Erupción solar

Una bengala solar de clase X5.4 que causa la floración, el estrangulamiento vertical y los patrones de difusión para formar en la imagen tomada por el sensor 131 Å (13.1 nm) a bordo del Observatorio de Dinámica Solar el 6 de marzo de 2012

Una llamarada solar es una intensa erupción localizada de radiación electromagnética en la atmósfera del Sol. Las llamaradas ocurren en regiones activas y, a menudo, pero no siempre, van acompañadas de eyecciones de masa coronal, eventos de partículas solares y otros fenómenos solares. La ocurrencia de erupciones solares varía con el ciclo solar de 11 años.

Se cree que las erupciones solares ocurren cuando la energía magnética almacenada en la atmósfera del Sol acelera partículas cargadas en el plasma circundante. Esto da como resultado la emisión de radiación electromagnética a través del espectro electromagnético.

La radiación electromagnética de alta energía de las erupciones solares es absorbida por el lado de la luz del día de la atmósfera superior de la Tierra, en particular la ionosfera, y no llega a la superficie. Esta absorción puede aumentar temporalmente la ionización de la ionosfera, lo que puede interferir con las comunicaciones por radio de onda corta. La predicción de erupciones solares es un área activa de investigación.

Las llamaradas también ocurren en otras estrellas, donde se aplica el término llamarada estelar.

Descripción

Las erupciones solares afectan a todas las capas de la atmósfera solar (fotosfera, cromosfera y corona). El medio de plasma se calienta a decenas de millones de kelvins, mientras que los electrones, protones e iones más pesados se aceleran casi a la velocidad de la luz. Las bengalas producen radiación electromagnética en todo el espectro electromagnético en todas las longitudes de onda, desde ondas de radio hasta rayos gamma. La mayor parte de la energía se distribuye en frecuencias fuera del rango visual; la mayoría de las erupciones no son visibles a simple vista y deben observarse con instrumentos especiales. Las erupciones ocurren en regiones activas, a menudo alrededor de las manchas solares, donde los intensos campos magnéticos penetran en la fotosfera para unir la corona con el interior solar. Las bengalas son alimentadas por la liberación repentina (en escalas de tiempo de minutos a decenas de minutos) de energía magnética almacenada en la corona. Las mismas liberaciones de energía pueden producir eyecciones de masa coronal (CME), aunque la relación entre las CME y las erupciones aún no se comprende bien.

Las erupciones solares ocurren en un espectro de magnitudes de ley de potencia; una liberación de energía de típicamente 10²⁰ julios de energía es suficiente para producir un evento claramente observable, mientras que un evento importante puede emitir hasta 10²⁵ julios.

Los rociadores de bengalas están asociados con las erupciones solares. Implican eyecciones de material más rápidas que las protuberancias eruptivas y alcanzan velocidades de 20 a 2000 kilómetros por segundo.

Frecuencia

La frecuencia de ocurrencia de las erupciones solares varía con el ciclo solar de 11 años. Puede variar desde varios por día durante el máximo solar hasta menos de uno por semana durante el mínimo solar. Además, las bengalas más potentes son menos frecuentes que las más débiles. Por ejemplo, los brotes de clase X10 (graves) ocurren en promedio unas ocho veces por ciclo, mientras que los brotes de clase M1 (menores) ocurren en promedio unas 2000 veces por ciclo.

Erich Rieger descubrió con sus compañeros de trabajo en 1984 un período de aproximadamente 154 días en la ocurrencia de erupciones solares que emiten rayos gamma al menos desde el ciclo solar 19. Desde entonces, el período ha sido confirmado en la mayoría de los datos de heliofísica y el campo magnético interplanetario y es comúnmente conocido como el período de Rieger. Los armónicos de resonancia del período también se han informado de la mayoría de los tipos de datos en la heliosfera.

Duración

La duración de una llamarada solar depende en gran medida de la longitud de onda de la radiación electromagnética utilizada en su cálculo. Esto se debe a que se emiten diferentes longitudes de onda a través de diferentes procesos y a diferentes alturas en la atmósfera del Sol.

Una medida común de la duración de la llamarada es el ancho total a la mitad del tiempo máximo (FWHM) del flujo de rayos X suaves dentro de las bandas de longitud de onda de 0,05 a 0,4 y 0,1 a 0,8 nanómetros (0,5 a 4 y 1 a 8 ångströms) medido por la nave espacial GOES en órbita geosincrónica. El tiempo de FWHM se extiende desde que el flujo de una bengala llega por primera vez a la mitad entre su flujo máximo y el flujo de fondo y cuando vuelve a alcanzar este valor a medida que la bengala decae. Utilizando esta medida, la duración de una llamarada varía desde aproximadamente decenas de segundos hasta varias horas con una duración media de aproximadamente 6 y 11 minutos en las bandas de 0,05 a 0,4 y de 0,1 a 0,8 nanómetros, respectivamente.

