Los fenómenos solares son fenómenos naturales que ocurren dentro de la atmósfera del Sol . Toman muchas formas, incluido el viento solar , el flujo de ondas de radio , las erupciones solares , las eyecciones de masa coronal , [1] el calentamiento coronal y las manchas solares .
Se cree que estos fenómenos son generados por una dinamo helicoidal , ubicada cerca del centro de masa del Sol, que genera fuertes campos magnéticos, así como por una dinamo caótica, ubicada cerca de la superficie, que genera fluctuaciones más pequeñas del campo magnético. [2] Todas las fluctuaciones solares juntas se conocen como variación solar, y producen clima espacial dentro del campo gravitacional del Sol.
La actividad solar y eventos relacionados se han registrado desde el siglo VIII a.C. A lo largo de la historia, la tecnología y la metodología de observación avanzaron y, en el siglo XX, aumentó el interés por la astrofísica y se construyeron muchos telescopios solares. La invención del coronógrafo en 1931 permitió estudiar la corona a plena luz del día.
El Sol es una estrella situada en el centro del Sistema Solar . Es casi perfectamente esférico y está formado por plasma caliente y campos magnéticos . [3] [4] Tiene un diámetro de aproximadamente 1.392.684 kilómetros (865.374 millas), [5] alrededor de 109 veces el de la Tierra , y su masa (1.989 × 1030 kilogramos, aproximadamente 330.000 veces la de la Tierra) representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar. [6] Químicamente, alrededor de tres cuartas partes de la masa del Sol consisten en hidrógeno , mientras que el resto es principalmente helio . El 1,69% restante (equivalente a 5.600 veces la masa de la Tierra) está formado por elementos más pesados, entre ellos oxígeno , carbono , neón y hierro . [7]
El Sol se formó hace unos 4.567 millones [a] [8] años a partir del colapso gravitacional de una región dentro de una gran nube molecular . La mayor parte de la materia se acumuló en el centro, mientras que el resto se aplanó formando un disco orbital que se convirtió en el equilibrio del Sistema Solar . La masa central se volvió cada vez más caliente y densa, hasta que finalmente se inició la fusión termonuclear en su núcleo.
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V) según su clase espectral y se le designa informalmente como enana amarilla porque su radiación visible es más intensa en la porción amarillo-verde del espectro . En realidad es blanca, pero desde la superficie de la Tierra parece amarilla debido a la dispersión atmosférica de la luz azul. [9] En la etiqueta de clase espectral, G2 indica su temperatura superficial , de aproximadamente 5770 K [3] (la UAI aceptará en 2014 5772 K) y V indica que el Sol, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de secuencia principal , y así genera su energía fusionando hidrógeno en helio. En su núcleo, el Sol fusiona alrededor de 620 millones de toneladas métricas de hidrógeno por segundo. [10] [11]
La distancia media de la Tierra al Sol es de aproximadamente 1 unidad astronómica (alrededor de 150.000.000 km; 93.000.000 millas), aunque la distancia varía a medida que la Tierra pasa del perihelio en enero al afelio en julio. [12] A esta distancia promedio, la luz viaja del Sol a la Tierra en aproximadamente 8 minutos y 19 segundos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida [b] en la Tierra mediante la fotosíntesis , [13] e impulsa el clima y el tiempo de la Tierra. [14] Todavía en el siglo XIX, los científicos tenían poco conocimiento de la composición física y la fuente de energía del Sol. Esta comprensión aún se está desarrollando; Varias anomalías actuales en el comportamiento del Sol siguen sin explicación.
Muchos fenómenos solares cambian periódicamente durante un intervalo promedio de unos 11 años. Este ciclo solar afecta la irradiación solar e influye en el tiempo espacial, el tiempo terrestre y el clima .
El ciclo solar también modula el flujo de radiación solar de longitud de onda corta, desde el ultravioleta hasta los rayos X , e influye en la frecuencia de las erupciones solares , las eyecciones de masa coronal y otros fenómenos eruptivos solares.
