Fenómenos solares

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> EL INTERIOR DEL SOL:

El núcleo del Sol: El núcleo del Sol se considera que se extiende desde el centro hasta alrededor de 0,2-0,25 radio solar. Se trata de la parte más caliente del Sol y del Sistema Solar. Tiene una densidad de hasta 150 g/cm ³ (150 veces la densidad del líquido de agua ) y una temperatura de cerca de 15 millones de grados Kelvin , o aproximadamente 15 millones grados Celsius; por el contrario, la superficie del Sol está cerca de 6000 grados Kelvin. El núcleo está hecho de gas caliente y denso en estado plasmático, a una presión estimada en 265 mil millones bares (26,5 cuatrillones pascales o 3840000000000 psi ). El núcleo, genera el 99% de la energía de fusión del sol.El_interior_solar.svg

Acerca de 3,6 × 10 38 protones (núcleos de hidrógeno) se convierten en núcleos de helio cada segundo, la liberación de masa y energía es la equivalencia masa-energía de 4,3 millones de toneladas por segundo, 380  yottawatts (3,8 × 10 26 vatios), equivalente a 9,1 × 10 10 megatones de TNT por segundo.

El núcleo produce casi todo el calor y energía del Sol a través de la fusión, el resto de la estrella se calienta por la transferencia hacia el exterior de calor desde el núcleo. La energía producida por la fusión en el núcleo, a excepción de una pequeña parte llevada a cabo por los neutrinos, debe viajar a través de muchas capas sucesivas a la fotosfera solar antes de que se escapa en el espacio como la luz solar o la energía cinética de las partículas.

La zona radiativa: La zona de radiación o zona radiativa es una capa del interior de una estrella donde la energía se transporta principalmente hacia el exterior por medio de la difusión de radiación, en vez de por convección.

La energía viaja a través de la zona de radiación en forma de radiación electromagnética en forma de fotones . Dentro del Sol, la zona de radiación se encuentra en la zona intermedia entre el núcleo solar a 0,2 del radio del Sol y el exterior zona de convección a 0.71 del radio solar.

La tacoclina: El tacoclina es la zona de transición del Sol entre el interior radiativo y la zona convectiva externa. En la tacoclina es en la zona donde se generan gran parte de los campos magnéticos solares, causado por la fricción entre las capas radiativa y convectiva del Sol. Estas dos capas friccionan con la tacoclina, ya que rotan en sentido diferente una de la otra. Esta capa intermedia tiene un grosor muy bajo.

La zona convectiva: La zona de convección de una estrella es la zona en que la energía se transporta principalmente por convección. La convección estelar consiste en el movimiento de masas de plasma dentro de la estrella que habitualmente forman una corriente de convección circular con el ascendente de plasma caliente y el descendente de plasma que se enfría.

exterior_Img3Una parcela de gas que se eleva ligeramente se encontrará en un ambiente de presión más bajo que de la que proviene.

Una porción de gas que se eleva ligeramente en la celda convectiva se encontrará en un ambiente de presión más bajo que de donde proviene. Como resultado, la porción de gas se expandira y enfriara. Si la porción de gas ascendente se enfría a una temperatura inferior a su nuevo entorno, de manera que tiene una densidad mayor que el gas circundante, entonces su falta de flotabilidad causará que se hunda de nuevo y se dirija hacia donde vino. Sin embargo, si la temperatura gradiente es lo suficientemente empinada, o si el gas tiene una muy alta capacidad de calor a continuación, la porción de gas ascendente seguirá siendo más cálido y menos denso que su nuevo entorno, incluso después de la ampliación y de enfriamiento. Su flotabilidad causará entonces que continúe aumentando. La región de la estrella en la que esto sucede es la zona de convección.

 

 

 

> EL EXTERIOR DEL SOL:

interior_Img1La fotosfera solar: Esta es la capa que se conoce normalmente como superficie solar. Es la que emite la mayor parte de la luz solar en espectro visible. Su espesor es de unos 300 a 500 km y su densidad aumenta hacia el centro, incrementando de esa manera la opacidad. La temperatura en su límite inferior es de unos 8000 K y en el superior de unos 4500 K.

En el espectro visible, ocurre un fenómeno conocido como oscurecimiento hacia el limbo y consiste en que el disco solar es más brillante en su centro que en los bordes. Cuando miramos hacia el centro del disco solar, la radiación observada proviene de capas internas de la fotosfera y a medida que nos acercamos al limbo, la penetración de las capas va disminuyendo. Por lo tanto, en los extremos sólo pueden verse las capas más altas y frías y por eso se ven más oscuras. En capas más externas hay una inversión de la temperatura y ésta aumenta con la altura. En estas regiones se produce radiación en frecuencias de rayos X, ultravioleta y radio. Al observar el sol en estas frecuencias, hay un abrillantamiento hacia el limbo.

La fotosfera está formada por una masa de gránulos brillantes producidos por la agitación térmica de la capa inferior. Estos granulo tienen un tiempo de vida de entre 5 y 15 minutos. Durante este tiempo irradian energía y se enfrían para hundirse en la fotosfera, volver a calentarse y ascender de nuevo. El tamaño de estos gránulos es de entre 700 y 1000 km. Estos gránulos se pueden agrupar en estructuras supergranulares (formados por cientos de gránulos individuales) cuyo tiempo de vida es de entre 12 y 24 h. En la misma fotosfera solar se producen otros fenómenos como las manchas solares.

