FLUJOS DE MATERIA SOLAR: ¿QUE INTENSIDAD TIENEN?

De Andrea Macchiarini

Nociones y consideraciones científicas.

En este artículo se mencionarán brevemente los distintos tipos de emisiones de energía, digamos "más lentas", aquellas en las que se produce una transferencia de materia sólida. Aunque con palabras y conceptos ante todo simplificados y también limitados al conocimiento científico terrestre actual (los descubrimientos en el sector espacial están en constante evolución), entender lo que nos llega de nuestra estrella es importante para luego comprender qué puede pasar realmente con nuestra tecnología. sociedad y (en mi opinión personal) en frágil equilibrio.

EL VIENTO SOLAR

El viento solar es un flujo de partículas cargadas emitidas desde la atmósfera superior del Sol: se genera por la expansión continua de la corona solar en el espacio interplanetario. Este flujo está compuesto principalmente por un 95% de electrones y protones (en proporciones casi iguales) y un 5% de partículas alfa (núcleos de átomos de helio), con trazas de núcleos de elementos más pesados.
El viento solar muestra temperaturas y velocidades que varían en el tiempo y con tendencias ligadas al ciclo de once años de actividad solar. Estas partículas escapan de la gravedad del Sol debido a las altas energías cinéticas involucradas y a la alta temperatura de la corona solar que las acelera transfiriéndoles más energía.

Se trata de un plasma muy fino, cuya velocidad varía de 200 km por segundo a 900 km por segundo, mientras que su densidad varía desde unas pocas unidades hasta decenas de partículas por centímetro cúbico.
Mediante este tipo de emisión se ha calculado que cada segundo nuestra estrella pierde una cantidad de materia igual a 1.370.000.000 kg; sin embargo, se trata de una pérdida insignificante, ya que en un año terrestre esta pérdida de masa corresponde a 0,000 000 000 002 18 veces su masa total. vento solare

El plasma del viento solar transporta consigo el campo magnético del Sol por todo el espacio interplanetario hasta una distancia de unas 160 UA (Unidades Astronómicas, la distancia media entre la Tierra y el Sol). Como ya hemos comentado en artículos anteriores, el flujo continuo de viento solar en el espacio da lugar a la heliosfera, esa región que rodea al Sol en la que la densidad del flujo de partículas emitidas por nuestra estrella es mayor que la de la materia interestelar circundante. ; esto es como si fuera un escudo contra la radiación cósmica.

La interacción del viento solar con el campo magnético terrestre, gracias también a las variaciones en el tiempo de su presión dinámica, de la intensidad y de la orientación de su campo magnético, a veces perturba dramáticamente el campo magnético terrestre (la magnetosfera).
Estas perturbaciones, junto con los efectos de otras perturbaciones procedentes del Sol, están siendo estudiadas por una disciplina emergente, la llamada "meteorología espacial". Entre estos efectos se encuentran, además de los conocidos fenómenos llamados auroras boreales y australes, los daños a las sondas espaciales y satélites artificiales.
vento solare1
Representación artística pero real de la interacción entre el viento solar y el campo magnético de la Tierra. Se nota claramente la deformación de la magnetosfera de nuestro planeta causada por la presión constante del flujo de partículas y la onda de choque magnética estacionaria.
(Créditos de la imagen: ESA/AOES Medialab)

MANCHAS SOLARES. UNA MANCHA SOLAR ES UNA REGIÓN DE LA SUPERFICIE DEL SOL (LA FOTOSFERA) QUE SE DISTINTA DEL MEDIO AMBIENTE POR UNA TEMPERATURA MÁS BAJA Y UNA FUERTE ACTIVIDAD MAGNÉTICA. AUNQUE EN REALIDAD LAS MANCHAS SOLARES SON EXTREMADAMENTE BRILLANTES, EL CONTRASTE DEBIDO A LA DIFERENCIA DE EMISIVIDAD ENERGÉTICA EN COMPARACIÓN CON LAS REGIONES ALREDEDORES LAS HACE CLARAMENTE VISIBLES COMO MANCHAS OSCURAS. TAMBIÉN SE HAN OBSERVADO NUMEROSAS MANCHAS SIMILARES EN ESTRELLAS DISTINTAS DEL SOL, Y SE LE DA EL NOMBRE MÁS GENERAL DE MANCHAS ESTRELLAS.

Aunque todavía se están investigando los detalles de la formación de las manchas solares, está bastante claro que son la contraparte visible de las líneas de flujo magnético en la zona convectiva del Sol, que son "enrolladas" por la rotación diferencial de la estrella.

