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 .
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]
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 usa 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]
Las prominencias se forman en estructuras magnéticas conocidas como canales de filamentos , 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 de filamentos es una condición necesaria para la formación de una prominencia, pero un canal de filamentos puede existir sin contener una prominencia. Pueden formarse múltiples prominencias y hacer erupción desde dentro de un canal de filamentos durante la vida útil del canal. El campo magnético que compone el canal de filamentos 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]
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]
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]
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 siniestrales 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 siniestrales están sesgadas hacia la derecha. [7]
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]
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]
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