Una eyección de masa coronal (CME) es una explosión masiva de viento solar y campos magnéticos que se elevan por encima de la corona solar . [15] Cerca de los máximos solares , el Sol produce alrededor de tres CME cada día, mientras que los mínimos solares presentan aproximadamente una cada cinco días. [16] Las CME, junto con las erupciones solares de otro origen, pueden interrumpir las transmisiones de radio y dañar los satélites y las instalaciones de líneas de transmisión eléctrica , lo que resulta en cortes de energía potencialmente masivos y duraderos . [17] [18]
Las eyecciones de masa coronal suelen aparecer con otras formas de actividad solar, sobre todo con erupciones solares , pero no se ha establecido ninguna relación causal. La mayoría de las llamaradas débiles no tienen CME; los más poderosos lo hacen. La mayoría de las eyecciones se originan en regiones activas de la superficie del Sol, como grupos de manchas solares asociadas con frecuentes llamaradas. Otras formas de actividad solar frecuentemente asociadas con eyecciones de masa coronal son las prominencias eruptivas, el oscurecimiento coronal, las ondas coronales y las ondas de Moreton , también llamado tsunami solar.
La reconexión magnética es responsable de la CME y las erupciones solares . La reconexión magnética es el nombre que se le da a la reordenación de las líneas del campo magnético cuando se juntan dos campos magnéticos de direcciones opuestas. Esta reordenación va acompañada de una liberación repentina de energía almacenada en los campos originales de dirección opuesta. [19] [20]
Cuando una CME impacta la magnetosfera de la Tierra, deforma temporalmente el campo magnético de la Tierra , cambiando la dirección de las agujas de la brújula e induciendo grandes corrientes eléctricas a tierra en la propia Tierra; Esto se llama tormenta geomagnética y es un fenómeno global. Los impactos de CME pueden inducir la reconexión magnética en la cola magnética de la Tierra (el lado de medianoche de la magnetosfera); esto lanza protones y electrones hacia la atmósfera terrestre, donde forman la aurora .
Una llamarada solar es un destello repentino de brillo observado sobre la superficie del Sol o el limbo solar , que se interpreta como una liberación de energía de hasta 6 × 10 25 julios (aproximadamente una sexta parte de la producción total de energía del Sol cada segundo o 160 mil millones de megatones). de TNT equivalente, más de 25.000 veces más energía que la liberada por el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter). Puede ir seguido de una eyección de masa coronal . [21] La llamarada expulsa nubes de electrones, iones y átomos a través de la corona hacia el espacio. Estas nubes suelen llegar a la Tierra uno o dos días después del evento. [22] Fenómenos similares en otras estrellas se conocen como llamaradas estelares.
Las erupciones solares influyen fuertemente en el clima espacial cerca de la Tierra. Pueden producir corrientes de partículas altamente energéticas en el viento solar, conocido como evento de protones solares . Estas partículas pueden impactar la magnetosfera de la Tierra en forma de tormenta geomagnética y presentar riesgos de radiación para las naves espaciales y los astronautas.
Un evento de protones solares (SPE), o "tormenta de protones", ocurre cuando las partículas (principalmente protones) emitidas por el Sol se aceleran cerca del Sol durante una llamarada o en el espacio interplanetario por choques de CME. Los eventos pueden incluir otros núcleos como iones de helio e iones HZE . Estas partículas provocan múltiples efectos. Pueden penetrar el campo magnético de la Tierra y provocar ionización en la ionosfera . El efecto es similar a los eventos aurorales, excepto que están involucrados protones en lugar de electrones. Los protones energéticos representan un importante peligro de radiación para las naves espaciales y los astronautas. [23] Los protones energéticos pueden llegar a la Tierra dentro de los 30 minutos posteriores al pico de una erupción importante.
Una prominencia es una característica gaseosa grande, brillante 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 y se extienden hacia la corona. Mientras que la corona está formada por plasma de alta temperatura , que no emite mucha luz visible , las prominencias contienen plasma mucho más frío, similar en composición al de la cromosfera .
El plasma de prominencias suele ser cien veces más frío y denso que el plasma coronal. Se forma una prominencia en escalas de tiempo de aproximadamente un día terrestre y puede persistir durante semanas o meses. Algunas prominencias se rompen y forman CME.
Una prominencia típica se extiende a lo largo de muchos miles de kilómetros; el más grande jamás registrado se estimó en más de 800.000 kilómetros (500.000 millas) de largo [24] , aproximadamente el radio solar.
