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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, van acompañadas de eyecciones de masa coronal , eventos de partículas solares y otros fenómenos solares eruptivos . La aparición de erupciones solares varía con el ciclo solar de 11 años .
Se cree que las llamaradas solares ocurren cuando la energía magnética almacenada en la atmósfera del Sol acelera las partículas cargadas en el plasma circundante . Esto da como resultado la emisión de radiación electromagnética en todo el espectro electromagnético .
La radiación electromagnética de alta energía de las erupciones solares es absorbida por el lado luminoso 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 las comunicaciones por radio de onda corta . La predicción de las erupciones solares es un área activa de investigación.
Las llamaradas también ocurren en otras estrellas, donde se aplica el término llamarada estelar .
Las llamaradas 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 plasma se calienta a >10 7 kelvin , mientras que los electrones , protones e iones más pesados se aceleran hasta cerca de la velocidad de la luz . [ cita requerida ] Las bengalas emiten radiación electromagnética en todo el espectro electromagnético en todas las longitudes de onda , desde ondas de radio hasta rayos gamma . [2]
Las llamaradas ocurren en regiones activas , a menudo alrededor de manchas solares , donde intensos campos magnéticos penetran la fotosfera para unir la corona con el interior solar. Las llamaradas son impulsadas 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 llamaradas aún no se comprende bien. [3]
Asociados con las erupciones solares están los rociadores de bengalas. [4] Implican eyecciones de material más rápidas que las prominencias eruptivas, [5] y alcanzan velocidades de 20 a 2000 kilómetros por segundo. [6]
La frecuencia de aparición de erupciones solares varía con el ciclo solar de 11 años . Puede variar desde varios por día durante el máximo solar hasta menos de uno cada semana durante el mínimo solar . Además, las llamaradas más potentes son menos frecuentes que las más débiles. Por ejemplo, las llamaradas de clase X10 (graves) ocurren en promedio unas ocho veces por ciclo, mientras que las llamaradas de clase M1 (menores) ocurren en promedio unas 2000 veces por ciclo. [7]
Erich Rieger descubrió con sus compañeros de trabajo en 1984 un período de aproximadamente 154 días en la aparición de erupciones solares que emiten rayos gamma al menos desde el ciclo solar 19 . [8] Desde entonces, el período ha sido confirmado en la mayoría de los datos de heliofísica y en el campo magnético interplanetario y se conoce comúnmente como 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 diversos fenómenos de llamaradas se pueden caracterizar mediante distribuciones de ley de potencia . Por ejemplo, los flujos máximos de emisiones de radio, ultravioleta extrema y rayos X duros y blandos; energías totales; y se ha descubierto que las duraciones de las llamaradas (ver § Duración) siguen distribuciones de ley de potencia. [9] [10] [11] [12] : 23–28
La duración de una erupción solar depende en gran medida de la longitud de onda de la radiación electromagnética utilizada en su cálculo. Esto se debe a que se emiten diferentes longitudes de onda a través de diferentes procesos y a diferentes alturas en la atmósfera del Sol.
Una medida común de la duración de la llamarada es el ancho total a la mitad del tiempo máximo (FWHM) del flujo de rayos X suaves dentro de las bandas de longitud de onda de 0,05 a 0,4 y de 0,1 a 0,8 nanómetros (0,5 a 4 y 1 a 8 ångströms ) medido por la nave espacial GOES . en órbita geosincrónica . El tiempo FWHM se extiende desde 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 decae. Usando esta medida, la duración de una llamarada varía desde aproximadamente decenas de segundos hasta varias horas con una duración media de aproximadamente 6 y 11 minutos en las bandas de 0,05 a 0,4 y 0,1 a 0,8 nanómetros, respectivamente. [13] [14]
Después de la erupción de una llamarada solar, comienzan a formarse bucles posteriores a la erupción compuestos de plasma caliente a través 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. [16] Se cree que la existencia de estos circuitos calientes continúa debido al calentamiento prolongado presente después de la erupción y durante la etapa de desintegración de la llamarada. [17]
En erupciones suficientemente potentes, típicamente 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 del brote inicial. [16] En algunos casos, se pueden formar vacíos de plasma oscuros que viajan hacia el sol conocidos como flujos descendentes supra-arcade sobre estas arcadas. [18]
Las llamaradas ocurren 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 las partículas cargadas. [19] En el Sol, la reconexión magnética puede ocurrir en arcadas solares: una serie de bucles que ocurren estrechamente siguiendo líneas de fuerza magnéticas. 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. [20] Esto también explica por qué las erupciones solares suelen surgir de regiones activas del 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 aún no se comprenden bien. No está claro cómo se transforma la energía magnética 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 existen algunas inconsistencias en cuanto al número total de partículas aceleradas, que a veces parece ser mayor que el número total en el bucle coronal. [ cita necesaria ]
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El sistema moderno de clasificación de 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 suaves con longitudes de onda de 0,1 a 0,8 nanómetros (1 a 8 ångströms ), medido por los satélites GOES en órbita geosincrónica .
