacial dentro del campo gravitacional del Sol.
La actividad solar y los fenómenos relacionados con ella se han registrado desde el siglo VIII a. C. A lo largo de la historia, la tecnología y la metodología de observación avanzaron y, en el siglo XX, aumentó el interés por la astrofísica y se construyeron muchos telescopios solares. La invención del coronógrafo en 1931 permitió estudiar la corona a plena luz del día.
El Sol es una estrella situada en el centro del Sistema Solar . Es casi perfectamente esférica y está formada por plasma caliente y campos magnéticos . [3] [4] Tiene un diámetro de unos 1.392.684 kilómetros (865.374 mi), [5] alrededor de 109 veces la de la Tierra , y su masa (1,989 × 10El Sol (que pesa 30 kilogramos, aproximadamente 330.000 veces la masa de la Tierra) representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar. [6] Químicamente, aproximadamente tres cuartas partes de la masa del Sol consisten en hidrógeno , mientras que el resto es principalmente helio . El 1,69% restante (igual a 5.600 veces la masa de la Tierra) consiste en elementos más pesados, incluidos el oxígeno , el carbono , el neón y el hierro . [7]
El Sol se formó hace unos 4.567 millones [a] [8] de años a partir del colapso gravitacional de una región dentro de una gran nube molecular . La mayor parte de la materia se concentró en el centro, mientras que el resto se aplanó formando un disco en órbita que se convirtió en el resto del Sistema Solar . La masa central se volvió cada vez más caliente y densa, y finalmente inició la fusión termonuclear en su núcleo.
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V) según la clase espectral , y se le designa informalmente como enana amarilla porque su radiación visible es más intensa en la porción amarillo-verde del espectro . En realidad es blanca, pero desde la superficie de la Tierra, parece amarilla debido a la dispersión atmosférica de la luz azul. [9] En la etiqueta de clase espectral, G2 indica su temperatura superficial , de aproximadamente 5770 K [3] (la UAI aceptará en 2014 5772 K) y V indica que el Sol, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de secuencia principal y, por lo tanto, genera su energía fusionando hidrógeno en helio. En su núcleo, el Sol fusiona alrededor de 620 millones de toneladas métricas de hidrógeno cada segundo. [10] [11]
La distancia media de la Tierra al Sol es de aproximadamente 1 unidad astronómica (unos 150.000.000 km; 93.000.000 mi), aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio en enero hasta el afelio en julio. [12] A esta distancia media, la luz viaja del Sol a la Tierra en unos 8 minutos, 19 segundos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida [b] en la Tierra mediante la fotosíntesis , [13] e impulsa el clima y el tiempo de la Tierra. [14] Tan recientemente como en el siglo XIX, los científicos tenían poco conocimiento de la composición física del Sol y la fuente de energía. Esta comprensión aún está en desarrollo; una serie de anomalías actuales en el comportamiento del Sol siguen sin explicación.
Muchos fenómenos solares cambian periódicamente a lo largo de un intervalo medio de unos 11 años. Este ciclo solar afecta a la radiación solar e influye en el clima espacial, el clima terrestre y el clima .
El ciclo solar también modula el flujo de radiación solar de longitud de onda corta, desde la ultravioleta hasta los rayos X , e influye en la frecuencia de las erupciones solares , las eyecciones de masa coronal y otros fenómenos eruptivos solares.
Una eyección de masa coronal (CME) es una explosión masiva de viento solar y campos magnéticos que se eleva por encima de la corona solar . [15] Cerca de los máximos solares , el Sol produce alrededor de tres CME cada día, mientras que los mínimos solares presentan aproximadamente uno cada cinco días. [16] Las CME, junto con las erupciones solares de otro origen, pueden interrumpir las transmisiones de radio y dañar los satélites y las instalaciones de líneas de transmisión eléctrica , lo que resulta en cortes de energía potencialmente masivos y duraderos . [17] [18]
Las eyecciones de masa coronal suelen aparecer junto con otras formas de actividad solar, en particular las erupciones solares , pero no se ha establecido ninguna relación causal. La mayoría de las erupciones débiles no tienen eyecciones de masa coronal, pero las más potentes sí. La mayoría de las eyecciones se originan en regiones activas de la superficie del Sol, como las agrupaciones de manchas solares asociadas con erupciones frecuentes. Otras formas de actividad solar frecuentemente asociadas con las eyecciones de masa coronal son las prominencias eruptivas, el oscurecimiento coronal, las ondas coronales y las ondas Moreton , también llamadas tsunamis solares.
