Una eyección de masa coronal ( CME ) es una eyección significativa de campo magnético y masa de plasma que lo acompaña desde la corona del Sol hacia la heliosfera . Las CME a menudo se asocian con erupciones solares y otras formas de actividad solar , pero no se ha establecido una comprensión teórica ampliamente aceptada de estas relaciones.
Si una CME ingresa al espacio interplanetario , se denomina eyección de masa coronal interplanetaria ( ICME ). Los ICME son capaces de alcanzar la magnetosfera de la Tierra y chocar con ella , donde pueden provocar tormentas geomagnéticas , auroras y, en casos raros, daños a las redes eléctricas . La mayor perturbación geomagnética registrada, probablemente resultante de una CME, fue la tormenta solar de 1859 . También conocido como el Evento Carrington , desactivó partes de la recién creada red de telégrafos de los Estados Unidos , provocando incendios y conmocionando 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 aproximadamente una CME cada cinco días.
Las CME liberan grandes cantidades de materia y flujo magnético desde la atmósfera del Sol hacia el viento solar y el espacio interplanetario . La materia expulsada es un plasma que consta principalmente de electrones y protones incrustados dentro del campo magnético expulsado. Este campo magnético suele tener la forma de una cuerda de flujo, un campo magnético helicoidal con ángulos de paso cambiantes .
La masa promedio eyectada es 1,6 × 10 12 kg (3,5 × 10 12 lb). Sin embargo, los valores de masa estimados para las CME son sólo límites inferiores, porque las mediciones coronográficas sólo proporcionan datos bidimensionales.
Las CME surgen de estructuras de campo magnético de gran escala fuertemente retorcidas o cortadas en la corona que se mantienen en equilibrio mediante campos magnéticos superpuestos.
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 CME. Las estructuras previas a la erupción se originan a partir de campos magnéticos que se generan inicialmente en el interior del Sol por la 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 dipolo , 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 CME previas a la erupción pueden estar presentes en diferentes etapas de crecimiento y decadencia 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. Los PIL pueden existir en, alrededor y entre regiones activas o formarse en el Sol tranquilo entre remanentes 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 las estructuras CME previas a la 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 desde una estructura previa a la erupción, denominada energía magnética libre 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 estructura más baja. configuración magnética de energía que teóricamente podría tomar la distribución del flujo magnético fotosférico subyacente, un estado de campo potencial . El flujo magnético emergente y los movimientos fotosféricos que cambian continuamente los puntos de apoyo de una estructura pueden provocar que la energía libre magnética se acumule en el campo magnético coronal en forma de torsión o cizallamiento. [3] Algunas estructuras previas a la erupción, denominadas sigmoideas , adoptan una forma de S o de S inversa a medida que se acumula el corte. Esto se ha observado en bucles y filamentos coronales de la región activa con sigmoides S delanteros más comunes en el hemisferio sur y sigmoides S inversos 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 libre magnética) son una parte integral de la estructura de CME posterior a la erupción; sin embargo, está sujeto a debate continuo si las cuerdas de flujo están siempre presentes en la estructura previa a la erupción o si se crean durante la erupción a partir de un campo central fuertemente cortado (ver § Iniciación). [3] [6]
Se ha observado que algunas estructuras previas a la erupción sostienen protuberancias, también conocidas como filamentos, compuestas de material mucho más frío que el plasma coronal circundante. Las prominencias están incrustadas en estructuras de campo magnético denominadas cavidades de prominencias o canales de filamentos, que pueden constituir parte de una estructura previa a la erupción (ver § Firmas coronales).
La evolución temprana de una CME implica su inicio a partir de una estructura previa a la erupción en la corona y la aceleración que sigue. Los procesos involucrados en la evolución temprana de las CME no se conocen bien debido a la falta de evidencia observacional.