Las erupciones solares que duran más de 30 minutos aproximadamente se consideran eventos de larga duración (LDE).

Bucles y arcadas post-erupción

Un arcade post-eruption presente después de una bengala solar de clase X5.7 durante la tormenta solar del Día de la Bastilla.

Después de la erupción de una erupción solar, los bucles posteriores a la erupción compuestos por plasma caliente comienzan a formarse a lo largo de la línea neutra que separa las regiones de polaridad magnética opuesta cerca de la fuente de la erupción. Estos bucles se extienden desde la fotosfera hasta la corona y se forman a lo largo de la línea neutra a distancias cada vez mayores de la fuente a medida que avanza el tiempo. Se cree que la existencia de estos bucles calientes continúa por el calentamiento prolongado presente después de la erupción y durante la etapa de descomposición de la llamarada.

En destellos lo suficientemente potentes, típicamente de clase C o superior, los bucles pueden combinarse para formar una estructura alargada similar a un arco conocida como árcade posterior a la erupción. Estas estructuras pueden durar desde varias horas hasta varios días después del brote inicial. En algunos casos, se pueden formar vacíos de plasma oscuros que viajan hacia el sol conocidos como flujos descendentes supra-arcadas sobre estas arcadas.

Causa

Los destellos ocurren cuando partículas cargadas aceleradas, principalmente electrones, interactúan con el medio de plasma. La evidencia sugiere que el fenómeno de la reconexión magnética conduce a esta aceleración extrema de partículas cargadas. En el Sol, la reconexión magnética puede ocurrir en arcadas solares, una serie de bucles que ocurren muy cerca siguiendo líneas de fuerza magnética. Estas líneas de fuerza se vuelven a conectar rápidamente en una arcada inferior de bucles, dejando una hélice de campo magnético desconectada del resto de la arcada. La repentina liberación de energía en esta reconexión es el origen de la aceleración de las partículas. El campo helicoidal magnético desconectado y el material que contiene pueden expandirse violentamente hacia el exterior formando una eyección de masa coronal. Esto también explica por qué las erupciones solares suelen brotar de las regiones activas del Sol, donde los campos magnéticos son mucho más fuertes.

Aunque existe un acuerdo general sobre la fuente de energía de una bengala, los mecanismos involucrados aún no se comprenden bien. No está claro cómo se transforma la energía magnética en la energía cinética de las partículas, ni se sabe cómo se pueden acelerar algunas partículas hasta el rango de GeV (10⁹ electronvoltios) y más.. También hay algunas inconsistencias con respecto al número total de partículas aceleradas, que a veces parece ser mayor que el número total en el bucle coronal. Los científicos no pueden pronosticar llamaradas.

Clasificación

Clasificación de rayos X blandos

El moderno sistema de clasificación de las erupciones solares utiliza las letras A, B, C, M o X, según el flujo máximo en vatios por metro cuadrado (W/m²) de la X suave -rayos con longitudes de onda de 0,1 a 0,8 nanómetros (1 a 8 ångströms), medidos por la nave espacial GOES en órbita geosincrónica.

La fuerza de un evento dentro de una clase se indica mediante un sufijo numérico que va desde 1 hasta 10, pero excluyendo, que también es el factor para ese evento dentro de la clase. Por lo tanto, una bengala X2 tiene el doble de fuerza que una bengala X1, una bengala X3 es tres veces más poderosa que una X1 y solo un 50% más poderosa que una X2. Una X2 es cuatro veces más potente que una bengala M5. Las llamaradas de clase X con un flujo máximo que excede 10⁻³ W/m² se pueden indicar con un sufijo numérico igual o mayor que 10.

Este sistema se diseñó originalmente en 1970 e incluía solo las letras C, M y X. Estas letras se eligieron para evitar confusiones con otros sistemas de clasificación óptica. Las clases A y B se agregarían más tarde en la década de 1990 a medida que los instrumentos se volvieron más sensibles a las llamaradas más débiles. Casi al mismo tiempo, se comenzó a utilizar el acrónimo moderado para bengalas de clase M y extremo para bengalas de clase X.

Clasificación H-alfa

Una clasificación anterior de llamaradas se basó en observaciones espectrales H-alfa. El esquema utiliza tanto la intensidad como la superficie emisora. La clasificación en intensidad es cualitativa, refiriéndose a los destellos como: débil (f), normal (n) o brillante (b). La superficie emisora se mide en términos de millonésimas del hemisferio y se describe a continuación. (El área total del hemisferio A_H = 15,5 × 10¹² km²).