La reconexión magnética es responsable de las eyecciones de masa coronal y las erupciones solares . La reconexión magnética es el nombre que se le da a la reorganización de las líneas de campo magnético cuando dos campos magnéticos de direcciones opuestas se juntan. Esta reorganización va acompañada de una liberación repentina de energía almacenada en los campos originales de direcciones opuestas. [19] [20]
Cuando una eyección de masa coronal impacta la magnetosfera de la Tierra, deforma temporalmente el campo magnético de la Tierra , modifica la dirección de las agujas de las brújulas e induce grandes corrientes eléctricas en la Tierra misma; esto se denomina tormenta geomagnética y es un fenómeno global. Los impactos de eyección de masa coronal pueden inducir una reconexión magnética en la cola magnética de la Tierra (el lado de medianoche de la magnetosfera); esto lanza protones y electrones hacia abajo, hacia la atmósfera de la Tierra, donde forman la aurora .
Una llamarada solar es un destello repentino de brillo observado sobre la superficie del Sol o el limbo solar , que se interpreta como una liberación de energía de hasta 6 × 10 25 julios (alrededor de una sexta parte de la energía total emitida por el Sol cada segundo o 160 mil millones de megatones de TNT equivalente, más de 25.000 veces más energía que la liberada por el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter). Puede ser seguida por una eyección de masa coronal . [21] La llamarada expulsa nubes de electrones, iones y átomos a través de la corona hacia el espacio. Estas nubes suelen llegar a la Tierra un día o dos después del evento. [22] Fenómenos similares en otras estrellas se conocen como llamaradas estelares.
Las erupciones solares influyen fuertemente en el clima espacial cerca de la Tierra. Pueden producir corrientes de partículas altamente energéticas en el viento solar, conocidas como fenómenos de protones solares . Estas partículas pueden impactar la magnetosfera de la Tierra en forma de tormenta geomagnética y presentar peligros de radiación para las naves espaciales y los astronautas.
Un evento solar de protones (SPE), o "tormenta de protones", ocurre cuando las partículas (principalmente protones) emitidas por el Sol se aceleran cerca del Sol durante una llamarada o en el espacio interplanetario por choques de CME. Los eventos pueden incluir otros núcleos como iones de helio e iones HZE . Estas partículas causan múltiples efectos. Pueden penetrar el campo magnético de la Tierra y causar ionización en la ionosfera . El efecto es similar a los eventos aurorales, excepto que están involucrados protones en lugar de electrones. Los protones energéticos son un peligro de radiación significativo para las naves espaciales y los astronautas. [23] Los protones energéticos pueden llegar a la Tierra dentro de los 30 minutos posteriores al pico de una llamarada importante.
Una prominencia es una estructura gaseosa grande y brillante que se extiende hacia afuera desde la superficie del Sol , a menudo en forma de bucle . Las prominencias están ancladas a la superficie del Sol en la fotosfera y se extienden hacia afuera, hacia la corona. Mientras que la corona está compuesta por plasma de alta temperatura , que no emite mucha luz visible , las prominencias contienen plasma mucho más frío, similar en composición al de la cromosfera .
El plasma de prominencia es típicamente cien veces más frío y denso que el plasma coronal. Una prominencia se forma en escalas de tiempo de aproximadamente un día terrestre y puede persistir durante semanas o meses. Algunas prominencias se rompen y forman eyecciones de masa coronal.
Una prominencia típica se extiende a lo largo de muchos miles de kilómetros; la más grande registrada se estimó en más de 800.000 kilómetros (500.000 millas) de largo [24] – aproximadamente el radio solar.