El inicio de la CME ocurre cuando una estructura previa a la erupción en un estado de equilibrio entra en un estado de no equilibrio o metaestable donde se puede liberar energía para impulsar una erupción. Se debaten los procesos específicos involucrados en la iniciación de CME y se han propuesto varios modelos para explicar este fenómeno basados en la especulación física. Además, diferentes CME pueden ser iniciadas por 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 mediante un proceso no ideal. . [8] [9] : 555 Bajo MHD ideal, la iniciación puede implicar inestabilidades ideales o pérdida catastrófica de equilibrio a lo largo de una cuerda de flujo existente: [3]
Bajo MHD no ideal, los mecanismos de iniciación pueden implicar inestabilidades resistivas o reconexión magnética :
Después del inicio, las CME están sujetas a diferentes fuerzas que ayudan o inhiben su ascenso a través de la corona inferior. La fuerza de tensión magnética descendente ejercida por el campo magnético a medida que se estira y, en menor medida, la atracción gravitacional del Sol se oponen al movimiento de la estructura central de la CME. Para proporcionar suficiente aceleración, los modelos anteriores implicaban la reconexión magnética 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 empuja el núcleo hacia arriba. Cuando se produce el ascenso inicial, los lados opuestos del campo de fleje debajo del núcleo ascendente están orientados casi en antiparalelo entre sí y se juntan para formar una lámina de corriente sobre el PIL. La reconexión magnética rápida puede excitarse a lo largo de la lámina actual mediante inestabilidades microscópicas, lo que da como resultado la rápida liberación de energía magnética almacenada en forma de energía cinética, térmica y no térmica. La reestructuración del campo magnético corta las conexiones del campo de unión con la fotosfera, disminuyendo así la fuerza de tensión magnética descendente, mientras que el flujo de reconexión ascendente empuja la estructura CME hacia arriba. Se produce un bucle de retroalimentación positiva cuando el núcleo se empuja hacia arriba y los lados del campo de fleje se acercan cada vez más para producir una reconexión magnética adicional y un ascenso. Mientras que la salida de reconexión ascendente acelera el núcleo, la salida descendente simultánea es a veces responsable de otros fenómenos asociados con las CME (ver § Firmas coronales).
En los casos en los que no se produce una reconexión magnética significativa, las inestabilidades ideales de MHD o la fuerza de arrastre del viento solar pueden, en teoría, acelerar una CME. Sin embargo, si no se proporciona suficiente aceleración, la estructura de la CME puede retroceder en lo que se conoce como una erupción fallida o confinada . [9] [3]
La evolución temprana de las CME se asocia frecuentemente con otros fenómenos solares observados en la corona baja, como prominencias eruptivas y fulguraciones solares. Las CME que no tienen firmas observadas a veces se denominan CME furtivas . [11] [12]
Las prominencias incrustadas en algunas estructuras previas a la erupción de la CME pueden estallar con la CME como prominencias eruptivas. Las prominencias eruptivas están asociadas con al menos el 70% de todas las 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 prominencia eruptiva, si está presente, corresponde al núcleo brillante de material denso observado. [7]
Cuando se excita la reconexión magnética a lo largo de una lámina actual de una estructura central de CME ascendente, los flujos de reconexión descendentes pueden chocar con los bucles inferiores para formar una llamarada solar de dos cintas en forma de cúspide.
Las erupciones de CME también pueden producir ondas EUV, también conocidas como ondas EIT según el Telescopio de imágenes ultravioleta extremo o como ondas de Moreton cuando se observan en la cromosfera, que son frentes de ondas MHD de modo rápido que emanan del sitio de la CME. [6] [3]
Un oscurecimiento coronal es una disminución localizada de las emisiones ultravioleta extrema y de rayos X suaves en la corona inferior. Cuando se asocia con una CME, se cree que las atenuaciones coronales ocurren predominantemente debido a una disminución en la densidad del plasma causada por salidas de masa durante la expansión de la CME asociada. A menudo ocurren en pares ubicados dentro de regiones de polaridad magnética opuesta, un oscurecimiento del núcleo, o en un área más extendida, un oscurecimiento secundario. Las atenuaciones del núcleo se interpretan como las ubicaciones de los puntos de apoyo de la cuerda de flujo en erupción; Los oscurecimientos secundarios se interpretan como el resultado de la expansión de la estructura general de la CME y generalmente son más difusos y poco profundos. [14] La atenuación coronal se informó por primera vez en 1974, [15] y, debido a su apariencia parecida a la de los agujeros coronales , a veces se los denominaba agujeros coronales transitorios . [dieciséis]
Las observaciones de CME se realizan típicamente a través de coronógrafos de luz blanca que miden la dispersión Thomson de la luz solar en los electrones libres dentro del plasma de CME. [17] Una CME observada puede tener cualquiera o todas de tres características distintivas: un núcleo brillante, una cavidad circundante oscura y un borde de ataque brillante. [18] El núcleo brillante generalmente se interpreta como una prominencia incrustada en la CME (ver § Origen) con el borde de ataque como un área de plasma comprimido delante de la cuerda de flujo de la CME. Sin embargo, algunas CME exhiben una geometría más compleja. [7]
A partir de observaciones del coronógrafo con 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). s) 1996 y 2003. [19] Las observaciones de las velocidades de las CME indican que las CME tienden a acelerar o desacelerar hasta alcanzar la velocidad del viento solar (§ Interacciones en la heliosfera).