Una llamarada se clasifica entonces tomando S o un número que representa su tamaño y una letra que representa su máxima intensidad, v.g.: Sn es una llamarada solar normal .

Efectos

Terrestre

Los rayos X y la radiación ultravioleta extrema emitida por las erupciones solares son absorbidos por el lado de la luz del día de la atmósfera de la Tierra y no llegan a la superficie de la Tierra. Por lo tanto, las erupciones solares no representan un peligro directo para los humanos en la Tierra. Sin embargo, esta absorción de radiación electromagnética de alta energía puede aumentar temporalmente la ionización de la atmósfera superior, lo que puede interferir con la comunicación por radio de onda corta y puede calentar y expandir temporalmente la atmósfera exterior de la Tierra. Esta expansión puede aumentar la resistencia de los satélites en órbita terrestre baja, lo que puede conducir a un deterioro orbital con el tiempo.

Apagón de radio

El aumento temporal de la ionización del lado diurno de la atmósfera terrestre, en particular la capa D de la ionosfera, puede interferir con las comunicaciones de radio de onda corta que dependen de su nivel de ionización para la propagación de la onda ionosférica. Skywave, u skip, se refiere a la propagación de ondas de radio reflejadas o refractadas fuera de la ionosfera ionizada. Cuando la ionización es más alta de lo normal, las ondas de radio se degradan o se absorben por completo al perder energía debido a las colisiones más frecuentes con los electrones libres.

El nivel de ionización de la atmósfera se correlaciona con la fuerza de la erupción solar asociada en la radiación de rayos X suaves. La NOAA clasifica los apagones de radio por la intensidad máxima de rayos X suaves de la llamarada asociada.

Ganchillo magnético

La mayor ionización de las capas D y E de la ionosfera provocada por las grandes erupciones solares aumenta la conductividad eléctrica de estas capas, lo que permite el flujo de corrientes eléctricas. Estas corrientes ionosféricas inducen un campo magnético que puede medirse con magnetómetros terrestres. Este fenómeno se conoce como ganchillo magnético o efecto de llamarada solar (SFE). El nombre anterior se deriva de su apariencia en los magnetómetros que se asemeja a un ganchillo. Estas perturbaciones son relativamente menores en comparación con las inducidas por las tormentas geomagnéticas.

En el espacio

Para los astronautas en el espacio, la dosis de radiación esperada de la radiación electromagnética emitida durante una erupción solar es de aproximadamente 0,05 gray, que no es inmediatamente letal por sí sola. Mucho más preocupante para los astronautas es la radiación de partículas asociada con los eventos de partículas solares.

Observaciones

Las bengalas producen radiación en todo el espectro electromagnético, aunque con diferente intensidad. No son muy intensos en luz visible, pero pueden ser muy brillantes en líneas espectrales particulares. Normalmente producen bremsstrahlung en rayos X y radiación de sincrotrón en radio.

Historia

Observaciones ópticas

El boceto de Richard Carrington de la primera bengala solar grabada (A y B marcan los primeros puntos brillantes que se trasladaron durante cinco minutos a C y D antes de desaparecer)

Las erupciones solares fueron observadas por primera vez por Richard Carrington y Richard Hodgson de forma independiente el 1 de septiembre de 1859 al proyectar la imagen del disco solar producida por un telescopio óptico a través de un filtro de banda ancha. Fue un destello de luz blanca extraordinariamente intenso, un destello que emitía una gran cantidad de luz en el espectro visual.

Dado que las erupciones producen grandes cantidades de radiación en H-alfa, agregar un filtro de banda de paso estrecho (≈1 Å) centrado en esta longitud de onda al telescopio óptico permite la observación de erupciones no muy brillantes con telescopios pequeños. Durante años, Hα fue la principal, si no la única, fuente de información sobre las erupciones solares. También se utilizan otros filtros de banda de paso.

Observaciones de radio

Durante la Segunda Guerra Mundial, el 25 y 26 de febrero de 1942, los operadores de radar británicos observaron una radiación que Stanley Hey interpretó como emisión solar. Su descubrimiento no se hizo público hasta el final del conflicto. El mismo año, Southworth también observó el Sol por radio, pero al igual que con Hey, sus observaciones solo se conocieron después de 1945. En 1943, Grote Reber fue el primero en informar observaciones radioastronómicas del Sol a 160 MHz. El rápido desarrollo de la radioastronomía reveló nuevas peculiaridades de la actividad solar como tormentas y estallidos relacionados con las erupciones. Hoy en día, los radiotelescopios terrestres observan el Sol desde c. 15 MHz hasta 400 GHz.