Cuando una prominencia se observa de frente al Sol en lugar de desde el espacio, aparece más oscura que el fondo. Esta formación se denomina filamento solar. [24] Es posible que una proyección sea a la vez filamento y prominencia. Algunas prominencias son tan potentes que expulsan materia a velocidades que van desde los 600 km/s hasta más de 1000 km/s. Otras prominencias forman enormes bucles o columnas arqueadas de gases brillantes sobre las manchas solares que pueden alcanzar alturas de cientos de miles de kilómetros. [25]
Las manchas solares son áreas relativamente oscuras en la 'superficie' radiante del Sol ( fotosfera ) donde la intensa actividad magnética inhibe la convección y enfría la fotosfera . Las fáculas son áreas ligeramente más brillantes que se forman alrededor de los grupos de manchas solares a medida que se restablece el flujo de energía a la fotosfera y tanto el flujo normal como la energía bloqueada por las manchas solares elevan la temperatura de la 'superficie' radiante. Los científicos comenzaron a especular sobre las posibles relaciones entre las manchas solares y la luminosidad solar en el siglo XVII. [26] [27] Las disminuciones de luminosidad causadas por las manchas solares (generalmente < - 0,3%) se correlacionan con aumentos (generalmente < + 0,05%) causados tanto por las fáculas que están asociadas con regiones activas como con la 'red brillante' magnéticamente activa. [28]
El efecto neto durante los períodos de mayor actividad magnética solar es un aumento de la radiación solar porque las fáculas son más grandes y persisten más tiempo que las manchas solares. Por el contrario, los períodos de menor actividad magnética solar y menos manchas solares (como el Mínimo de Maunder ) pueden estar correlacionados con períodos de menor irradiancia. [29]
La actividad de las manchas solares se mide utilizando el número de Wolf desde hace unos 300 años. Este índice (también conocido como número de Zúrich) utiliza tanto el número de manchas solares como el número de grupos de manchas solares para compensar las variaciones en las mediciones. Un estudio de 2003 concluyó que las manchas solares habían sido más frecuentes desde la década de 1940 que en los 1150 años anteriores. [30]
Las manchas solares suelen aparecer en pares con polaridad magnética opuesta. [31] Las observaciones detalladas revelan patrones, en mínimos y máximos anuales y en ubicación relativa. A medida que avanza cada ciclo, la latitud de las manchas disminuye, de 30 a 45° a alrededor de 7° después del máximo solar . Este cambio latitudinal sigue la ley de Spörer .
Para que una mancha solar sea visible al ojo humano debe tener un diámetro de unos 50.000 km y cubrir 2.000.000.000 de kilómetros cuadrados (770.000.000 de millas cuadradas) o 700 millonésimas del área visible. En los últimos ciclos, aproximadamente 100 manchas solares o grupos compactos de manchas solares son visibles desde la Tierra. [c] [32]
Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven y pueden viajar a unos cientos de metros por segundo cuando aparecen por primera vez.
El viento solar es una corriente de plasma liberada desde la atmósfera superior del Sol . Está formada principalmente por electrones y protones con energías que suelen estar entre 1,5 y 10 keV . La corriente de partículas varía en densidad, temperatura y velocidad con el tiempo y la longitud solar. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol gracias a su alta energía.
El viento solar se divide en viento solar lento y viento solar rápido. El viento solar lento tiene una velocidad de unos 400 kilómetros por segundo (250 mi/s), una temperatura de 2 × 105 K y una composición muy parecida a la de la corona. El viento solar rápido tiene una velocidad típica de 750 km/s, una temperatura de 8 × 105 K y casi iguala a la fotosfera. [33] [34] El viento solar lento es dos veces más denso y más variable en intensidad que el viento solar rápido. El viento lento tiene una estructura más compleja, con regiones turbulentas y una organización a gran escala. [35] [36]
Tanto los vientos solares rápidos como los lentos pueden verse interrumpidos por grandes y veloces estallidos de plasma llamados CME interplanetarios o ICME. Estos provocan ondas de choque en el fino plasma de la heliosfera , generando ondas electromagnéticas y acelerando partículas (principalmente protones y electrones) para formar lluvias de radiación ionizante que preceden a los CME.
El clima espacial es la condición ambiental dentro del Sistema Solar, incluido el viento solar . Se estudia especialmente en torno a la Tierra, incluidas las condiciones desde la magnetosfera hasta la ionosfera y la termosfera . El clima espacial es distinto del clima terrestre de la troposfera y la estratosfera . El término no se utilizó hasta la década de 1990. Antes de esa fecha, estos fenómenos se consideraban parte de la física o la aeronomía .
