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Prominencia solar

Prominencia solar vista en color real durante la totalidad de un eclipse solar.

En física solar , una prominencia , a veces denominada filamento , [a] es una gran estructura de plasma y campo magnético 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 mucho más brillante , y se extienden hacia afuera en la corona solar . Mientras que la corona consiste en plasma extremadamente caliente, las prominencias contienen plasma mucho más frío, similar en composición al de la cromosfera .

Las prominencias se forman en escalas de tiempo de aproximadamente un día y pueden persistir en la corona durante varias semanas o meses, recorriendo cientos de miles de kilómetros en el espacio. Algunas prominencias pueden dar lugar a eyecciones de masa coronal . El mecanismo exacto de generación de prominencias es un objetivo de investigación científica en curso.

Una prominencia típica se extiende a lo largo de muchos miles de kilómetros; la más grande registrada se estimó en más de 800.000 km (500.000 mi) de largo, [2] aproximadamente el radio solar .

Historia

La primera descripción detallada de una prominencia solar se encuentra en el Códice Laurentiano del siglo XIV , que describe el eclipse solar del 1 de mayo de 1185. Se las describió como "lenguas de brasas vivas parecidas a llamas". [3] [4] [5]

Las prominencias fueron fotografiadas por primera vez durante el eclipse solar del 18 de julio de 1860 por Angelo Secchi . A partir de estas fotografías, se pudo obtener por primera vez la altitud, la emisividad y muchos otros parámetros importantes. [6]

Durante el eclipse solar del 18 de agosto de 1868 , los espectroscopios fueron capaces de detectar por primera vez la presencia de líneas de emisión de las prominencias. La detección de una línea de hidrógeno confirmó que las prominencias eran de naturaleza gaseosa. Pierre Janssen también fue capaz de detectar una línea de emisión correspondiente a un elemento desconocido en ese momento, ahora conocido como helio . Al día siguiente, Janssen confirmó sus mediciones registrando las líneas de emisión del Sol ahora sin obstrucciones, una tarea que nunca se había hecho antes. Usando sus nuevas técnicas, los astrónomos pudieron estudiar las prominencias diariamente. [7]

Clasificación

Imagen en escala de grises H-alfa del disco solar que muestra filamentos quiescentes (QF), filamentos intermedios (IF) y filamentos de la región activa (ARF).

Históricamente, cualquier característica visible que se extendiera por encima de la superficie del Sol, incluidas las espículas solares , los bucles coronales y algunas eyecciones de masa coronal , se consideraba una prominencia solar. Hoy, debido a una mejor comprensión de la diversidad de estos fenómenos, la mayoría de ellos se clasifican por separado y la palabra prominencia se utiliza principalmente para referirse a características más grandes y más frías. [8]

En la actualidad, se utilizan varios esquemas de clasificación de prominencias. Uno de los esquemas más utilizados y básicos clasifica las prominencias en función del entorno magnético en el que se formaron. Existen tres clases:

Las prominencias de la región activa y las prominencias quiescentes también se pueden diferenciar por sus espectros emitidos . Los espectros de las prominencias de la región activa son idénticos a los de la cromosfera superior, que tienen líneas fuertes de He II pero líneas de metales ionizados muy débiles. Por otro lado, los espectros de las prominencias quiescentes son idénticos a los espectros medidos a 1.500 km (930 mi) en la cromosfera con líneas fuertes de H, He I y metales ionizados, pero líneas débiles de He II. [13]

Morfología

Canales de filamentos

Las prominencias se forman en estructuras magnéticas conocidas como canales filamentosos , donde están protegidas térmicamente de la corona circundante y soportadas contra la gravedad. Estos canales se encuentran en la cromosfera y la corona inferior por encima de las divisiones entre regiones de polaridad magnética fotosférico opuesta, conocidas como líneas de inversión de polaridad (PIL). [b] La presencia de un canal filamentoso es una condición necesaria para la formación de una prominencia, pero un canal filamentoso puede existir sin contener una prominencia. Pueden formarse múltiples prominencias y hacer erupción desde dentro de un canal filamentoso durante la vida del canal. El campo magnético que compone el canal filamentoso es predominantemente horizontal, apuntando en la misma dirección en ambos lados de la PIL (véase § Quiralidad). [14] [15] [16]

El material de la prominencia no ocupa todo el ancho del canal del filamento; una región similar a un túnel menos densa que la corona, conocida como cavidad coronal , ocupa el volumen entre la prominencia y la arcada magnética suprayacente. [7]