Cuando una prominencia se ve contra el Sol en lugar de hacia el espacio, parece más oscura que el fondo. Esta formación se llama filamento solar. [24] Es posible que una proyección sea a la vez un filamento y una prominencia. Algunas protuberancias son tan poderosas que expulsan materia a velocidades que van desde 600 km/s hasta más de 1000 km/s. Otras prominencias forman enormes bucles o columnas arqueadas de gases brillantes sobre manchas solares que pueden alcanzar alturas de cientos de miles de kilómetros. [25]
Las manchas solares son áreas relativamente oscuras en la "superficie" radiante del Sol ( fotosfera ) donde la intensa actividad magnética inhibe la convección y enfría la fotosfera . Las fáculas son áreas ligeramente más brillantes que se forman alrededor de grupos de manchas solares a medida que se restablece el flujo de energía a la fotosfera y tanto el flujo normal como la energía bloqueada por las manchas solares elevan la temperatura de la "superficie" radiante. Los científicos comenzaron a especular sobre posibles relaciones entre las manchas solares y la luminosidad solar en el siglo XVII. [26] [27] Las disminuciones de luminosidad causadas por las manchas solares (generalmente < - 0,3%) se correlacionan con aumentos (generalmente < + 0,05%) causados tanto por fáculas asociadas con regiones activas como por la 'red brillante' magnéticamente activa. [28]
El efecto neto durante los períodos de mayor actividad magnética solar es un aumento de la producción solar radiante porque las fáculas son más grandes y persisten más tiempo que las manchas solares. Por el contrario, los períodos de menor actividad magnética solar y menos manchas solares (como el Mínimo de Maunder ) pueden correlacionarse con momentos de menor irradiancia. [29]
La actividad de las manchas solares se ha medido utilizando el número de Wolf durante unos 300 años. Este índice (también conocido como número de Zúrich) utiliza tanto el número de manchas solares como el número de grupos de manchas solares para compensar las variaciones de medición. Un estudio de 2003 encontró que las manchas solares habían sido más frecuentes desde la década de 1940 que en los 1150 años anteriores. [30]
Las manchas solares suelen aparecer como pares con polaridad magnética opuesta. [31] Las observaciones detalladas revelan patrones, en mínimos y máximos anuales y en ubicación relativa. A medida que avanza cada ciclo, la latitud de las manchas disminuye, de 30 a 45° hasta alrededor de 7° después del máximo solar . Este cambio latitudinal sigue la ley de Spörer .
Para que una mancha solar sea visible para el ojo humano debe tener unos 50.000 km de diámetro y cubrir 2.000.000.000 de kilómetros cuadrados (770.000.000 millas cuadradas) o 700 millonésimas del área visible. En ciclos recientes, aproximadamente 100 manchas solares o grupos compactos de manchas solares son visibles desde la Tierra. [c] [32]
Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven y pueden viajar a unos cientos de metros por segundo cuando aparecen por primera vez.
El viento solar es una corriente de plasma liberada desde la atmósfera superior del Sol . Se compone principalmente de electrones y protones con energías normalmente entre 1,5 y 10 keV . La corriente de partículas varía en densidad, temperatura y velocidad a lo largo del tiempo y de la longitud solar. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía.
El viento solar se divide en viento solar lento y viento solar rápido. El lento viento solar tiene una velocidad de unos 400 kilómetros por segundo (250 mi/s), una temperatura de 2 × 105 K y una composición muy similar a la de la corona. El rápido viento solar tiene una velocidad típica de 750 km/s, una temperatura de 8 × 105 K y casi coincide con la de la fotosfera. [33] [34] El viento solar lento es dos veces más denso y más variable en intensidad que el viento solar rápido. El viento lento tiene una estructura más compleja, con regiones turbulentas y una organización a gran escala. [35] [36]
Tanto el viento solar rápido como el lento pueden verse interrumpidos por grandes ráfagas de plasma de rápido movimiento llamadas CME interplanetarias o ICME. Provocan ondas de choque en el fino plasma de la heliosfera , generando ondas electromagnéticas y acelerando partículas (principalmente protones y electrones) para formar lluvias de radiación ionizante que preceden a la CME.
El clima espacial es la condición ambiental dentro del Sistema Solar, incluido el viento solar . Se estudia especialmente alrededor de la Tierra, incluyendo las condiciones desde la magnetosfera hasta la ionosfera y la termosfera . El clima espacial es distinto del clima terrestre de la troposfera y la estratosfera . El término no se utilizó hasta la década de 1990. Antes de esa época, estos fenómenos se consideraban parte de la física o la aeronomía .
