La atmósfera del Sol está dominada por un maravilloso ritmo de flujo y reflujo de actividad. Las manchas solares, las más grandes de las cuales son visibles incluso sin un telescopio, son áreas de campos magnéticos extremadamente fuertes en la superficie de una estrella. Una mancha madura típica es blanca y en forma de margarita. Consiste en un núcleo central oscuro llamado umbra, que es un bucle de flujo magnético que se extiende verticalmente desde abajo, y un anillo más claro de fibras a su alrededor, llamado penumbra, en el que el campo magnético se extiende hacia afuera horizontalmente.
Manchas solares
A principios del siglo XX. George Ellery Hale, utilizando su nuevo telescopio para observar la actividad solar en tiempo real, descubrió que el espectro de las manchas solares es similar al de las frías estrellas rojas de tipo M. Por lo tanto, mostró que la sombra parece oscura porque su temperatura es de solo unos 3000 K, mucho menor que la temperatura ambiente de 5800 K.fotosfera. La presión magnética y de gas en el lugar debe equilibrar la presión circundante. Debe enfriarse para que la presión interna del gas sea significativamente más baja que la externa. En las zonas "frías" se encuentran los procesos intensivos. Las manchas solares se enfrían por la supresión de la convección, que transfiere calor desde abajo, por un campo fuerte. Por ello, el límite inferior de su tamaño es de 500 km. Los puntos más pequeños se calientan rápidamente por la radiación ambiental y se destruyen.
A pesar de la f alta de convección, hay mucho movimiento organizado en los parches, principalmente en sombra parcial donde las líneas horizontales del campo lo permiten. Un ejemplo de tal movimiento es el efecto Evershed. Se trata de un flujo con una velocidad de 1 km/s en la mitad exterior de la penumbra, que se extiende más allá de sus límites en forma de objetos en movimiento. Estos últimos son elementos del campo magnético que fluyen hacia afuera sobre la región que rodea el punto. En la cromosfera por encima de ella, el flujo Evershed inverso aparece como espirales. La mitad interior de la penumbra se mueve hacia la sombra.
Las manchas solares también fluctúan. Cuando un parche de la fotosfera conocido como "puente de luz" cruza la sombra, hay un flujo horizontal rápido. Aunque el campo de sombra es demasiado fuerte para permitir el movimiento, hay oscilaciones rápidas con un período de 150 s en la cromosfera justo arriba. Por encima de la penumbra hay los llamados. ondas viajeras que se propagan radialmente hacia afuera con un período de 300 s.
Número de manchas solares
La actividad solar pasa sistemáticamente por toda la superficie de la estrella entre 40°latitud, lo que indica la naturaleza global de este fenómeno. A pesar de las importantes fluctuaciones del ciclo, en general es impresionantemente regular, como lo demuestra el orden bien establecido en las posiciones numéricas y latitudinales de las manchas solares.
Al comienzo del período, el número de grupos y sus tamaños aumentan rápidamente hasta que después de 2 o 3 años se alcanza el número máximo y, después de otro año, el área máxima. El tiempo de vida promedio de un grupo es de aproximadamente una rotación del Sol, pero un grupo pequeño solo puede durar 1 día. Los grupos de manchas solares más grandes y las erupciones más grandes generalmente ocurren 2 o 3 años después de que se alcanza el límite de manchas solares.
Puede tener hasta 10 grupos y 300 lugares, y un grupo puede tener hasta 200. El curso del ciclo puede ser irregular. Incluso cerca del máximo, el número de manchas solares puede disminuir significativamente temporalmente.
ciclo de 11 años
El número de manchas solares vuelve a un mínimo aproximadamente cada 11 años. En este momento, hay varias formaciones pequeñas similares en el Sol, generalmente en latitudes bajas, y pueden estar completamente ausentes durante meses. Nuevas manchas solares comienzan a aparecer en latitudes más altas, entre 25° y 40°, con polaridad opuesta al ciclo anterior.