La cromosfera solar: La cromosfera es una capa por encima de la fotosfera con un espesor de aproximadamente 16.000 km. No se puede ver en condiciones normales a causa de la débil luz que emite y sólo se evidencia durante los eclipses de Sol, o bien con un instrumento apropiado llamado Coronógrafo.  En esta capa, considerada como la atmósfera baja del Sol, la temperatura pasa de los 4.500 K a los 6.000 K y aumenta con la altura.interior_Img2

La cromosfera no es una capa homogénea, al estudiarse en luz monocromática se observa que está formada por un gran número de “salientes” denominados espículas. Con un espesor de unos 1000 km estas estructuras realizan desplazamientos ascendentes y descendentes a 30 km·s-1. En sus desplazamientos, las espículas, se guían por los campos magnético locales. Su temperatura media oscila entre los 10.000 K y 20.000 K.

También se pueden apreciar unos filamentos de gas de corta duración (10 a 20 minutos), con movimientos horizontales, llamados fibrillas. Tienen una longitud de 10000 km y un espesor de 1000 a 2000 km. Su estructura se rige por la influencia del campo magnético local.

La zona de transición: Después de superar la atmósfera mas baja del Sol nos encontramos con una capa muy especial y bastante desconocida. Se descubrió hace pocos años llamada como zona de transición. Se trata de una zona en la cual la temperatura de la misma energía que desprende el Sol aumenta de forma considerable. La temperatura aumenta a miles de grados de forma repentina para pasar a la siguiente capa, la corona solar.

Su espesor es de poco mas de unos 20 km, suficientes como para aumentar la energía de las partículas que salen desprendidas del Sol.

La corona solar: Es la capa más externa del Sol, ocupa unos cuantos radios solares a pesar de la alta temperatura presenta una emisión muy pobre debido a su baja densidad.interior_Img6

Únicamente es posible observar la corona (al igual que la cromosfera) durante un eclipse solar o mediante un instrumento especial denominado coronógrafo.

La forma de la corona puede ser muy variada, y depende de la actividad solar. Durante un mínimo es relativamente simétrica, y a medida que aumenta la actividad solar las irregularidades se vuelven más pronunciadas.

La corona se encuentra a una temperatura de unos 106 K. Al principio se pensaba que la energía necesaria para mantener estas temperaturas se debía a ondas de choque acústicas o magneto-hidrodinámicas aunque las nuevas hipótesis apuntan a que es debida al calentamiento por corrientes eléctricas inducidas debido a la variabilidad de los campos magnéticos solares.

Para observar la estructura de la corona se ha de observar en rayos X debido a la alta temperatura de esta capa.

La corona es el origen del viento solar. Esto es así ya que el gas que conforma la corona es arrojado periódicamente al espacio formando un flujo constante de partículas (el viento solar).

 

 

 

 

 > FULGURACIONES SOLARES:

~bmpzp0pLas fulguraciones solares o llamaradas son explosiones que se originan en la superficie solar causadas por la liberación de energía magnética producida por los campos magnéticos del Sol.

Las fulguraciones solares son destellos repentinos, principalmente procedentes de manchas solares/regiones activas y cuando se producen liberan una gran cantidad de energía en casi todo el espectro electromagnético. Producen radiación a través del espectro electromagnético en todas las longitudes de onda , desde ondas de radio a rayos gamma , aunque la mayoría de la energía se distribuyen en frecuencias fuera de la gama visual y por esta razón la mayoría de las fulguraciónes no son visibles a simple vista y se tienen que observar con instrumentos especiales.

Las mismas liberaciones de energía pueden producir eyecciones de masa coronal (CME) aunque no siempre es así.

~bmp4aodLos rayos X y la radiación ultravioleta emitidos por las llamaradas solares pueden afectar a la ionosfera terrestre e interrumpir las comunicaciones de radio de largo alcance. Las emisión de radio producidas por las fulguraciones pueden perturbar el funcionamiento de los radares y otros dispositivos que operan en esas frecuencias.

Las llamaradas solares fueron observadas por primera vez en el Sol por Richard Christopher Carrington e independientemente como un abrillantamientos visibles dentro de un grupo de manchas solares. Llamaradas estelares también se han observado en una variedad de otras estrellas.

La frecuencia de aparición de las fulguraciones solares varía desde varios al día cuando el Sol está particularmente “activo” a menos de una cada semana, cuando el Sol está “tranquilo”, siguiendo el ciclo de 11 años (el ciclo solar).

Clasificación de las fulguraciones:

Las fulguraciones solares (explosiones o l~bmpfvdhlamaradas) tienen su propia clasificación. Esta clasificación depende de la cantidad de radiación X que han emitido. Esta clasificación tiene una letra B, C, M y X junto con una numeración con dos decimales. Cuando la numeración alcanza el valor 9.9 pasa a la siguiente letra (exceptuando en la clase X).

Cada letra indica un valor de emisión mayor. Por ejemplo la letra M indica que la fulguración es de menor intensidad de emisión de rayos X que la letra X. El mismo caso sería comparar una M5 en la cual sería menos intensa que una M6.5

El flujo de emisión de fondo de rayos X suele estar en valores B en condiciones tranquilas o cuando el Sol está en el mínimo del ciclo solar y suele estar más cercano a C cuando esté esta en situaciones de mayor inestabilidad o en el periodo del máximo solar.

