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 protuberancias están ancladas a la superficie del Sol en la fotosfera, mucho más brillante , y se extienden hacia afuera, hacia la corona solar . Mientras que la corona está formada por plasma extremadamente caliente, las protuberancias contienen plasma mucho más frío, similar en composición al de la cromosfera .
Las protuberancias 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 prominencia es un objetivo continuo de la investigación científica.
Una prominencia típica se extiende a lo largo de muchos miles de kilómetros; el más grande registrado se estimó en más de 800.000 km (500.000 millas) de largo, [2] aproximadamente un radio solar .
La primera descripción detallada de una prominencia solar se produjo en el Códice Laurenciano del siglo XIV , que describe el eclipse solar del 1 de mayo de 1185 . Fueron descritos 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 derivar 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 pudieron detectar por primera vez la presencia de líneas de emisión procedentes de protuberancias. La detección de una línea de hidrógeno confirmó que las prominencias eran de naturaleza gaseosa. Pierre Janssen también pudo detectar una línea de emisión correspondiente a un elemento entonces desconocido y ahora conocido como helio . Al día siguiente, Janssen confirmó sus mediciones registrando las líneas de emisión del Sol, ahora libre de obstáculos, una tarea que nunca antes se había hecho. Utilizando sus nuevas técnicas, los astrónomos pudieron estudiar las prominencias a diario. [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 en día, 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 frías. [8]
Actualmente se utilizan varios esquemas diferentes de clasificación de prominencias. Uno de los esquemas básicos y más utilizados clasifica las prominencias en función del entorno magnético en el que se formaron. Hay tres clases:
La región activa y las prominencias inactivas también se pueden diferenciar por sus espectros emitidos . El espectro de las prominencias de la región activa es idéntico al de la cromosfera superior, que tiene líneas fuertes de He II pero líneas de metal ionizado muy débiles. Por otro lado, el espectro de las prominencias inactivas es idéntico a los espectros medidos a 1.500 km (930 millas) en la cromosfera con líneas fuertes de H, He I y metales ionizados, pero líneas débiles de He II. [13]
Las protuberancias 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, encima de las divisiones entre regiones de polaridad magnética fotosférica opuesta conocidas como líneas de inversión de polaridad (PIL). [b] La presencia de un canal de filamento es una condición necesaria para la formación de una prominencia, pero un canal de filamento puede existir sin contener una prominencia. Se pueden formar y hacer erupción múltiples prominencias dentro de un canal de filamento durante la vida útil del canal. El campo magnético que forma el canal del filamento es predominantemente horizontal y apunta en la misma dirección en ambos lados del PIL (ver § Quiralidad). [14] [15] [16]
El material de 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 conocido como espina. La columna vertebral 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 de manera similar divergen desde la columna hacia la cromosfera y la fotosfera. Las espinas y las púas están compuestas de finos hilos que trazan el campo magnético de forma similar a las fibrillas cromosféricas . [15]
El material frío de la prominencia que forma las espinas y las púas (el núcleo de la prominencia) está rodeado por una región de transición prominencia-corona ( PCTR ), donde hay un gradiente de temperatura pronunciado. El PCTR es responsable de la mayor parte de la emisión óptica de prominencias. [7]
Por encima de los canales de filamentos se encuentran arcadas magnéticas generales que pueden extenderse de 50.000 a 70.000 km (31.000 a 43.000 millas) dentro de la corona. Por encima de estas arcadas, el campo magnético coronal cerrado puede extenderse radialmente hacia afuera, formando lo que se conoce como serpentina de casco . [17] Estas serpentinas pueden alcanzar un radio solar o más por encima de la superficie del Sol. [7]
Los canales de filamentos y su prominencia, si están presentes, exhiben quiralidad . Cuando se observa desde el lado del canal del filamento 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 queden 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 se dirigen hacia la derecha, mientras que los canales sinistrales tienen fibrillas que fluyen hacia la izquierda y púas que se dirigen hacia la izquierda. Además, las arcadas magnéticas superpuestas de los canales dextrales están sesgadas hacia la izquierda y las de los canales sinistrales están sesgadas hacia la derecha. [7]
Actualmente se desconoce el mecanismo exacto que conduce a la formación de prominencias solares. 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 conforma el núcleo de prominencia. [7]
Algunas prominencias son expulsadas del Sol en lo que se conoce como 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 prominentes están asociadas con una eyección de material coronal hacia el viento solar conocida como eyección de masa coronal . [18]
Medios relacionados con prominencias en Wikimedia Commons
