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Región activa

En física y observación solar , una región activa es una característica temporal en la atmósfera del Sol caracterizada por un campo magnético fuerte y complejo . A menudo se asocian con manchas solares y son comúnmente la fuente de erupciones violentas como eyecciones de masa coronal y erupciones solares . [1] La cantidad y la ubicación de las regiones activas en el disco solar en un momento dado dependen del ciclo solar . [2] [3] [4] [5] [6]

Números de región

El Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC) asigna números de región de 4 dígitos a las regiones activas observadas recientemente en el disco solar el día siguiente a la observación inicial. El número de región asignado a una región activa en particular es el que se suma al número asignado previamente. Por ejemplo, la primera observación de la región activa 8090, o AR8090, fue seguida por la AR8091.

Según el SWPC, se asigna un número a una región si cumple al menos uno de los siguientes criterios: [7]

  1. Contiene un grupo de manchas solares de clase C o mayor según el sistema de clasificación de manchas solares de clase Zurich modificada.
  2. Contiene un grupo de manchas solares de clase A o B confirmado por al menos dos observadores, preferiblemente con observaciones con más de una hora de diferencia.
  3. Ha producido una llamarada solar con un estallido de rayos X. [ aclaración necesaria ]
  4. Contiene una placa con un brillo de luz blanca de al menos 2,5 (en una escala lineal de 1 a 5, 5 = llamarada) y tiene una extensión de al menos cinco grados heliográficos .
  5. Contiene una placa que se ve brillante cerca del extremo oeste y se sospecha que está creciendo.

Los números de la región alcanzaron 10.000 en julio de 2002. Sin embargo, el SWPC continuó utilizando 4 dígitos, con la inclusión de ceros a la izquierda. [8] [9]

Campo magnético

Un diagrama muy simplificado del campo magnético de una región activa que ilustra su naturaleza bipolar.

Clasificación magnética del monte Wilson

El sistema de clasificación magnética del Monte Wilson, también conocido como sistema de clasificación magnética de Hale, es un método de clasificación del campo magnético de regiones activas. Fue introducido por primera vez en 1919 por George Ellery Hale y sus colaboradores que trabajaban en el Observatorio del Monte Wilson . [10] Originalmente incluía solo las clasificaciones magnéticas α, β y γ, pero luego fue modificado por H. Künzel en 1965 para incluir el calificador δ. [11] [9]

Manchas solares

Una región activa vista en luz visible que muestra un grupo de manchas solares.
La evolución de un grupo de manchas solares en el tiempo.

El fuerte flujo magnético que se encuentra en las regiones activas suele ser lo suficientemente fuerte como para inhibir la convección . Sin la convección que transporta energía desde el interior del Sol a la fotosfera, la temperatura de la superficie disminuye junto con la intensidad de la radiación del cuerpo negro emitida . Estas áreas de plasma más frío se conocen como manchas solares y a menudo aparecen en grupos. [14] Sin embargo, no todas las regiones activas poseen manchas solares. [8]

Aparición del flujo magnético

Las regiones activas se forman a través del proceso de aparición del flujo magnético, durante el cual los campos magnéticos generados por el dinamo solar emergen del interior solar. [15] [16] [17] : 118 