Cuando se produce una fulguración, el valor de gráfica del flujo de rayos X aumenta de forma espontánea hasta alcanzar el momento flash de la fulguración para luego descender nuevamente a valores normales. El momento flash es como se llama al momento máximo de una fulguración.

Hay dos tipos de fulguraciones, las rápidas y las de larga duración. Las rápidas el ascenso y descenso del flujo de rayos X es muy rápido (en cuestión de minutos) mientras que las de larga duración se emite mayor cantidad de radiación incluso hasta varias horas.

Estas emisiones de rayos X hacen que la ionosfera terrestre tenga alteraciones, provocando que las señales de radio que viajan por esas zonas puedan quedar interrumpidas temporalmente. Como mayor sea la fulguración, el efecto será más agravante. A todo ello una fulguración de categoría X bastante elevada, podría hacer aumentar los niveles de radiación en altitudes altas, como por ejemplo la altitud por donde viajan los vuelos comerciales polares.

Para finalizar, hay que tener en cuenta que una fulguración pequeña puede emitir una CME aunque de menor importancia. No hay que pensar que porque tengamos una fulguración de clase M3, no se haya producido CME posterior.

> GRANULACIÓN Y FACÚLAS

La superficie del Sol (fotosfera) no es lisa, sino que muestra estructuras como si fueran células  o granos de arroz de tamaños variables llamados granulación.

Se trata de un efecto causado por columnas de gases que suben de las capas más inferiores y calientes del Sol hacia la alta atmósfera, tal como lo hacen los movimientos convectivos del agua caliente que hierve en una olla.

Cada gránulo tiene dimensiones aparentes de 500-1.500 km y consiste en una estructura en constante movimiento y, por lo tanto, efímera. Los gránulos pueden observarse bien cuando la transparencia del aire es excelente y son más visibles en el centro del Sol que en el borde.

Los gránulos más comunes suelen tener una duración aproximada de unos 20 minutos.

Las fáculas solares son zonas brillantes que se forman en los cañones situados entre los gránulos solares, células de convección de varios millares de kilómetros de tamaño que se forman y se disipan constantemente cada varios minutos. Son producidas por las concentraciones de líneas de campo magnético. Agrupaciones densas de fáculas aparecen durante la actividad solar, con o sin manchas solares, contribuyendo sensiblemente ambos fenómenos a producir variaciones en la “constante Solar”

 

 

>EYECCIÓN DE MASA CORONAL (CME)

cme_Img2Las eyecciones de masa coronal (CME) son enormes nubes magnéticas expulsadas de la superficie solar y cargadas de partículas y plasma solar. Estas nubes cargadas procedentes del Sol se pueden dirigir hacia cualquier extremo del sistema solar, coincidiendo en varias ocasiones con planetas del sistema solar y la Tierra. Cuando las CMEs alcanzan la Tierra, son los principales responsables de las tormentas geomagnéticas, auroras y otros fenómenos. Las CME se caracterizan como regiones de altas densidades de plasma con estructuras magnéticas incrustadas. Las CMEs provienen de dos fuentes de eventos solares: las erupciones de filamentos/protuberancias y las regiones activas. Cuando las CMEs brotan de las regiones activas, tienden a ser asociadas con las fulguraciones solares. Las CMEs desde una erupción de un filamento magnético tienden a ser más lentas, mientras que las CME procedentes de las regiones activas tienden a ser más rápidas. Las CME más rápidos son las de mayor riesgo siempre que esta sea geoefectiva.

Las CMEs viajan a velocidades variables, desde 400 km/s las más lentas hasta los 2500 km/s en casos de grandes CME’s. Las CMEs más rápidas llegan a la Tierra en tan sólo 17 horas. Las CMEs lentas tardan varios días para recorrer la distancia del Sol a la Tierra (entre 3 a 5 días como máximo). cme_Img3Debido a que las CME tienen un campo magnético incorporado que es más fuerte que el campo de fondo del viento solar, esta nube de partículas se expande a medida que se aleja del Sol. En el momento en que llega una CME a la Tierra, puede ser tan grande como para llenar la mitad del volumen del espacio entre el Sol y la Tierra. Debido a su inmenso tamaño, las CMEs pueden llegar a tardar hasta 24 a 36 horas en pasar por encima de la Tierra. Las CMEs que viajan más rápido que la velocidad la velocidad del sonido del viento solar (superior a 60 km/s, seria parecido al equivalente espacial de la velocidad del sonido de la Tierra) se generará una onda de choque (al igual que un avión que viaja más rápido que la velocidad del sonido genera un estampido sónico). A menudo, el primer signo de una CME golpeando la magnetosfera de la Tierra es la onda de choque.

El tamaño de la CME, velocidad, dirección, y la densidad son importantes cuando se trata de predecir si se trata de un evento importante. Podemos estimar estas propiedades de una CME con un instrumento conocido como coronógrafo, que bloquea la luz solar directa, al igual que en un eclipse solar total, permitiendo que la atmósfera solar (corona) pueda ser observada. Las CMEs aparecen como nubes brillantes de material en movimiento hacia el exterior a través de la atmósfera solar. En la actualidad, el estado de la CME como su fuerza magnética y densidad exacta no puede ser determinada hasta que la nube de partículas pasa por encima de un satélite. La dirección del campo magnético nunca va a ser la misma a lo largo de toda una CME y es típico ver que cambia de dirección cuando ~bmpzmjipasa por encima de la Tierra. Por lo tanto, la mayoría de las CME terminan teniendo las direcciones del campo magnético favorables para generar tormentas geomagnéticas en algún momento de su impacto.