Las tormentas solares son causadas por perturbaciones en el Sol, más frecuentemente nubes coronales asociadas con eyecciones de masa coronal (CME) de llamaradas solares que emanan de regiones de manchas solares activas, o con menor frecuencia de agujeros coronales . El Sol puede producir intensas tormentas geomagnéticas y de protones capaces de causar cortes de energía , interrupciones o cortes de comunicaciones (incluidos los sistemas GPS ) y la desactivación temporal o permanente de satélites y otra tecnología espacial. Las tormentas solares pueden ser peligrosas para la aviación de gran altitud y latitud y para los vuelos espaciales tripulados . [37] Las tormentas geomagnéticas causan auroras. [38]
La tormenta solar más importante conocida ocurrió en septiembre de 1859 y se conoce como el evento Carrington . [39] [40]
Una aurora es un espectáculo de luz natural que se presenta en el cielo, especialmente en regiones de latitudes altas ( Ártico y Antártico ), en forma de un gran círculo alrededor del polo. Es causada por la colisión del viento solar y partículas magnetosféricas cargadas con la atmósfera de gran altitud ( termosfera ).
La mayoría de las auroras ocurren en una banda conocida como zona auroral , [41] [42] que normalmente tiene entre 3° y 6° de ancho en latitud y se observa a entre 10° y 20° de los polos geomagnéticos en todas las longitudes, pero a menudo es más vívida alrededor de los equinoccios de primavera y otoño . Las partículas cargadas y el viento solar son dirigidos hacia la atmósfera por la magnetosfera de la Tierra. Una tormenta geomagnética expande la zona auroral a latitudes más bajas.
Las auroras están asociadas al viento solar. El campo magnético de la Tierra atrapa sus partículas, muchas de las cuales viajan hacia los polos, donde son aceleradas hacia la Tierra. Las colisiones entre estos iones y la atmósfera liberan energía en forma de auroras que aparecen en grandes círculos alrededor de los polos. Las auroras son más frecuentes y brillantes durante la fase intensa del ciclo solar, cuando las eyecciones de masa coronal aumentan la intensidad del viento solar. [43]
Una tormenta geomagnética es una perturbación temporal de la magnetosfera de la Tierra causada por una onda de choque del viento solar y/o una nube de campo magnético que interactúa con el campo magnético de la Tierra . El aumento de la presión del viento solar comprime la magnetosfera y el campo magnético del viento solar interactúa con el campo magnético de la Tierra para transferir mayor energía a la magnetosfera. Ambas interacciones aumentan el movimiento del plasma a través de la magnetosfera (impulsado por el aumento de los campos eléctricos) y aumentan la corriente eléctrica en la magnetosfera y la ionosfera. [44]
La perturbación en el medio interplanetario que impulsa una tormenta puede deberse a una eyección de masa coronal (CME) o a una corriente de alta velocidad (región de interacción co-rotante o CIR) [45] del viento solar que se origina en una región de campo magnético débil en la superficie solar. La frecuencia de las tormentas geomagnéticas aumenta y disminuye con el ciclo de manchas solares . Las tormentas impulsadas por eyecciones de masa coronal son más comunes durante el máximo solar del ciclo solar, mientras que las tormentas impulsadas por CIR son más comunes durante el mínimo solar.
Varios fenómenos meteorológicos espaciales están asociados con tormentas geomagnéticas. Entre ellos se incluyen los fenómenos de partículas energéticas solares (PES), las corrientes inducidas geomagnéticamente (CIG), las perturbaciones ionosféricas que causan centelleo de radio y radar , la interrupción de la navegación con brújula y la aparición de auroras en latitudes mucho más bajas de lo normal. Una tormenta geomagnética de 1989 activó corrientes inducidas por tierra que interrumpieron la distribución de energía eléctrica en la mayor parte de la provincia de Quebec [46] y provocaron auroras tan al sur como Texas [47] .
Una perturbación ionosférica repentina (SID, por sus siglas en inglés) es una densidad de ionización/plasma anormalmente alta en la región D de la ionosfera causada por una llamarada solar. La SID produce un aumento repentino en la absorción de ondas de radio que es más grave en los rangos de frecuencia media superior (MF, por sus siglas en inglés) y alta inferior (HF, por sus siglas en inglés), y como resultado, a menudo interrumpe o interfiere con los sistemas de telecomunicaciones . [48]
Las corrientes inducidas geomagnéticamente son una manifestación a nivel del suelo del clima espacial, que afecta el funcionamiento normal de los sistemas de conductores eléctricos de gran longitud. Durante los fenómenos meteorológicos espaciales, las corrientes eléctricas en la magnetosfera y la ionosfera experimentan grandes variaciones, que se manifiestan también en el campo magnético de la Tierra. Estas variaciones inducen corrientes (GIC) en los conductores terrestres. Las redes de transmisión eléctrica y las tuberías enterradas son ejemplos comunes de dichos sistemas conductores. Las GIC pueden causar problemas como el aumento de la corrosión del acero de las tuberías y daños en los transformadores de potencia de alto voltaje.