Las tormentas solares son causadas por perturbaciones en el Sol, con mayor frecuencia nubes coronales asociadas con EMC de erupciones solares que emanan de regiones activas de manchas solares o, con menos frecuencia, de agujeros coronales . El Sol puede producir intensas tormentas geomagnéticas y de protones capaces de provocar cortes de energía , interrupciones o cortes de comunicaciones (incluidos los sistemas GPS ) e inutilización temporal/permanente de satélites y otras tecnologías espaciales. Las tormentas solares pueden ser peligrosas para la aviación a gran altitud y latitudes y para los vuelos espaciales tripulados . [37] Las tormentas geomagnéticas provocan auroras. [38]
La tormenta solar más importante conocida ocurrió en septiembre de 1859 y se conoce como evento Carrington . [39] [40]
Una aurora es un espectáculo de luz natural en el cielo, especialmente en las regiones de altas latitudes ( Ártico y Antártico ), en forma de un gran círculo alrededor del polo. Es causada por la colisión del viento solar y partículas magnetosféricas cargadas con la atmósfera de gran altitud ( termosfera ).
La mayoría de las auroras ocurren en una banda conocida como zona auroral , [41] [42] que típicamente tiene de 3° a 6° de ancho en latitud y se observa entre 10° y 20° desde los polos geomagnéticos en todas las longitudes, pero a menudo es más vívida alrededor los equinoccios de primavera y otoño . Las partículas cargadas y el viento solar son dirigidos a la atmósfera por la magnetosfera de la Tierra. Una tormenta geomagnética expande la zona auroral a latitudes más bajas.
Las auroras están asociadas con el viento solar. El campo magnético de la Tierra atrapa sus partículas, muchas de las cuales viajan hacia los polos donde son aceleradas hacia la Tierra. Las colisiones entre estos iones y la atmósfera liberan energía en forma de auroras que aparecen en grandes círculos alrededor de los polos. Las auroras son más frecuentes y brillantes durante la fase intensa del ciclo solar, cuando las CME aumentan la intensidad del viento solar. [43]
Una tormenta geomagnética es una perturbación temporal de la magnetosfera de la Tierra causada por una onda de choque del viento solar y/o una nube de campo magnético que interactúa con el campo magnético de la Tierra . El aumento de la presión del viento solar comprime la magnetosfera y el campo magnético del viento solar interactúa con el campo magnético de la Tierra para transferir una mayor energía a la magnetosfera. Ambas interacciones aumentan el movimiento del plasma a través de la magnetosfera (impulsado por mayores campos eléctricos) y aumentan la corriente eléctrica en la magnetosfera y la ionosfera. [44]
La perturbación en el medio interplanetario que impulsa una tormenta puede deberse a una CME o una corriente de alta velocidad (región de interacción co-rotativa o CIR) [45] del viento solar que se origina en una región de campo magnético débil en la superficie solar. La frecuencia de las tormentas geomagnéticas aumenta y disminuye con el ciclo de las manchas solares . Las tormentas impulsadas por CME son más comunes durante el máximo solar del ciclo solar, mientras que las tormentas impulsadas por CIR son más comunes durante el mínimo solar.
Varios fenómenos meteorológicos espaciales están asociados con tormentas geomagnéticas. Estos incluyen eventos de partículas energéticas solares (SEP), corrientes geomagnéticamente inducidas (GIC), perturbaciones ionosféricas que causan centelleo de radio y radar , interrupción de la navegación con brújula y visualizaciones de auroras en latitudes mucho más bajas de lo normal. Una tormenta geomagnética de 1989 energizó corrientes inducidas por el suelo que interrumpieron la distribución de energía eléctrica en la mayor parte de la provincia de Quebec [46] y provocaron auroras hasta el sur de Texas . [47]
Una perturbación ionosférica repentina (SID) es una ionización/densidad plasmática anormalmente alta en la región D de la ionosfera causada por una erupción solar. La SID produce un aumento repentino en la absorción de ondas de radio que es más grave en los rangos de frecuencia media superior (MF) y de frecuencia alta inferior (HF) y, como resultado, a menudo interrumpe o interfiere con los sistemas de telecomunicaciones . [48]
Las corrientes inducidas geomagnéticamente son una manifestación a nivel del suelo del clima espacial, que afectan el funcionamiento normal de sistemas de conductores eléctricos largos. Durante los fenómenos meteorológicos espaciales, las corrientes eléctricas en la magnetosfera y la ionosfera experimentan grandes variaciones, que se manifiestan también en el campo magnético de la Tierra. Estas variaciones inducen corrientes (GIC) en los conductores de tierra. Las redes de transmisión eléctrica y las tuberías enterradas son ejemplos habituales de este tipo de sistemas conductores. El GIC puede causar problemas como una mayor corrosión del acero de las tuberías y daños en los transformadores de potencia de alto voltaje.