¿Cómo se clasifican?

Las CME’s no se clasifican como las fulguraciones, es decir una CME no tiene la misma clasificación que las fulguraciones.

Las eyecciones de masa coronal se clasifican según su velocidad de expulsión. A la derecha de su pantalla encontrará la clasificación correcta para las CME’s.

 

 

 

 

> FILAMENTOS Y PROTUBERANCIAS SOLARES 

Las protuberancias y los filamentos de plasma, son unos de los fenómenos solares más bellos y espectaculares de contemplar, a la vez que pueden llegar a ser impredecibles y letales.

> ¿Cómo se originan?

En esencia una protuberancia y un filamento magnético de plasma tienen un mismo origen.
En el Sol hay dos clases de filamentos magnéticos, los que provienen del interior de la estrella y se propagan directamente hacia afuera como una línea recta; y aquellos otros filamentos magnéticos que pululan por la superficie entre diferentes alturas y son los encargados de generar las manchas solares cuando se enroscan y liberan energía.
Las líneas de los campos magnéticos “abiertos” que salen directamente hacia afuera, están asociados a los agujeros coronales; mientras que los filamentos que se encuentran entre las capas internas, conducen las regiones activas y cuando sobresalen de la superficie comienzan a atraer el gas circundante.

pfssEn la representación de este modelo, las líneas rojas y verdes pertenecen a los campos magnéticos polares que definen “la polaridad” con la que se encuentra el Sol, cada 11 años se intercambian sus posiciones y gracias a ello sabemos cuando un ciclo solar empieza y otro termina. Las líneas azules por el contrario, muestran las líneas que forman los campos magnéticos que interactúan con la superficie del Sol.

En determinadas circunstancias algunas de estas líneas de los campos magnéticos sobresalen de la superficie solar y son lo suficientemente potentes como para empezar a atraer el gas y formar grandes líneas de plasma que sobrevuelan un área en concreto. Pueden tener diversos tamaños y distancias y permanecer cantidades de tiempo impredecibles en la superficie solar, hasta que en algún momento o bien se van fragmentando y disipando. o bien se desestabilizan del todo estas líneas y se rompen generando enormes Eyecciones de Masa Coronal (CME).

Cuando un grupo de estas “líneas magnéticas” se empiezan a elevar sosteniéndose en el aire, adoptan el aspecto de una “protuberancia “ vista desde lejos. Aparecen en siempre en el limbo del Sol como nubes flameantes en la alta atmósfera y corona inferior, y eso se debe a que al gas que las compone está más frio y se ve mucho más oscuro que cuando se ve en el centro del disco solar. De hecho, los filamentos magnéticos de plasma apenas son distinguibles como finas franjas oscuras en la superficie solar, pero cuando vemos estos mismos filamentos vistos de perfil, el oscuro universo ejerce de contraste y muestra claramente como el gas y el plasma se enroscan y adoptan formas extrañas e inigualables.

> ¿Diferencias entre protuberancias y filamentos?

La diferencia entre un filamento y una protuberancia pues, está “dependiendo desde donde se miren”, y nunca mejor dicho, pues una protuberancia no podrá ser vista nunca en el centro del Sol, por el simple hecho de que aparecerá como un filamento más o menos grande e inestable.

Las protuberancias dan la impresión de estar formadas por materia que es lanzada hacia arriba desde la cromosfera, pero, de hecho, la mayor parte es materia que se condensa de la corona y fluye hacia abajo hacia la cromosfera (las características de las protuberancias o filamentos deben considerarse aplicables a ambos tipos de fenómenos).

1999Las protuberancias pueden dividirse en dos grandes grupos, las quiescentes y las activas. Aunque esta diferencia cubre una amplia variedad de tipos y morfologías, también se han propuesto de vez en cuando otros esquemas de clasificación.
Nosotros desde GAME, utilizamos el modelo que les enseñaremos, que fue propuesto en los años 50 por D.H. Menzel y J.W. Evans, con algunas modificaciones de F.Q. Orrall, y tiene el mérito de dar una impresión visual del aspecto de las distintas clases de protuberancias.

 

> Clasificación de las protuberancias 

Tal y como mencionábamos antes, hay dos tipos de protuberancias: quiescentes y activas.

~ Protuberancias quiescentes = La palabra “quiescente”, significa que algo no se está desplazando o que se mantiene estático, pudiendo tener movimientos internos propios. Es decir, aquellas protuberancias que vemos que se sostienen en el aire y se mantienen durante ciertos períodos de tiempo antes de desaparecer, son las quiescentes. Algunas veces pueden mantenerse estables desde días hasta semanas hasta que tarde o temprano se eyectan o se terminan disipando.
De entre ellas, se distinguen 5 sub-clases:

A) Tipo Hedgerow (arbusto)
B) Tipo llama / cortina
C) Arco completo
D) Irregulares o fragmentadas
E) “Desaparición brusca” o eyección normal del filamento

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~ Protuberancias activas = Este otro tipo de protuberancias, están mucho más asociados a las Eyecciones de Masa Coronal (CME) o las fulguraciones solares que las otras, por lo que son eventos mucho más violentos y rápidos de observar que no las pacíficas y bailarinas protuberancias quiescentes. Este tipo de prominencias solares aparecen y desaparecen moviéndose a enormes velocidades.