Cuando se observan en el espacio interplanetario a distancias superiores a aproximadamente 50 radios solares (0,23 AU) del Sol, las CME a veces se denominan CME interplanetarias o ICME . [6] : 4
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 CME pueden experimentar fuerzas de arrastre aerodinámicas que actúan para llevarlas al equilibrio cinemático con el viento solar. Como consecuencia, las CME más rápidas que el viento solar tienden a disminuir su velocidad, mientras que las CME más lentas que el viento solar tienden a acelerarse hasta que su velocidad iguala la del viento solar. [20]
No se comprende bien cómo evolucionan las CME a medida que se propagan a través de la heliosfera. Se han propuesto modelos de su evolución que son precisos para algunas CME pero no para otras. Los modelos de resistencia aerodinámica y quitanieves suponen que la evolución del ICME se rige por sus interacciones con el viento solar. La resistencia aerodinámica por sí sola puede explicar la evolución de algunos ICME, pero no de todos. [6] : 199
Las CME suelen llegar a la Tierra entre uno y cinco días después de abandonar el Sol. La desaceleración o aceleración más fuerte ocurre cerca del Sol, pero puede continuar incluso más allá de la órbita terrestre (1 UA ), como se observó mediante mediciones en Marte [21] y por la nave espacial Ulysses . [22] Los ICME más rápidos que aproximadamente 500 km/s (310 mi/s) eventualmente generan una onda de choque . [23] Esto sucede cuando la velocidad del ICME en el marco de referencia que se mueve con el viento solar es más rápida que la velocidad magnetosónica rápida local . Estos choques han sido observados directamente mediante coronógrafos [24] en la corona y están relacionados con explosiones de radio de tipo II. Se cree que a veces se forman tan solo 2 R ☉ ( radios solares ). También están estrechamente relacionados con la aceleración de las 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 tales 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 fenómenos meteorológicos espaciales más extremos implicaron múltiples CME sucesivas. Por ejemplo, el famoso evento de Carrington en 1859 tuvo varias erupciones y provocó que las auroras fueran visibles en latitudes bajas durante cuatro noches. [31] De manera similar, la tormenta solar de septiembre de 1770 duró casi nueve días y también provocó 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 /orientación, 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 su componente de campo magnético hacia el sur, a través de la reconexión magnética con el campo magnético interplanetario . [33]
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 haber sido observada por SMM . [35] Sin embargo, debido a que las observaciones cerca de la Tierra generalmente se realizan mediante una sola nave espacial, muchas CME no se consideran asociadas con nubes magnéticas. La estructura típica observada para una CME rápida por un satélite como ACE es una onda de choque en modo rápido seguida de una capa densa (y caliente) de plasma (la región aguas abajo del choque) y una nube magnética.
Además de la descrita anteriormente, ahora se utilizan otras firmas de nubes magnéticas: entre otras, electrones supertérmicos bidireccionales , estados de carga inusuales o abundancia de hierro , helio , carbono y/u oxígeno .
El tiempo típico para que una nube magnética pase por un satélite en el punto L1 es 1 día correspondiente a un radio de 0,15 AU con una velocidad típica de 450 km/s (280 mi/s) y una intensidad de campo magnético de 20 nT . [36]
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 aparición de CME suele ser de 6 a 12 meses después de que el número de manchas solares alcanza su máximo. [3]
Sólo una fracción muy pequeña de las CME se dirigen hacia la Tierra y llegan a ella. Una CME que llega a la Tierra produce una onda de choque que causa una tormenta geomagnética que puede alterar la magnetosfera de la Tierra , comprimiéndola en el lado diurno y extendiendo la cola magnética del lado nocturno . Cuando la magnetosfera se vuelve a conectar en el lado nocturno, libera energía del orden de teravatios dirigida de regreso a la atmósfera superior de la Tierra . [ cita requerida ] Esto puede resultar en eventos como la tormenta geomagnética de marzo de 1989 .
Las CME, junto con las erupciones solares , pueden interrumpir las transmisiones de radio y causar daños a los satélites y a las instalaciones de las 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 provocar un aumento en el número de electrones libres en la ionosfera , especialmente en las regiones polares de altas latitudes, mejorando la absorción de ondas de radio, especialmente dentro de la región D de la ionosfera, lo que lleva a la formación de un casquete polar. Eventos de absorción. [40]
La interacción de las CME con la magnetosfera de la Tierra provoca 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 electrones relativistas, debido a las interacciones con varias ondas de plasma . [42]
Una eyección de masa coronal de halo es una CME que aparece en las observaciones del coronógrafo con luz blanca como un anillo en expansión que rodea completamente el disco oculto del coronógrafo. Las CME de halo se interpretan como CME dirigidas hacia o lejos del coronógrafo de observación. Cuando el anillo en expansión no rodea completamente el disco ocultante, pero tiene un ancho angular de más de 120 grados alrededor del disco, la CME se denomina halo parcial de eyección de masa coronal . Se ha descubierto que las CME de halo parcial y total representan aproximadamente el 10 % de todas las CME y aproximadamente el 4 % de todas las CME son CME de halo completo. [43] Las CME de halo frontales o directas a la Tierra a menudo se asocian con CME que impactan la Tierra; sin embargo, no todas las CME de halo frontales impactan la Tierra. [44]
En 2019, los investigadores utilizaron un método alternativo ( distribución de Weibull ) y estimaron que la probabilidad de que la Tierra fuera golpeada por una tormenta de clase Carrington en la próxima década estaba entre el 0,46% y el 1,88%. [45]
Las CME se han observado indirectamente durante miles de años a través de las auroras. Otras observaciones indirectas anteriores al descubrimiento de las CME se realizaron mediante mediciones de perturbaciones geomagnéticas, mediciones radioheliográficas de explosiones de radio solares y mediciones in situ de choques interplanetarios. [6]
La mayor perturbación geomagnética registrada, probablemente resultante de una CME, coincidió con la primera erupción 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 eran 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 pudo entenderse fácilmente en ese momento porque era anterior al descubrimiento de los rayos X en 1895 y al reconocimiento de la ionosfera en 1902.