La fuerza de un evento dentro de una clase se indica mediante un sufijo numérico que va desde 1 hasta, pero excluyendo, 10, que también es el factor para ese evento dentro de la clase. Por lo tanto, una bengala X2 tiene el doble de potencia que una bengala X1, y una bengala X3 es tres veces más potente que una X1. Las bengalas de clase M son una décima parte del tamaño de las bengalas de clase X con el mismo sufijo numérico. [21] Una X2 es cuatro veces más potente que una bengala M5. [22] Las llamaradas de clase X con un flujo máximo superior a 10 −3 W/m 2 pueden indicarse con un sufijo numérico igual o superior a 10.
Este sistema se ideó originalmente en 1970 e incluía sólo 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 agregarían más tarde en la década de 1990, cuando los instrumentos se volvieron más sensibles a las llamaradas más débiles. Casi al mismo tiempo, comenzó a utilizarse el backronym moderado para las bengalas de clase M y extremo para las bengalas de clase X. [23]
Un sistema de clasificación anterior, lo que a veces se denomina importancia de la llamarada , se basaba en observaciones espectrales H-alfa . El esquema utiliza tanto la intensidad como la superficie de emisión. La clasificación en intensidad es cualitativa, refiriéndose 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 .)
Una llamarada entonces se clasifica tomando S o un número que representa su tamaño y una letra que representa su intensidad máxima, vg: Sn es una llamarada solar normal. [24]
Las erupciones solares también se pueden clasificar según su duración como eventos impulsivos o de larga duración ( LDE ). El umbral temporal que separa a ambos no está bien definido. El SWPC considera LDE los eventos que requieren 30 minutos o más para desintegrarse a la mitad del máximo, mientras que el Centro de Excelencia Solar-Terrestre de Bélgica considera los eventos con una duración superior a 60 minutos como LDE. [25] [26]
Los rayos X y la radiación ultravioleta extrema emitida por las erupciones solares son absorbidos por la parte luminosa de la atmósfera terrestre y no llegan a la superficie terrestre. Por tanto, las erupciones solares no suponen un peligro directo para los seres humanos en la Tierra. Sin embargo, esta absorción de radiación electromagnética de alta energía puede aumentar temporalmente la ionización de la atmósfera superior, lo que puede interferir con las comunicaciones por radio de onda corta y puede calentar y expandir temporalmente la atmósfera exterior de la Tierra. Esta expansión puede aumentar la resistencia de los satélites en órbita terrestre baja , lo que puede provocar una desintegración orbital con el tiempo. [27]
El aumento temporal de la ionización del lado diurno 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 las ondas ionosféricas . Skywave, o skip, se refiere a la propagación de ondas de radio reflejadas o refractadas en 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]
El nivel de ionización de la atmósfera se correlaciona con la intensidad de la erupción solar asociada en la radiación suave de rayos X. La NOAA clasifica los apagones de radio según la intensidad máxima de rayos X suaves de la llamarada asociada.