Al mismo tiempo, pueden existir lugares nuevos en latitudes altas y lugares antiguos en latitudes bajas. Las primeras manchas del nuevo ciclo son pequeñas y viven solo unos pocos días. Dado que el período de rotación es de 27 días (más largo en latitudes más altas), por lo general no regresan y los más nuevos están más cerca del ecuador.
Para ciclo de 11 añosla configuración de la polaridad magnética de los grupos de manchas solares es la misma en un hemisferio dado y en dirección opuesta en el otro hemisferio. Cambia en el próximo período. Así, las nuevas manchas solares en latitudes altas del hemisferio norte pueden tener una polaridad positiva y luego una polaridad negativa, y los grupos del ciclo anterior en latitudes bajas tendrán la orientación opuesta.
Gradualmente, las manchas viejas desaparecen y aparecen nuevas en grandes cantidades y tamaños en latitudes más bajas. Su distribución tiene forma de mariposa.
Ciclo completo
Debido a que la configuración de la polaridad magnética de los grupos de manchas solares cambia cada 11 años, vuelve al mismo valor cada 22 años, y este período se considera el período de un ciclo magnético completo. Al comienzo de cada período, el campo total del Sol, determinado por el campo dominante en el polo, tiene la misma polaridad que las manchas del anterior. A medida que se rompen las regiones activas, el flujo magnético se divide en secciones con signo positivo y negativo. Después de que aparecen y desaparecen muchas manchas en una misma zona, se forman grandes regiones unipolares con un signo u otro, que se desplazan hacia el polo solar correspondiente. Durante cada mínimo en los polos, domina el flujo de la siguiente polaridad en ese hemisferio, y este es el campo visto desde la Tierra.
Pero si todos los campos magnéticos están equilibrados, ¿cómo se dividen en grandes regiones unipolares que gobiernan el campo polar? Esta pregunta no ha sido respondida. Los campos que se acercan a los polos giran más lentamente que las manchas solares en la región ecuatorial. Eventualmente, los campos débiles alcanzan el polo e invierten el campo dominante. Esto invierte la polaridad que deberían tomar los lugares principales de los nuevos grupos, continuando así el ciclo de 22 años.
Evidencia histórica
Aunque el ciclo de la actividad solar ha sido bastante regular durante varios siglos, ha habido variaciones significativas en él. En 1955-1970 hubo muchas más manchas solares en el hemisferio norte y en 1990 dominaron en el sur. Los dos ciclos, que alcanzaron su punto máximo en 1946 y 1957, fueron los más grandes de la historia.
El astrónomo inglés W alter Maunder encontró evidencia de un período de baja actividad magnética solar, lo que indica que se observaron muy pocas manchas solares entre 1645 y 1715. Aunque este fenómeno se descubrió por primera vez alrededor de 1600, se registraron pocos avistamientos durante este período. Este período se denomina mínimo del montículo.
Observadores experimentados reportaron la aparición de un nuevo grupo de manchas como un gran evento, notando que no las habían visto por muchos años. Después de 1715 este fenómeno volvió. Coincidió con el período más frío de Europa desde 1500 hasta 1850. Sin embargo, la conexión entre estos fenómenos no ha sido probada.
Hay alguna evidencia de otros períodos similares en intervalos de aproximadamente 500 años. Cuando la actividad solar es alta, los fuertes campos magnéticos generados por el viento solar bloquean los rayos cósmicos galácticos de alta energía que se acercan a la Tierra, lo que resulta en menosla formación de carbono-14. La medición de 14С en los anillos de los árboles confirma la baja actividad del sol. El ciclo de 11 años no se descubrió hasta la década de 1840, por lo que las observaciones anteriores a ese momento eran irregulares.
Áreas efímeras
Además de las manchas solares, hay muchos dipolos diminutos llamados regiones activas efímeras que existen en promedio menos de un día y se encuentran en todo el Sol. Su número alcanza los 600 por día. Aunque las regiones efímeras son pequeñas, pueden constituir una parte significativa del flujo magnético del sol. Pero dado que son neutrales y bastante pequeños, probablemente no desempeñen un papel en la evolución del ciclo y el modelo de campo global.