De estos impronosticables e impredecibles eventos solares, han provenido algunas de las tormentas solares más severas jamás registradas, por lo que no deben ser tomadas en broma si vemos que están en una zona geoefectiva.
Entre sus clasificaciones están las de tipo:

F) Protuberancia o “prominencia” eruptiva (cuando sale violentament)
G) Ola solar (Como un tsunami inofensivo que recorre el globo)
H) Tipo “Spray”
I ) “Loop” post-fulguración. (Después de grandes fulguraciones se levantan arcos de plasma)

Los fialmentos se colapsan cuando el campo magnético en su cercanía se vuelve inestable. Esto puede suceder, por ejemplo, si nuevas líneas de campos magnéticos comienzan a atravesar la superficie del Sol por debajo del filamento. Cuando eso sucede pueden producirse pequeñas explosiones resultantes que ocurren a menudo lejos de las regiones activas observadas y liberan pequeñas cantidades de rayos-X.
Estas pequeñas liberaciones de energía asociadas a los filamentos oscuros eyectados, es lo que se conoce como “las llamaradas de Hyder”, llamadas así en honor a Charles Hyder, quien publicó estudios de tales eventos en 1967

 

 

 

 

> AGUJERO CORONAL

Un~bmp52qb agujero coronal es un área de la superficie del Sol en el cual abre las líneas del campo magnético en dirección hacia el espacio. Si nos ponemos a comparar una mancha solar se produce porque los campos magnéticos externos salen hacia el exterior y vuelven a la superficie en forma de bucle magnético. En el caso de los agujeros coronales sucede algo diferente, los campos magnéticos salen hacia el exterior pero no vuelven a la superficie solar en forma de bucle magnético, sino que salen hacia el exterior desde la superficie solar y se alejan del Sol hacia los extremos del sistema solar a causa de que se acoplan al viento solar (hay que recordar que el viento solar se acopla al campo magnético del Sol y viajan juntos).

Cuando esto sucede, el viento solar se ve acelerado en cuanta velocidad. Los valores pueden llegar a alcanzar hasta los 600 km/s, todo según varios factores.

Cuando este viento solar acelerado llega a la Tierra (en caso de que sea geoefectivo), puede provocar pequeñas tormentas solares débiles que solo hacen que alterar levemente la magnetosfera terrestre y provocar pequeñas auroras. Los efectos de los agujeros coronales siempre están por debajo de las tormentas solares.

> MANCHAS SOLARES

Las manchas solares son fenómenos temporales que se ubican en la fotosfera del Sol y aparecen en ella visiblemente como puntos oscuros en comparación, a las regiones circundantes. Las manchas solares son causadas por una intensa actividad magnética, y las áreas donde se forman, desciende la temperatura superficial.manchas_Img2

Lo normal es que aparezcan mínimamente dos, enlazadas por los mismos campos magnéticas y cada una tiene su propia polaridad magnética. No obstante las manchas solares cambian de forma y tamaño según evolucionan por la superficie solar y se desplazan por ella.

Aunque la temperatura en las manchas solares es de aproximadamente 3,000-4,500 K (2,700 a 4,200 °C), el contraste con el material que rodea es de manchas_Img3aproximadamente 5.780 K (5500 ºC), deja claramente visible las manchas oscuras. Los campos magnéticos que salen de la superficie solar, enfrían la zona.

Cuando las manchas solares emergen de la superficie solar, pueden tener un tamaño muy reducido (16 km) pero pueden evolucionar a tamaños mas grandes llegando incluso a alcanzar los 160.000 km o desaparecer. Pueden tener tiempos de vida variables, desde horas hasta semanas.

Las manchas solares estan formadas por dos zonas, la umbra (parte oscura mas interior), que es donde los campos magnéticos salen verticalmente hacia manchas_Img1el exterior y la penumbra (zona externa) donde los campos magnéticos salientes van inclinados.

Clasificación de las manchas

Las manchas solares se clasifican según su tamaño, forma y separación. Existe una clasificación estandar llamada Zürich/McIntosh. Esta clasificación formada por tres letras indican la distancia entre la mancha solar principal, tamaño y otros datos de gran interés.

> OTROS FENÓMENOS SOLARES

En el siguiente apartado dedicado a los fenómenos de la superficie solar, trataremos de describir algunos acontecimientos que responden a otro tipo de comportamiento, ya que su predicción puede llegar a ser casi nula y en consecuencia, los vemos tan solo en el momento de producirse.

Algunos de estos eventos pueden no tener ninguna repercusión para nuestro planeta, pero si dejarnos unas imágenes espectaculares, además de ayudarnos a comprender mejor el funcionamiento de nuestra estrella más cercana.

Aquellos fenómenos a los cuales nos referimos son: Tsunamis y Tornados solares, la lluvia de plasma, las espículas, o los huecos coronales.