La producción de carbono-14 (radiocarbono: 14 C) está relacionada con la actividad solar. El carbono-14 se produce en la atmósfera superior cuando el bombardeo de nitrógeno atmosférico ( 14 N) con rayos cósmicos induce al nitrógeno a sufrir una desintegración β+ , transformándose así en un isótopo inusual de carbono con un peso atómico de 14 en lugar del más común 12. Debido a que los rayos cósmicos galácticos están parcialmente excluidos del Sistema Solar por el barrido hacia afuera de los campos magnéticos del viento solar, el aumento de la actividad solar reduce la producción de 14 C. [49]
La concentración atmosférica de 14 C es menor durante los máximos solares y mayor durante los mínimos solares. Midiendo el 14 C capturado en la madera y contando los anillos de los árboles, se puede medir y fechar la producción de radiocarbono en relación con la madera reciente. Una reconstrucción de los últimos 10.000 años muestra que la producción de 14 C fue mucho mayor durante el Holoceno medio , hace 7.000 años, y disminuyó hasta hace 1.000 años. Además de las variaciones en la actividad solar, las tendencias a largo plazo en la producción de carbono 14 están influenciadas por cambios en el campo geomagnético de la Tierra y por cambios en el ciclo del carbono dentro de la biosfera (particularmente aquellos asociados con cambios en la extensión de la vegetación entre las edades de hielo ). . [ cita necesaria ]
Si bien la actividad solar ha sido uno de los principales impulsores del cambio climático a lo largo del tiempo geológico, su papel en el calentamiento que comenzó en el siglo XX no parece haber sido significativo. [50]
La actividad solar y eventos relacionados se han registrado regularmente desde la época de los babilonios . Los primeros registros describían eclipses solares, la corona y las manchas solares.
Poco después de la invención de los telescopios, a principios del siglo XVII, los astrónomos comenzaron a observar el Sol. Thomas Harriot fue el primero en observar las manchas solares, en 1610. Los observadores confirmaron las manchas solares y las auroras menos frecuentes durante el mínimo de Maunder. [51]
La espectrometría solar comenzó en 1817. [52] Rudolf Wolf recopiló observaciones de manchas solares que se remontan al ciclo 1755-1766. Estableció una formulación relativa del número de manchas solares (el número de manchas solares de Wolf o Zürich ) que se convirtió en la medida estándar. Alrededor de 1852, Sabine, Wolf, Gautier y von Lamont encontraron de forma independiente un vínculo entre el ciclo solar y la actividad geomagnética. [52]
El 2 de abril de 1845, Fizeau y Foucault fotografiaron por primera vez el Sol. La fotografía ayudó en el estudio de las prominencias solares, granulación , espectroscopia y eclipses solares. [52]
El 1 de septiembre de 1859, Richard C. Carrington y, por separado, R. Hodgson observaron por primera vez una erupción solar. [52] Carrington y Gustav Spörer descubrieron que el Sol exhibe rotación diferencial y que la capa exterior debe ser fluida. [52]
En 1907-08, George Ellery Hale descubrió el ciclo magnético del Sol y la naturaleza magnética de las manchas solares. Hale y sus colegas dedujeron posteriormente las leyes de polaridad de Hale que describían su campo magnético. [52]
La invención del coronógrafo por parte de Bernard Lyot en 1931 permitió estudiar la corona a plena luz del día. [52]
El Sol fue, hasta los años 1990, la única estrella cuya superficie había sido resuelta. [53] Otros logros importantes incluyeron la comprensión de: [54]
A finales del siglo XX, los satélites comenzaron a observar el Sol, lo que proporcionó muchos conocimientos. Por ejemplo, la modulación de la luminosidad solar por regiones magnéticamente activas fue confirmada mediante mediciones satelitales de la irradiancia solar total (TSI) realizadas por el experimento ACRIM1 en la Misión Solar Máxima (lanzada en 1980). [28]
Cada segundo, el Sol quema 620 millones de toneladas de hidrógeno...