Aproximadamente 18 horas después de la llamarada, múltiples magnetómetros registraron más perturbaciones geomagnéticas como parte de una tormenta geomagnética . La tormenta inutilizó partes de la red telegráfica estadounidense recientemente creada, provocando incendios y conmocionando a algunos operadores de telégrafos. [39]
La primera observación óptica de una CME se realizó el 14 de diciembre de 1971 utilizando el coronógrafo del Observatorio Solar Orbital 7 (OSO-7). Fue descrito 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 vidicon de conducción secundaria de electrones (SEC) y se transfirió al instrumento. Computadora 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 y sin comprimir tardaría 44 minutos en enviarse al suelo. La telemetría se envió al equipo de apoyo terrestre (GSE) que construyó la imagen en una impresión Polaroid . David Roberts, un técnico en electrónica que trabajaba para NRL y que había sido responsable de las pruebas de la cámara SEC-vidicon, 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 esto como algo 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 los eclipses solares ahora se entienden esencialmente como la misma cosa.
El 1 de noviembre de 1994, la NASA lanzó la nave espacial Wind como monitor del viento solar para orbitar el punto L 1 de Lagrange 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 el eje de giro que lleva ocho instrumentos que miden partículas del viento solar desde energías térmicas hasta superiores a MeV , radiación electromagnética desde CC hasta ondas de radio de 13 MHz y rayos gamma. [ cita necesaria ]
El 25 de octubre de 2006, la NASA lanzó STEREO , dos naves espaciales casi idénticas que, desde puntos muy separados de sus órbitas, son capaces de producir las primeras imágenes estereoscópicas de CME y otras mediciones de la actividad solar. La nave espacial orbita el 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 hasta que después de cuatro años estaban casi diametralmente opuestos en órbita. [48] [49]
El 9 de marzo de 1989 se produjo una CME que chocó contra la Tierra cuatro días después, el 13 de marzo. Provocó cortes de energía 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 ( llamada solar , CME, EMP solar ), pero no alcanzó la Tierra, [50] [51] un evento que muchos científicos consideran un evento de clase Carrington .
El 14 de octubre de 2014, la nave espacial de observación del Sol PROBA2 ( ESA ), el Observatorio Solar y Heliosférico (ESA/NASA) y el Observatorio de Dinámica Solar (NASA) fotografiaron un ICME cuando abandonaba el Sol, y STEREO-A observó sus efectos. directamente en1 UA . La Venus Express de la ESA recopiló datos. La CME 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, a lasA 3,1 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 AU , fue observado por Cassini en Saturno . La nave espacial New Horizons estaba en31,6 AU acercándose 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]
Se ha observado una pequeña cantidad de CME en otras estrellas, todas las cuales a partir de 2016 [update]se han encontrado en enanas rojas . [54] Estos se han detectado principalmente mediante espectroscopia, más a menudo mediante el estudio de las líneas de Balmer : el material expulsado hacia el observador provoca asimetría en el ala azul de los perfiles de las líneas 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 su entorno) y en la emisión cuando está fuera del disco. Las velocidades proyectadas observadas de las CME oscilan entre ≈84 y 5800 km/s (52 a 3600 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 CME en otras estrellas parece ser mucho menos común. [55] [62] El bajo número de detecciones de CME estelares puede deberse a 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 las CME estelares. . [63]
{{cite book}}: CS1 maint: location missing publisher (link)Estas evaluaciones indican que las tormentas geomagnéticas severas plantean un riesgo de cortes a largo plazo en partes importantes de la red de América del Norte. John Kappenman comentó que el análisis muestra "no sólo el potencial de apagones a gran escala sino, lo que es más preocupante,... el potencial de daños permanentes que podrían conducir a tiempos de restauración extraordinariamente largos".
Pero el potencial de daño más grave reside en los transformadores que mantienen el voltaje adecuado para la transmisión eficiente de electricidad a través de la red.
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