Las espículas: Descubiertas en 1877 por Angelo Secchi, las espículas, localiotrosfenomenos_Img1zadas casi siempre cerca de las regiones activas, son conductos de gas y plasma solar cargados de materiales sub-atómicos reaccionando entre si a altísimas temperaturas. Estas grandes tuberías, por así decirlo, pueden ser de diversos tamaños, desde 500 hasta 3.000 kilómetros, pero todas tienen en común su corta duración (unos 5 minutos) y la rápida velocidad a las cuales viajan, que suelen ser entre 40.000 y 90.000 kilómetros por hora.

Recientes estudios como los del (IAC) en La Palma, confirmarían que el motivo por el cual aparecen estas espículas, es como resultado de una onda de choque al pasar justo debajo. Al recorrer estos grandes campos de fuerza por capas inferiores a la superficie, ejercen una presión constante de repulsión hacia el exterior, modificando así el panorama constante de la fotosfera, renovándola de material y sosteniendo la temperatura.

Algunas de estas espículas pueden alargarse lo suficiente como para llegar a conectar con la cromosfera en si, en cuyo caso habría que comprobar entonces si pueden tener incidencia en la  velocidad del viento solar, aunque fuera mínima. En cualquier caso, este es uno de esos eventos que no afecta en absoluto a nuestro planeta, pero conviene tener observada su evolución ya que nos da la información más actualizada posible de como están los niveles mas hondos del Sol.  

otrosfenomenos_Img2Lluvia de plasma: Lo que popularmente conocemos como “lluvia de plasma”, es el efecto óptico que produce una pequeña eyección de masa coronal que no es lo suficientemente fuerte como para ser completamente expulsada al cosmos y en consecuencia vuelve a recaer en el Sol.

El motivo principal por el cual esta CME no es tan fuerte, es porque nace en unas regiones activas cargadas con muchos filamentos magnéticos en forma de arco que redistribuyen y enfrían toda la zona de fulguración en sí. Recordamos que no todas las fulguraciones desencadenan en una CME, pero si que se generan bolsas de aire súper caliente que si en su paso hacia el exterior arrastran dichos filamentos magnéticos arqueados, pueden provocar la consiguiente lluvia de plasma.   

Cavidades coronales: Las cavidades coronales son un fenómeno totalmente comprensible y natural, pero que si nos hemos de basar principalmente en la vista para juzgarlo, seguramente conduciremos a error.

En primer lugar, no confundir cavidad con agujero coronal, son dos términos completamente distintos.

En segundo lugar, hay que tener en cuenta que cuanto más nos alejamos de la superficie solar, más aumenta la temperatura, ya que los gases que envuelven al Sol son menos densos y mucho más susceptibles de absorber el calor.

Dentro del comportamiento de la cromosfera (la atmósfera solar), nos encontramos con que a veces una parte de ella está más “fría” que el resto. Lo ponemos entre comillas ya que por lo general suele tener una temperatura más o menos regular y por eso ver este fenómeno es difícil o poco corriente de ver.

Para que un hueco o cavidad coronal aparezca, hay un elemento fundamental e imprescindible que debe haber siempre.
En este caso, un filamento o una protuberancia solar.
Existe un fenómeno físico desconcertante pero real de nuestro astro, y es que el gas de la corona o la atmósfera que lo envuelve, está más caliente que el plasma de la superficie. Cuanto más lejos del Sol, más caliente estará su aire.
Si conocemos el funcionamiento de las protuberancias y/o filamentos solares tal y como se explican en nuestra web, veremos que una de sus peculiaridades es que ascienden desde la superficie llegando a alcanzar enormes altitudes.
Llegado a este punto, hay que entender que cuando una protuberancia solar se alza y se sostiene en el aire durante prolongadas horas o incluso días, poco a poco va interactuando con el gas de la corona. Dicho gas, empieza a atraer y a absorber el plasma del filamento/protuberancia, formando un tubo mezclado de gas y plasma que interconecta la parte alta de la corona con la superficie solar. El gas y el plasma que forman este canal, están ligeramente más fríos que la superficie solar y por eso se ven como canales oscuros. Estos “canales”, reciben el nombre de TORNADOS o BARBAS solares, que es otro de los fenómenos solares de nuestra web.
Así que como verán, para que una cavidad aparezca, es necesario primero una protuberancia, segundo un/unos tornados solares, y luego un tsunami solar.
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Hay que interpretar que el cuerpo más frío, siempre absorbe energía y calor del más caliente; así que la imagen que vemos corresponde al intento del plasma solar tratando de ganar altura y canalizar el aire de la corona. Cuando esta última empieza a sentir la presencia del plasma aferrarse a ella, entonces adquiere la forma de una cavidad que interconecta el gas de la atmósfera con el plasma de la protuberancia.

Hay que imaginar que “el aire” que sale del Sol y “el aire” que envuelve al Sol, están en un equilibrio homogéneo, pero es cuando irrumpe la presencia de una protuberancia estática durante largo tiempo, que entonces se produce un fenómeno físico de descompresión que se asemeja a cuando despegas una ventosa de un cristal.

La forma que adopta este fenómeno, ha sido asociado visualmente al típico “ovni que absorbe energía del Sol”, como muy probablemente quizás les suene haber escuchado o visto alguna vez, pero no es más que un evento explicable y cuya única trascendencia, es que puede forzar al filamento/protuberancia a eyectarse, y no en forma de CME, sino como un tsunami solar. Es como estirar al máximo la cuerda de una guitarra y soltarla de golpe, la sacudida afecta a todo el globo solar emitiendo una gigantesca ola colosal sobre la superficie.