Espinas y púas

Las prominencias típicas tienen una estructura estrecha orientada a lo largo del canal del filamento conocida como espina. La espina define el cuerpo principal superior de una prominencia y generalmente tiene la forma de una lámina vertical que diverge hacia la fotosfera en ambos extremos. Muchas prominencias también tienen estructuras más pequeñas denominadas púas que divergen de manera similar de la espina hacia la cromosfera y la fotosfera. Tanto las espinas como las púas están compuestas de hilos delgados que trazan el campo magnético de manera similar a las fibrillas cromosféricas . [15]

El material de prominencia fría que forma las espinas y las barbas (el núcleo de la prominencia) está rodeado por una región de transición prominencia-corona ( PCTR ) donde hay un gradiente de temperatura pronunciado. La PCTR es responsable de la mayor parte de la emisión óptica de las prominencias. [7]

Imagen H-alfa de un filamento de la región activa que muestra una espina, dos púas y fibrillas cromosféricas orientadas paralelas al PIL [14]

Estructuras superpuestas

Por encima de los canales de filamentos se encuentran arcadas magnéticas que pueden extenderse desde 50.000 a 70.000 km (31.000 a 43.000 mi) hacia el interior de la corona. Por encima de estas arcadas, el campo magnético coronal cerrado puede extenderse radialmente hacia afuera, formando lo que se conoce como una serpentina en forma de casco . [17] Estas serpentinas pueden alcanzar un radio solar o más por encima de la superficie del Sol. [7]

Quiralidad

Los canales filamentosos y su prominencia, si están presentes, exhiben quiralidad . Cuando se observa desde el lado del canal filamentoso con polaridad magnética positiva, se dice que el canal es dextral si el campo magnético horizontal está orientado hacia la derecha y sinistral si está orientado hacia la izquierda. Los canales dextrales se han encontrado con mayor frecuencia en el hemisferio norte del Sol y los canales sinistrales con mayor frecuencia en el hemisferio sur.

El campo magnético orientado horizontalmente hace que las fibrillas cromosféricas a lo largo del canal del filamento se ubiquen casi paralelas al PIL y antiparalelas entre sí en lados opuestos del PIL. Las direcciones en las que se orientan estas fibrillas dependen de la quiralidad del canal. En el lado del PIL con polaridad magnética positiva, los canales dextrales tienen fibrillas que fluyen hacia la derecha y púas que apuntan hacia la derecha, mientras que los canales sinistrales tienen fibrillas que fluyen hacia la izquierda y púas que apuntan hacia la izquierda. Además, las arcadas magnéticas suprayacentes de los canales dextrales están sesgadas hacia la izquierda, y las de los canales sinistrales están sesgadas hacia la derecha. [7]

Formación

El mecanismo exacto que conduce a la formación de las prominencias solares no se conoce actualmente. Los modelos deben ser capaces de explicar la formación del canal del filamento y su quiralidad dependiente del hemisferio , así como el origen del plasma denso que compone el núcleo de la prominencia. [7]

Erupción

Una prominencia solar en erupción. Imagen ultravioleta en falso color.

Algunas prominencias son expulsadas del Sol en lo que se conoce como una erupción de prominencias . Estas erupciones pueden tener velocidades que van desde 600 km/s hasta más de 1000 km/s. [1] Al menos el 70% de las erupciones de prominencias están asociadas con una eyección de material coronal hacia el viento solar, conocida como eyección de masa coronal . [18]

Véase también

Notas explicativas

  1. ^ Cuando se observan contra el fondo del espacio (fuera del limbo), se denominan prominencias; cuando se observan contra la superficie del Sol (en el disco), se denominan filamentos. [1]
  2. ^ Las divisiones entre regiones de polaridad magnética fotosferica opuesta se denominan de diversas formas: líneas de inversión de polaridad (PIL), límites de inversión de polaridad (PRB) o líneas neutrales .