La producción de carbono-14 (radiocarbono: 14 C) está relacionada con la actividad solar. El carbono-14 se produce en la atmósfera superior cuando el bombardeo de rayos cósmicos del nitrógeno atmosférico ( 14 N) induce al nitrógeno a sufrir una desintegración β+ , transformándose así en un isótopo inusual de carbono con un peso atómico de 14 en lugar del más común 12. Debido a que los rayos cósmicos galácticos son parcialmente excluidos del Sistema Solar por el barrido hacia afuera de los campos magnéticos en el viento solar, el aumento de la actividad solar reduce la producción de 14 C. [49]
La concentración atmosférica de 14 C es menor durante los máximos solares y mayor durante los mínimos solares. Al medir el 14 C capturado en la madera y contar los anillos de los árboles, se puede medir y fechar la producción de radiocarbono en relación con la madera reciente. Una reconstrucción de los últimos 10.000 años muestra que la producción de 14 C fue mucho mayor durante el Holoceno medio , hace 7.000 años, y disminuyó hasta hace 1.000 años. Además de las variaciones en la actividad solar, las tendencias a largo plazo en la producción de carbono 14 están influenciadas por los cambios en el campo geomagnético de la Tierra y por los cambios en el ciclo del carbono dentro de la biosfera (en particular, los asociados con los cambios en la extensión de la vegetación entre las eras glaciales ). [ cita requerida ]
La actividad solar y los eventos relacionados se han registrado regularmente desde la época de los babilonios . Los primeros registros describían los eclipses solares, la corona solar y las manchas solares.
Poco después de la invención de los telescopios, a principios del siglo XVII, los astrónomos comenzaron a observar el Sol. Thomas Harriot fue el primero en observar manchas solares, en 1610. Los observadores confirmaron las manchas solares y auroras menos frecuentes durante el mínimo de Maunder. [50] Uno de estos observadores fue el renombrado astrónomo Johannes Hevelius , quien registró una serie de manchas solares desde 1653 hasta 1679 en el mínimo temprano de Maunder, enumeradas en el libro Machina Coelestis (1679) [51] .
La espectrometría solar comenzó en 1817. [52] Rudolf Wolf recopiló observaciones de manchas solares desde el ciclo 1755-1766. Estableció una fórmula relativa para el número de manchas solares (el número de manchas solares de Wolf o de Zúrich ) que se convirtió en la medida estándar. Alrededor de 1852, Sabine, Wolf, Gautier y von Lamont encontraron de forma independiente un vínculo entre el ciclo solar y la actividad geomagnética. [52]
El 2 de abril de 1845, Fizeau y Foucault fotografiaron por primera vez el Sol. La fotografía ayudó en el estudio de las prominencias solares, la granulación , la espectroscopia y los eclipses solares. [52]
El 1 de septiembre de 1859, Richard C. Carrington y, por separado, R. Hodgson observaron por primera vez una llamarada solar. [52] Carrington y Gustav Spörer descubrieron que el Sol exhibe rotación diferencial y que la capa exterior debe ser fluida. [52]
Entre 1907 y 1908, George Ellery Hale descubrió el ciclo magnético del Sol y la naturaleza magnética de las manchas solares. Hale y sus colegas dedujeron posteriormente las leyes de polaridad de Hale, que describían su campo magnético. [52]
La invención del coronógrafo por Bernard Lyot en 1931 permitió estudiar la corona a plena luz del día. [52]
El Sol fue, hasta la década de 1990, la única estrella cuya superficie había sido resuelta. [53] Otros logros importantes incluyeron la comprensión de: [54]
A finales del siglo XX, los satélites comenzaron a observar el Sol, lo que proporcionó muchos datos. Por ejemplo, la modulación de la luminosidad solar por regiones magnéticamente activas fue confirmada por mediciones satelitales de la irradiancia solar total (TSI) realizadas por el experimento ACRIM1 en la Misión Máximo Solar (lanzada en 1980). [28]
Cada segundo, el sol quema 620 millones de toneladas de hidrógeno...