Prominencias
Este es uno de los fenómenos más hermosos que se pueden observar durante la actividad solar. Son similares a las nubes en la atmósfera de la Tierra, pero están sustentadas por campos magnéticos en lugar de flujos de calor.
El plasma de iones y electrones que forman la atmósfera solar no puede cruzar las líneas de campo horizontales, a pesar de la fuerza de la gravedad. Las prominencias ocurren en los límites entre polaridades opuestas, donde las líneas de campo cambian de dirección. Por lo tanto, son indicadores fiables de transiciones de campo abruptas.
Al igual que en la cromosfera, las prominencias son transparentes a la luz blanca y, a excepción de los eclipses totales, deben observarse en Hα (656, 28 nm). Durante un eclipse, la línea Hα roja le da a las prominencias un hermoso tono rosado. Su densidad es mucho menor que la de la fotosfera, ya que es demasiadopocas colisiones. Absorben la radiación desde abajo y la emiten en todas las direcciones.
La luz que se ve desde la Tierra durante un eclipse carece de rayos ascendentes, por lo que las prominencias aparecen más oscuras. Pero como el cielo es aún más oscuro, aparecen brillantes contra su fondo. Su temperatura es de 5000-50000 K.
Tipos de prominencias
Hay dos tipos principales de prominencias: silenciosas y de transición. Los primeros están asociados con campos magnéticos a gran escala que marcan los límites de regiones magnéticas unipolares o grupos de manchas solares. Dado que tales áreas viven durante mucho tiempo, lo mismo se aplica a las protuberancias tranquilas. Pueden tener varias formas: setos, nubes suspendidas o embudos, pero siempre son bidimensionales. Los filamentos estables a menudo se vuelven inestables y brotan, pero también pueden simplemente desaparecer. Las prominencias tranquilas viven durante varios días, pero se pueden formar otras nuevas en el límite magnético.
Las prominencias transitorias son una parte integral de la actividad solar. Estos incluyen chorros, que son una masa desorganizada de material expulsado por una llamarada, y grumos, que son corrientes colimadas de pequeñas emisiones. En ambos casos, parte de la materia vuelve a la superficie.
Las prominencias en forma de bucle son las consecuencias de estos fenómenos. Durante la llamarada, el flujo de electrones calienta la superficie hasta millones de grados, formando prominencias coronales calientes (más de 10 millones K). Ellos irradian fuertemente, siendo enfriados y privados de apoyo, descienden a la superficie en formabucles elegantes, siguiendo las líneas magnéticas de fuerza.
Parpadea
El fenómeno más espectacular asociado con la actividad solar son las erupciones, que son una fuerte liberación de energía magnética de la región de las manchas solares. A pesar de la alta energía, la mayoría de ellos son casi invisibles en el rango de frecuencia visible, ya que la emisión de energía ocurre en una atmósfera transparente, y solo la fotosfera, que alcanza niveles de energía relativamente bajos, puede observarse en luz visible.
Las llamaradas se ven mejor en la línea Hα, donde el brillo puede ser 10 veces mayor que en la cromosfera vecina y 3 veces mayor que en el continuo circundante. En Hα, una gran llamarada cubrirá varios miles de discos solares, pero solo unos pocos puntos brillantes pequeños aparecerán en la luz visible. La energía liberada en este caso puede llegar a 1033 erg, que es igual a la salida de toda la estrella en 0,25 s. La mayor parte de esta energía se libera inicialmente en forma de electrones y protones de alta energía, y la radiación visible es un efecto secundario causado por el impacto de partículas en la cromosfera.
Tipos de brotes
El rango de tamaño de las llamaradas es amplio: desde gigantes, que bombardean la Tierra con partículas, hasta apenas perceptibles. Suelen clasificarse por sus flujos de rayos X asociados con longitudes de onda de 1 a 8 angstroms: Cn, Mn o Xn para más de 10-6, 10-5 y 10-4 W/m2 respectivamente. Entonces M3 en la Tierra corresponde a un flujo de 3×10-5 con m2. Este indicador no es lineal ya que solo mide el pico y no la radiación total. La energía liberada en las 3-4 llamaradas más grandes cada año es equivalente a la suma de las energías de todas las demás.