Las líneas del campo magnético deberían repelerse entre sí, lo que provocaría que las manchas solares se dispersaran rápidamente, pero la vida media de una mancha solar es de sólo dos semanas, lo cual es demasiado corto. Observaciones recientes realizadas por la nave espacial SOHO, utilizando ondas sonoras que viajan en la fotosfera solar para formar una imagen del interior del Sol, han demostrado que debajo de cada mancha solar hay poderosas corrientes de material dirigidas hacia el interior del Sol, formando los vórtices que concentran la líneas de campo magnético. Como resultado, las manchas son tormentas autosostenidas, similares en algunos aspectos a los huracanes terrestres.
La superficie de nuestra estrella (la fotosfera) gira alrededor de su eje a diferentes velocidades, no siendo de consistencia sólida sino de energía pura: en el ecuador un período de rotación completo es de unos 25 días terrestres, mientras que en los polos es de al menos 38 días terrestres. días aproximadamente. Esto significa que, en la banda del ecuador estelar, una mancha solar o un grupo de ellas puede aparecer desde el horizonte oriental hasta su centro en tan solo 6 días terrestres.
Enlace vídeo: https://youtu.be/nNng0KrNUuI
vento solare2
Una región activa en el Sol, un área de campos magnéticos intensos y complejos, marcada visualmente por manchas solares, crece con bastante rapidez en este video capturado por el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA entre el 5 y el 11 de julio de 2017. Estas áreas son más oscuras que en la superficie. del Sol parecen pequeñas, pero el tamaño es relativo: el núcleo oscuro de esta mancha solar es en realidad más grande que la Tierra (créditos: NASA SDO).
Los investigadores miden la actividad solar en función del número de manchas solares que aparecen de forma cíclica y más o menos intensa en la superficie solar. Cuando la superficie solar muestra una gran cantidad de manchas, el Sol está experimentando una fase de mayor actividad y emite más energía al espacio circundante. El número medio de manchas solares presentes en el Sol no es constante, sino que varía entre periodos mínimo y máximo.
El ciclo solar es el período, de una duración media de 11 años terrestres, que transcurre entre un período de mínima (o máxima) actividad solar y el siguiente. La duración del período no es estrictamente regular, sino que puede variar entre 10 y 12 años.

LLAMARADAS Y eyecciones de masa coronal:
LAS VIOLENTAS EMISIONES DE ENERGÍA Y MATERIA DE LA SUPERFICIE SOLAR

Una eyección de masa coronal (CME) es una expulsión significativa de material de la corona solar al espacio interestelar. Correspondiente a un período de máximo solar, nuestra estrella produce en promedio tres eyecciones de masa coronal por día, mientras que durante los períodos de mínimo solar hay un promedio de una CME cada cinco días.
Se definen como "violentos" porque grandes cantidades de plasma solar son expulsadas al espacio en pocos minutos y muchas veces se originan por una inestabilidad magnética localizada por la presencia de manchas solares o grupos de ellas.
Las CME suelen estar asociadas con erupciones solares (Solar Flares), es decir, intensas emisiones de radiación electromagnética o alguna otra forma de intensa actividad solar (aunque aún no se ha establecido una relación clara entre estos eventos).

Al darse cuenta de cuánto puede variar su potencia, las erupciones solares se clasifican en cinco clases de potencia dependiendo de su brillo de rayos X, medido en la Tierra en vatios por metro cuadrado.
En orden ascendente de poder son A, B, C, M y X. Cada clase es diez veces más poderosa que la anterior, siendo la más poderosa (1 a 9).
Enlace vídeo: https://youtu.be/oxkFk7_EDVg
vento solare 3
(Puede seleccionar subtítulos en inglés para este video) El 18 de julio de 2012, se generó una pequeña explosión de luz desde el extremo inferior derecho del Sol. Estas llamaradas suelen ir acompañadas de una erupción asociada de material solar, pero en este caso no . Ocho horas más tarde, el 19 de julio, la misma región volvió a estallar. Esta vez, la conexión de la cadena de flujo magnético con el Sol se cortó y los campos magnéticos escaparon al espacio, llevándose consigo miles de millones de toneladas de material solar: una clásica erupción solar. Este video muestra completamente qué son una llamarada solar y una eyección de masa coronal (CME) (créditos: Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA)
En las CME el material expulsado, en forma de plasma, al igual que el viento solar, está compuesto principalmente por electrones y protones (además de pequeñas cantidades de elementos más pesados como helio, oxígeno y hierro) y es arrastrado por el campo magnético. de la corona del Sol.

Cuando esta nube de partículas altamente energéticas llega a la Tierra, puede perturbar nuestra magnetosfera comprimiéndola en la región iluminada por el Sol y expandiéndola en la región no iluminada.
En esta fase se generan miles de millones de vatios de potencia dirigidos hacia la atmósfera superior de la Tierra, que provocan auroras polares especialmente intensas (también llamadas auroras boreales en el hemisferio norte y auroras australes en el hemisferio sur).

Las eyecciones de masa coronal junto con las llamaradas pueden bloquear las transmisiones de radio, provocar cortes de energía, dañar satélites y líneas de transmisión eléctrica. La tormenta solar más grande se midió con un instrumento ubicado en Kew Gardens y coincidió con la primera observación de una llamarada sin instrumentos modernos en 1859 por Richard Christopher Carrington.

Por ello se le denominó "evento Carrington" y será analizado en profundidad más adelante.

Enlace a la página del vídeo: https://twitter.com/JAL495588/status/1755340385071575307

Pulsando en el enlace de arriba podréis ver un vídeo donde se muestra con extraordinario detalle el nacimiento y expulsión de una erupción de masa coronal, originada a partir de una mancha solar. Son imágenes del 6 de febrero de 2024 y fueron obtenidas vía el satélite SDO, en varias longitudes de onda ultravioleta. Vídeo luego montado por Jorge Álvarez. (créditos: NASA, SDO, Jorge Álvarez)

Crónicas de las arcas 2024

FLUJOS DE MATERIA SOLAR: ¿QUE INTENSIDAD TIENEN?