La mayor ionización de las capas D y E de la ionosfera causada por grandes erupciones solares aumenta la conductividad eléctrica de estas capas permitiendo el flujo de corrientes eléctricas . Estas corrientes ionosféricas inducen un campo magnético que puede medirse mediante magnetómetros terrestres. Este fenómeno se conoce como crochet magnético o efecto de llamarada solar ( SFE ). [28] El nombre anterior deriva de su apariencia en los magnetómetros que se asemeja a un ganchillo . [ cita necesaria ] Estas perturbaciones son del orden de unos pocos nanoteslas , lo cual es relativamente menor en comparación con las inducidas por tormentas geomagnéticas. [29]
Para los astronautas en órbita terrestre baja, la dosis de radiación esperada de la radiación electromagnética emitida durante una erupción solar es de aproximadamente 0,05 gray , que por sí sola no es inmediatamente letal. Mucho más preocupante para los astronautas es la radiación de partículas asociada con los eventos de partículas solares. [30] [ se necesita una mejor fuente ]
Las llamaradas producen radiación en todo el espectro electromagnético, aunque con diferente intensidad. No son muy intensos en luz visible, pero pueden ser muy brillantes en líneas espectrales particulares . Normalmente producen bremsstrahlung en rayos X y radiación sincrotrón en radio. [ cita necesaria ]
Las erupciones solares fueron observadas por primera vez por Richard Carrington y Richard Hodgson de forma independiente el 1 de septiembre de 1859 proyectando la imagen del disco solar producida por un telescopio óptico a través de un filtro de banda ancha. [32] [33] Fue una llamarada de luz blanca extraordinariamente intensa , una llamarada que emitía una gran cantidad de luz en el espectro visual . [31]
Dado que las llamaradas producen grandes cantidades de radiación en H-alfa , [ cita necesaria ] agregar un filtro de banda de paso estrecho (≈1 Å) centrado en esta longitud de onda al telescopio óptico permite la observación de llamaradas 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.
Durante la Segunda Guerra Mundial , los días 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. El mismo año, Southworth también observó el Sol por radio, pero al igual que con Hey, sus observaciones sólo 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 ráfagas relacionadas con las fulguraciones. Hoy en día, los radiotelescopios terrestres observan el Sol desde c. 15 MHz hasta 400 GHz.
Debido a que 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 no observadas 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, disminuyendo la importancia de la clasificación H-alfa. Además, los telescopios espaciales permiten observar longitudes de onda extremadamente largas (hasta unos pocos kilómetros) que no pueden propagarse a través de la ionosfera.
Se cree que la llamarada más poderosa jamás observada es la asociada con el evento Carrington de 1859. [35] Si bien no se realizaron mediciones de rayos X suaves en ese momento, el crochet magnético asociado con la llamarada fue registrado mediante magnetómetros terrestres, lo que permitió estimar la fuerza de la llamarada después del evento. Utilizando estas lecturas del magnetómetro, se ha estimado que su clase de rayos X suaves es mayor que X10. [36] También se ha estimado que la clase de rayos X suaves de la llamarada es de alrededor de X50. [37] [38]
En la actualidad, la mayor erupción solar medida con instrumentos se produjo el 4 de noviembre de 2003 . Este evento saturó los detectores GOES, por lo que su clasificación es sólo aproximada. Inicialmente, extrapolando la curva GOES, se estimó que era X28. [39] Un análisis posterior de los efectos ionosféricos sugirió aumentar esta estimación a X45. [40] Este evento produjo la primera evidencia clara de un nuevo componente espectral por encima de 100 GHz. [41]
En 2016, Juan José Curto, junto con sus colegas, estimó que el evento de Carrington y el evento de 2003 fueron al menos X45, [42] confirmando estas estimaciones en una revisión de 2020. [43]
Otras grandes erupciones solares también ocurrieron el 2 de abril de 2001 (X20+), [44] 28 de octubre de 2003 (X17.2+ y 10), [45] 7 de septiembre de 2005 (X17), [44] 9 de agosto de 2011 (X6.9) , [46] 7 de marzo de 2012 (X5.4), [47] 6 de septiembre de 2017 (X9.3), [48] [49] 31 de diciembre de 2023 (X5), [50] y 22 de febrero de 2024 (X6.3) . [51]
Los métodos actuales de predicción de llamaradas son problemáticos y no hay indicios seguros de que una región activa del Sol vaya a producir una llamarada. Sin embargo, muchas propiedades de las manchas solares y las regiones activas se correlacionan con las llamaradas. Por ejemplo, las regiones magnéticamente complejas (basadas en el campo magnético de la línea de visión) llamadas manchas delta producen las llamaradas más grandes. Un esquema simple de clasificación de manchas solares debido a McIntosh, o relacionado con la complejidad fractal [52], se utiliza comúnmente como punto de partida para la predicción de erupciones. [53] Las predicciones generalmente se expresan en términos de probabilidades de que se produzcan llamaradas superiores a las de clase M o X en un plazo de 24 o 48 horas. La Administración Nacional Oceánica y Atmosférica de EE.UU. (NOAA) emite previsiones de este tipo. [54] 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, CME, CME rápidas y partículas de energía solar. eventos. [55] El Instituto de Investigación Ambiental Espacio-Tierra (ISEE) de la Universidad de Nagoya propuso un método basado en la física que puede predecir grandes erupciones solares inminentes. [56]