Los tipos de partículas creadas por los destellos cambian según el lugar de aceleración. No hay suficiente material entre el Sol y la Tierra para las colisiones ionizantes, por lo que conservan su estado original de ionización. Las partículas aceleradas en la corona por ondas de choque muestran una ionización coronal típica de 2 millones de K. Las partículas aceleradas en el cuerpo de la llamarada tienen una ionización significativamente más alta y concentraciones extremadamente altas de He3, un isótopo raro de helio solo con un neutrón.
La mayoría de las erupciones importantes ocurren en un pequeño número de grandes grupos hiperactivos de manchas solares. Los grupos son grandes cúmulos de una polaridad magnética rodeada por la opuesta. Aunque la predicción de la actividad de las erupciones solares es posible debido a la presencia de tales formaciones, los investigadores no pueden predecir cuándo aparecerán y no saben qué las produce.
Impacto en la Tierra
Además de proporcionar luz y calor, el Sol impacta la Tierra a través de la radiación ultravioleta, un flujo constante de viento solar y partículas de grandes llamaradas. La radiación ultravioleta crea la capa de ozono, que a su vez protege el planeta.
Los rayos X suaves (longitud de onda larga) de la corona solar crean capas de la ionosfera queposible comunicación por radio de onda corta. En los días de actividad solar, la radiación de la corona (que varía lentamente) y las erupciones (impulsivas) aumenta para crear una mejor capa reflectante, pero la densidad de la ionosfera aumenta hasta que las ondas de radio se absorben y las comunicaciones de onda corta se ven obstaculizadas.
Los pulsos de rayos X más intensos (longitud de onda más corta) de las erupciones ionizan la capa más baja de la ionosfera (capa D), creando emisiones de radio.
El campo magnético giratorio de la Tierra es lo suficientemente fuerte como para bloquear el viento solar, formando una magnetosfera alrededor de la cual fluyen las partículas y los campos. En el lado opuesto a la luminaria, las líneas de campo forman una estructura llamada pluma o cola geomagnética. Cuando aumenta el viento solar, hay un fuerte aumento en el campo de la Tierra. Cuando el campo interplanetario cambia en la dirección opuesta a la de la Tierra, o cuando las grandes nubes de partículas lo golpean, los campos magnéticos en el penacho se recombinan y se libera energía para crear las auroras.
Tormentas magnéticas y actividad solar
Cada vez que un gran agujero coronal orbita la Tierra, el viento solar se acelera y se produce una tormenta geomagnética. Esto crea un ciclo de 27 días, especialmente perceptible en el mínimo de manchas solares, lo que permite predecir la actividad solar. Grandes erupciones y otros fenómenos provocan eyecciones de masa coronal, nubes de partículas energéticas que forman un anillo de corriente alrededor de la magnetosfera, provocando fuertes fluctuaciones en el campo de la Tierra, llamadas tormentas geomagnéticas. Estos fenómenos interrumpen las comunicaciones por radio y crean picos de tensión en líneas de larga distancia y otros conductores largos.
Quizás el más intrigante de todos los fenómenos terrestres es el posible impacto de la actividad solar en el clima de nuestro planeta. El mínimo de Montículo parece razonable, pero hay otros efectos claros. La mayoría de los científicos cree que existe una conexión importante, enmascarada por una serie de otros fenómenos.
Debido a que las partículas cargadas siguen campos magnéticos, la radiación corpuscular no se observa en todas las erupciones grandes, sino solo en aquellas ubicadas en el hemisferio occidental del Sol. Líneas de fuerza desde su lado occidental alcanzan la Tierra, dirigiendo partículas allí. Estos últimos son en su mayoría protones, porque el hidrógeno es el elemento constituyente dominante del sol. Muchas partículas que se mueven a una velocidad de 1000 km/s por segundo crean un frente de ondas de choque. El flujo de partículas de baja energía en grandes llamaradas es tan intenso que amenaza la vida de los astronautas fuera del campo magnético de la Tierra.