Referencias

  1. ^ ab "Acerca de filamentos y prominencias". solar.physics.montana.edu . Consultado el 2 de enero de 2010 .
  2. ^ Atkinson, Nancy (6 de agosto de 2012). "Un enorme filamento solar se extiende a través del Sol". Universe Today . Consultado el 11 de agosto de 2012 .
  3. ^ "1185: La primera descripción de las prominencias solares". Cronología histórica de la física solar (0–1599) . Observatorio de gran altitud. 2008.
  4. ^ "1185: La primera descripción de las prominencias solares" (PDF) . Grandes momentos de la historia de la física solar . Universidad de Montreal. 2008. Archivado desde el original el 2 de abril de 2015. Consultado el 30 de marzo de 2015 .
  5. ^ Poitevin, Patrick; Edmonds, Joanne (2003). "Solar Eclipse Newsletter" (PDF) . Consultado el 30 de marzo de 2015 .
  6. ^ Secchi, Angelo (1870). Le Soleil, Parte 1. París: Gauthier-Villars. pag. 378.
  7. ^ abcdef Vial, Jean-Claude; Engvold, Oddbjørn (2015). Prominencias solares . Saltador. ISBN 978-3-319-10415-7.
  8. ^ Vial, Jean-Claude; Engvold, Oddbjørn (2015). Prominencias solares. Cham Heielberg Nueva York Dordrecht Londres: Springer. págs. 33–37. doi :10.1007/978-3-319-10416-4. ISBN 978-3-319-10416-4.
  9. ^ ab Mackay, DH; Karpen, JT ; Ballester, JL; Schmieder, B.; Aulanier, G. (abril de 2010). "Física de las prominencias solares: II – Estructura y dinámica magnética". Space Science Reviews . 151 (4): 333–399. arXiv : 1001.1635 . Código Bibliográfico :2010SSRv..151..333M. doi :10.1007/s11214-010-9628-0. S2CID  118391089.
  10. ^ ab Menzel, Donald H.; Jones, F. Shirley (diciembre de 1962). «Solar Prominence Activity, 1944–1954». Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 56 : 193. Código Bibliográfico :1962JRASC..56..193M. Archivado desde el original el 2 de junio de 2021.
  11. ^ ab Minarovjech, M.; Rybanský, M.; Rušin, V. (1998). "Prominencia tiempo-latitud y distribución de la corona verde a lo largo del ciclo de actividad solar". Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 167 : 484–487. doi : 10.1017/S0252921100048132 .
  12. ^ Engvold, Oddbjørn (1998). "Observaciones de la estructura y dinámica de filamentos". Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 167 : 22–31. doi : 10.1017/S0252921100047229 .
  13. ^ Zirin, Harold; Tandberg-Hanssen, Einar (1960). "Condiciones físicas en erupciones del limbo y prominencias activas. IV. Comparación de prominencias activas y quietas". The Astrophysical Journal . 131 : 717–724. Bibcode :1960ApJ...131..717Z. doi : 10.1086/146884 .
  14. ^ ab Parenti, Susanna (2014). "Prominencias solares: observaciones" (PDF) . Living Reviews in Solar Physics . 11 (1): 1. Bibcode :2014LRSP...11....1P. doi : 10.12942/lrsp-2014-1 . S2CID  122831380 . Consultado el 29 de enero de 2022 .
  15. ^ ab Gibson, Sarah E. (diciembre de 2018). "Prominencias solares: teoría y modelos: profundizando en el esqueleto magnético" (PDF) . Living Reviews in Solar Physics . 15 (1): 7. Bibcode :2018LRSP...15....7G. doi :10.1007/s41116-018-0016-2. PMC 6390890 . PMID  30872983 . Consultado el 29 de enero de 2022 . 
  16. ^ Gaizauskas, V. (1998). "Canales de filamentos: ingredientes esenciales para la formación de filamentos". Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 167 : 257–264. doi : 10.1017/S0252921100047709 . ISSN:  0252-9211. S2CID  : 124424544.
  17. ^ Guo, WP; Wu, ST (10 de febrero de 1998). "Una descripción magnetohidrodinámica de las serpentinas coronales en forma de casco que contienen una cavidad". The Astrophysical Journal . 494 (1): 419–429. Bibcode :1998ApJ...494..419G. doi : 10.1086/305196 . S2CID  120452722.
  18. ^ Gopalswamy, N.; Shimojo, M.; Lu, W.; Yashiro, S.; Shibasaki, K.; Howard, RA (20 de marzo de 2003). "Erupciones de prominencia y eyección de masa coronal: un estudio estadístico utilizando observaciones de microondas". The Astrophysical Journal . 586 (1): 562–578. Bibcode :2003ApJ...586..562G. doi : 10.1086/367614 . S2CID  119654267.

Lectura adicional

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