Telescopios espaciales

Debido a que la atmósfera de la Tierra absorbe gran parte de la radiación electromagnética emitida por el Sol con longitudes de onda inferiores a 300 nm, los telescopios espaciales permitieron la observación de erupciones solares en líneas espectrales de alta energía no observadas anteriormente. Desde la década de 1970, la serie de satélites GOES ha estado observando continuamente el Sol en rayos X suaves, y sus observaciones se han convertido en la medida estándar de las erupciones, disminuyendo la importancia de la clasificación H-alfa. Además, los telescopios espaciales permiten la observación de longitudes de onda extremadamente largas, de unos pocos kilómetros, que no pueden propagarse a través de la ionosfera.

Ejemplos de grandes erupciones solares

Clima espacial: marzo de 2012.

Se cree que la llamarada más poderosa jamás observada es la asociada con el Evento Carrington de 1859. Si bien no se realizaron mediciones de rayos X suaves en ese momento, el croché magnético asociado con la llamarada fue registrado por magnetómetros terrestres que permitieron estimar la fuerza de la llamarada después del evento. Utilizando estas lecturas del magnetómetro, se ha estimado que su clase de rayos X blandos es mayor que X10. También se ha estimado que la clase de rayos X blandos de la llamarada es de alrededor de X50.

En tiempos modernos, la erupción solar más grande medida con instrumentos ocurrió el 4 de noviembre de 2003. Este evento saturó los detectores del GOES, por lo que su clasificación es solo aproximada. Inicialmente, extrapolando la curva GOES, se estimó en X28. Un análisis posterior de los efectos ionosféricos sugirió aumentar esta estimación a X45. Este evento produjo la primera evidencia clara de un nuevo componente espectral por encima de 100 GHz.

Otras grandes llamaradas solares también ocurrieron el 2 de abril de 2001 (X20+), 28 de octubre de 2003 (X17.2+ y 10), 7 de septiembre de 2005 (X17), 9 de agosto de 2011 (X6.9), 7 de marzo de 2012 (X5.4) y 6 de septiembre de 2017 (X9.3).

Predicción

Los métodos actuales de predicción de llamaradas son problemáticos y no hay indicios seguros de que una región activa del Sol produzca una llamarada. Sin embargo, muchas propiedades de las manchas solares y las regiones activas se correlacionan con las llamaradas. Por ejemplo, las regiones magnéticamente complejas (basadas en el campo magnético de la línea de visión) llamadas puntos delta producen las erupciones más grandes. Un esquema simple de clasificación de manchas solares debido a McIntosh, o relacionado con la complejidad fractal, se usa comúnmente como punto de partida para la predicción de llamaradas. Las predicciones generalmente se expresan en términos de probabilidades de ocurrencia de erupciones por encima de la clase M o X dentro de las 24 o 48 horas. La Administración Nacional Oceánica y Atmosférica de los Estados Unidos (NOAA) emite pronósticos de este tipo. MAG4 fue desarrollado en la Universidad de Alabama en Huntsville con el apoyo de Space Radiation Grupo de análisis en el Centro de vuelo espacial Johnson (NASA/SRAG) para pronosticar bengalas de clase M y X, CME, rápido CME y eventos de partículas energéticas solares. El Instituto de Investigación Medioambiental Espacio-Tierra (ISEE) de la Universidad de Nagoya propuso un método basado en la física que puede predecir grandes erupciones solares inminentes.

En la cultura popular

Una llamarada solar ha sido el principal argumento de las historias de ciencia ficción:

• Flare, una novela de 1992 de Roger Zelazny y Thomas Thurston Thomas
• Luna inconstant, a 1996 Límites externos episodio en Showtime por el escritor Larry Niven y protagonizada por Michael Gross y Joanna Gleason
• Tamizhuku En Ondrai Azhuthavum, una película tamil 2015 dirigida por Ramprakash Rayappa y protagonizada por Nakul
• Cada pequeño Thing, el estreno de la temporada dos de la serie 2019 AppleTV+ para toda la humanidad creada por Ronald D. Moore, Matt Wolpert y Ben Nedivi
• Finch, una película de 2021 AppleTV+ dirigida por Miguel Sapochnik y protagonizada por Tom Hanks
• Stowaway, una película emocionante de ficción científica de 2021 por Joe Penna y Ryan Morrison
• COBRA, una serie de televisión británica 2020 en la que una gran llama golpea Europa, dañando la red eléctrica y los sistemas de navegación del Reino Unido, protagonizando Robert Carlyle y Victoria Hamilton

También son un escenario popular del día del juicio final en las películas de desastres, donde sus efectos en la Tierra a menudo se exageran mucho.