Véase también

Referencias

  1. ^ Zell, Holly (20 de abril de 2015). «Regiones activas en el Sol». NASA . Consultado el 18 de julio de 2021 .
  2. ^ Warren, Harry P.; Winebarger, Amy R.; Brooks, David H. (10 de noviembre de 2012). "Un estudio sistemático de emisiones a alta temperatura en regiones solares activas". The Astrophysical Journal . 759 (2): 141. arXiv : 1204.3220 . Bibcode :2012ApJ...759..141W. doi :10.1088/0004-637X/759/2/141. S2CID  119117669.
  3. ^ Del Zanna, G. (octubre de 2013). "La emisión multitérmica en regiones solares activas". Astronomía y Astrofísica . 558 : A73. Bibcode :2013A&A...558A..73D. doi : 10.1051/0004-6361/201321653 .
  4. ^ Basu, Sarbani; Antia, HM; Bogart, Richard S. (agosto de 2004). "Análisis de diagrama de anillos de la estructura de las regiones solares activas". The Astrophysical Journal . 610 (2): 1157–1168. Bibcode :2004ApJ...610.1157B. doi : 10.1086/421843 .
  5. ^ Hagino, Masaoki; Sakurai, Takashi (25 de octubre de 2004). "Variación de latitud de la helicidad en regiones solares activas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 56 (5): 831–843. doi : 10.1093/pasj/56.5.831 .
  6. ^ Zhang, Jie; Wang, Yuming; Liu, Yang (10 de noviembre de 2010). "Propiedades estadísticas de las regiones solares activas obtenidas a partir de un sistema de detección automático y sesgos computacionales". The Astrophysical Journal . 723 (2): 1006–1018. Bibcode :2010ApJ...723.1006Z. doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1006 . S2CID  122852367.
  7. ^ Pietrow, AGM (2022). Propiedades físicas de las características cromosféricas: Plage, chorros de pavo real y calibración de todo (PhD). Universidad de Estocolmo. doi :10.13140/RG.2.2.36047.76968.
  8. ^ ab "Resumen de la región solar | Centro de predicción del clima espacial de la NOAA/NWS" www.swpc.noaa.gov . Consultado el 4 de noviembre de 2021 .
  9. ^ abc Jaeggli, SA; Norton, AA (16 de marzo de 2016). "LA CLASIFICACIÓN MAGNÉTICA DE LAS REGIONES SOLARES ACTIVAS 1992–2015". The Astrophysical Journal . 820 (1): L11. arXiv : 1603.02552 . Código Bibliográfico :2016ApJ...820L..11J. doi : 10.3847/2041-8205/820/1/L11 . S2CID  15138687.
  10. ^ Hale, George E.; Ellerman, Ferdinand; Nicholson, SB; Joy, AH (abril de 1919). "La polaridad magnética de las manchas solares". The Astrophysical Journal . 49 : 153. Bibcode :1919ApJ....49..153H. doi :10.1086/142452 . Consultado el 29 de diciembre de 2021 .
  11. ^ Künzel, H. (diciembre de 1965). "Zur Klassifikation von Sonnenfleckengruppen". Astronomische Nachrichten . 288 : 177. Código bibliográfico : 1965AN....288..177K . Consultado el 29 de diciembre de 2021 .
  12. ^ Observaciones ambientales espaciales, técnicas de observación óptica solar, manual AFWAMAN 15-1 (PDF) . Agencia Meteorológica de la Fuerza Aérea. 2013 . Consultado el 28 de diciembre de 2021 .
  13. ^ "La clasificación magnética de las manchas solares". SpaceWeatherLive . Parsec vzw . Consultado el 29 de diciembre de 2021 .
  14. ^ "Recurso de manchas solares de SECEF". image.gsfc.nasa.gov . Archivado desde el original el 2021-11-22 . Consultado el 2021-08-24 .
  15. ^ van Driel-Gesztelyi, Lidia; Green, Lucie May (diciembre de 2015). "Evolución de las regiones activas". Living Reviews in Solar Physics . 12 (1). Bibcode :2015LRSP...12....1V. doi : 10.1007/lrsp-2015-1 . S2CID  118831968.
  16. ^ Cheung, Mark CM; Isobe, Hiroaki (2014). "Aparición del flujo (teoría)". Living Reviews in Solar Physics . 11 (3). Código Bibliográfico :2014LRSP...11....3C. doi : 10.12942/lrsp-2014-3 . S2CID  122762353.
  17. ^ Aschwanden, Markus J. (2019). Física solar del nuevo milenio. Biblioteca de Astrofísica y Ciencia Espacial. Vol. 458. Cham, Suiza. doi :10.1007/978-3-030-13956-8. ISBN 978-3-030-13956-8.S2CID181739975  .​{{cite book}}: Mantenimiento de CS1: falta la ubicación del editor ( enlace )