Estos espectaculares fenómenos, son extremadamente difíciles de ver y de apreciar a gran escala, pero si analizásemos minuciosamente cada filamento y cada protuberancia, y cómo se ha movido el gas que la envolvía mientras pasaba, seguramente encontraremos cambios morfológicos con un patrón parecido. Siempre ha sido un misterio el conocer la causa de por qué los filamentos o protuberancias se eyectan formando CME’s, y varios son las investigaciones que sugieren la interacción con la corona como algunas de las causas.
De momento es imposible averiguarlo, pero no por ello dejaremos de disfrutar de esta forma de arte tan plástica y extraordinaria.

 

otrosfenomenos_Img4Tsunamis solares: Los Tsunamis solares son realmente uno de aquellos espectáculos de la naturaleza dignos de observar. No solo por su plasticidad y los efectos visibles que produce, sino porque de la lista de nuestros 5 fenómenos, este es de largo el que más terreno ocupa, el que más energía libera, y el que más afectaciones colaterales tiene en la Tierra.

Si quisiésemos resumir rápida y sencillamente lo que es un tsunami solar, podríamos decir que es una CME que en vez de expulsarse hacia arriba, lo hace hacia los lados. Aunque en seguida veremos que hay mas, ya que este fenómeno se puede considerar una “anomalía” provocada por un efecto interno natural causado por los filamentos magnéticos y las distintas zonas de presión de la superficie.

Solo cuando se conjugan ciertos factores se pueden producir estos tsunamis, por lo tanto, cualquier forma de preverlo o anticiparlo con largos periodos de tiempo, es un fraude.

Las dos preguntas más inminentes que se nos vienen después de leer esta pequeña introducción, serían:

¿Pero realmente que es un tsunami solar y como se produce? ¿Que le ocurren a los filamentos magnéticos internos como para que “puedan” provocar este fenómeno?

El primer y básico ingrediente para que aparezcan es que haya una región activa fulgurando. Cuanto más honda es la franja de dicha región, mayor es la probabilidad de que filamentos magnéticos de distintas capas y con cargas polares opuestas se entrecrucen entre si, mezclándose y rompiendo la estabilidad  de un grupo de manchas solares.

Si como resultado de la re-conexión de filamentos estos  conducen a la explosión inminente, puede darse el caso de que dicha expulsión de plasma no se dé íntegramente a las afueras de la superficie sino en el limbo entre capa y capa.

Cuando esto sucede una gran ola recorre todo el globo a unos 1.000 kilómetros por segundo aproximadamente, a causa de la explosión una parte del propio Sol se deforma achatándose hacia afuera y tras de si genera esa onda, que por otra parte, cuanto más fuerte es la configuración magnética de las zonas que toca, con mayor rapidez y fuerza viaja.

Cabe añadir que gracias a la confirmación de la existencia de estos tsunamis solares, podemos ver al momento una radiografía completa y actualizada de como se comportan los filamentos y campos magnéticos que sostienen el funcionamiento del Sol. Ya que por un momento dado toda la estructura oscila a causa de este fenómeno y queda retratada su morfología, permitiéndonos analizarla para deducir  su comportamiento.

Por último añadir que cuando se produjeron los principales tsunamis solares registrados, el incremento del viento solar y el nivel de protones aumentó aunque tampoco exageradamente, se podría comparar el efecto de un agujero coronal con el de un tsunami si nos basamos en como nos afecta, pueden verse auroras con más facilidad, pequeñas tormentas, etc. Pero en líneas generales no es algo que nos tenga que preocupar demasiado, aunque todo dependerá de su intensidad, claro esta.

otrosfenomenos_Img9Tornados solares: Hay dos tipos de tornados solares, aquellos que están compuestos por plasma y los que son de gas ionizado. Los de plasma son pequeñas protuberancias a escala reducida que tuvieron la suficiente fuerza como para ser eyectadas pero no expulsadas del todo y perduran en la superficie solar girando en forma de hélice por la influencia gravitatoria de los campos que lo rodean.

El otro tipo de tornados, los de gas caliente y no de plasma, son mucho más comunes y diversos.

Tienen la peculiaridad que descienden de la atmósfera a la superficie solar ya que por la diferencia de temperatura se ven atraídos, formando pequeños bucles que aspiran materiales de un entorno a otro y equilibran las temperaturas de las regiones colindantes. Este último tipo de tornados presenta una diversa gama de tamaños y duración, pero tienen unas velocidades en común rondando a los 10.000 kilómetros por hora  

Por añadir un tema de interés a los tornados solares, decir que el sentido común impulsa a pensar que, cuanto más cerca del fuego, mayor es la temperatura, pero en el Sol esto no se cumple. Bien es cierto que su núcleo central alcanza los15.000.000 grados centígrados, temperatura que desciende hasta los  5,500 grados centígrados en la superficie. Ésta sigue bajando hasta los 4,300 grados centígrados en la fotosfera, la capa de la atmósfera solar que limita con la cromosfera. Pero en la cromosfera la situación deja de atenerse al sentido común. Cuando esta empieza a mezclarse con la capa más externa de la atmósfera solar, la corona, la temperatura sube hasta los 100.000 grados centígrados hasta alcanzar 2.000.000 grados en la parte de la corona que se sitúa más lejos del centro del Sol. Esta secuencia de temperaturas ha confundido a la comunidad científica desde hace años, pero ahora los datos que se extraigan de estos tornados magnéticos podrían aportar luz al enigma.

TORMENTAS SOLARES

 

 

 

TORMENTA DE RADIACIÓN

~bmp0upoLas tormentas de radiación solares se producen cuando una fulguración solar acelera las partículas cargadas que ya existen en la atmósfera solar. Las fulguraciones aceleran las partículas cargadas a velocidades muy altas. Las partículas más importantes son protones que puede conseguir ser aceleradas a 1/3 de la velocidad de la luz o 100.000 km/s. A estas velocidades, los protones pueden atravesar los 150 millones de km del sol a la Tierra en tan sólo 30 minutos. Cuando llegan a la Tierra, los protones se mueven rápidamente y penetran la magnetosfera que protege a la Tierra de partículas cargadas de energía más bajas. Una vez dentro de la magnetosfera, las partículas son guiadas por las líneas del campo magnético de forma que penetran en la atmósfera cerca de los polos norte y sur.

Hay dos formas principales en que las tecnología es afectada por el impacto de estos protones. Cuando chocan con los satélites o los seres humanos en el espacio, pueden penetrar profundamente en el objeto y dañar los circuitos electrónicos o el ADN biológico. Cuando los protones chocan con la atmósfera, ionizan los átomos y moléculas, creando así electrones libres. Estos electrones crean una capa cerca de la parte inferior de la ionosfera que puede absorber las comunicaciones de alta frecuencia (HF) procedentes de ondas de radio haciendo que la comunicación de radio sea imposible.

Los protones acelerados son la causa de las tormentas de radiación.

TORMENTA GEOMAGNÉTICA

tormentasgeo_Img2Las tormentas geomagnéticas son perturbaciones del campo magnético de la Tierra y pueden durar desde horas hasta algunos días. Su origen es externo y se producen principalmente por una compresión en la magnetosfera al ser rozada por partículas solares de alta velocidad y/o densidad.

Las tormentas geomagnéticas tienen un carácter global (afecta a toda la Tierra), pero las amplitudes observadas son diferentes en distintos lugares, siendo mayor en las latitudes más altas.

Las frecuencias en las que se producen las tormentas magnéticas está relacionada con el ciclo solar de 11 años aproximadamente, el número de manchas solares permite cuantificar la actividad solar en cada momento.

tormentasgeo_Img1Las tormentas geomagnéticas se miden a través de un índice llamado KP. El índice KP es un índice a nivel planetario obtenido a base de un promedio de diferentes magnetometros terrestres, y que se actualiza cada tres horas. El índice planetario KP refleja las condiciones geomagnéticas, y sus valores van de 0 a 9. Los valores más bajos KP1, KP2 y KP3 muestran valores tranquilos, el valor KP4 muestra una leve perturbación y a partir de ahí tenemos los valores KP5, KP6, KP7, KP8 y KP9, significando en cada grado una tormenta geomagnética mas intensa que la anterior indicado por la letra G. KP5=G1 tormenta geomagnética menor – KP6=G2 tormenta geomagnética moderada – KP7=G3 tormenta geomagnética fuerte – KP8=G4 tormenta geomagnética severa y KP9=G5 tormenta geomagnética extrema. Cada nivel, en su mayor magnitud, indica auroras boreales/australes visibles en latitudes geomagnéticas más bajas (hacia el ecuador). También se activan protocolos considerados para los sistemas de energía en las latitudes afectadas, perdida de comunicaciones en HF para rutas marítimas y aéreas, protocolos de protección e ingeniería para el vuelo de naves espaciales y probable aumento de errores en la navegación por satélite. Estos efectos pueden extenderse incluso al lado nocturno del planeta dependiendo de la magnitud.

En España hay 3 observatorios geomagnéticos, uno está en San Pablo de los Montes (Toledo), otro en Gumar (Tenerife) y otro en Roquetes (Tarragona).

Mayores tormentas geomagnéticas registradas:

  • 1 de septiembre de 1859 – (la que produjo el famoso efecto Carrigton)
  • 18 de septiembre de 1958
  • 11 de febrero de 1959
  • 15 de julio de 1959
  • 12 de noviembre de 1960
  • 13 de julio de 1982
  • 13 de marzo de 1989
  • 14 de julio de 2000 – (Tormenta solar del día de la Bastilla)
  • 29 de octubre de 2003 – (Tormenta solar de Hallowen)
  • 20 de noviembre de 2003
  • 24 de agosto de 2005

 

BLOQUEO DE RADIO

Los apagones de radio se producen cuando las fulguraciones solares crean condiciones ionosféricas que degradan o bloquean las comunicaciones de alta frecuencia (HF) de  radio en la Tierra. Las fulguraciones solares producen cantidades elevadas de rayos ultravioleta (EUV) y rayos X, fotones de extrema energía, suficientes como para ionizar la atmósfera superior de la Tierra. Esta ionización conduce a una degradación temporal en el lado diurno que bloquea las señales de radio que normalmente se reflejan en la ionosfera. La reflexión de las ondas de radio en la ionosfera permite la comunicación de radio de larga distancia sin tener visión entre el transmisor y el receptor.

Prácticamente hablando, un apagón de radio es la ausencia de una capacidad para comunicarse en bandas de HF en la banda de radio de 5 a 35 megahertz. La fulguración solar es la causante de esta interrupción.

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