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eyección de masa coronal

Cuando se observan en imágenes de coronógrafo de luz blanca , las CME a veces se asemejan a una bombilla , con una brillante envoltura exterior en forma de bombilla que rodea un...

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Cuando se observan en imágenes de coronógrafo de luz blanca , las CME a veces se asemejan a una bombilla , con una brillante envoltura exterior en forma de bombilla que rodea un vacío oscuro y una estructura interna compacta. [ 1 ]

Una eyección de masa coronal ( CME , por sus siglas en inglés) es una eyección significativa de masa de plasma desde la corona del Sol hacia la heliosfera . Las CME suelen estar asociadas con erupciones solares y otras formas de actividad solar , pero aún no se ha establecido una comprensión teórica ampliamente aceptada de estas relaciones.

Si una eyección de masa coronal (CME) entra en el espacio interplanetario , a veces se la denomina eyección de masa coronal interplanetaria ( ICME ). Las ICME pueden alcanzar la magnetosfera terrestre e impactar contra ella , donde pueden provocar tormentas geomagnéticas , auroras boreales y, en raras ocasiones, daños en las redes eléctricas . La mayor perturbación geomagnética registrada, presumiblemente causada por una CME, fue la tormenta solar de 1859. También conocida como el Evento Carrington , inutilizó parte de la recién creada red telegráfica de Estados Unidos , provocando incendios y electrocutando a algunos telegrafistas.

Cerca del momento del ciclo solar de once años del Sol conocido como máximo solar , el Sol produce alrededor de tres eyecciones de masa coronal (CME) al día, mientras que cerca de los mínimos solares , hay aproximadamente una CME cada cinco días.

Descripción física

Las eyecciones de masa coronal (CME) liberan grandes cantidades de materia de la atmósfera solar hacia el viento solar y el espacio interplanetario . La materia eyectada es un plasma compuesto principalmente por electrones y protones inmersos en su campo magnético. Este campo magnético suele tener la forma de una cuerda de flujo, un campo magnético helicoidal con ángulos de paso variables .

La masa promedio eyectada es de 1,6 × 10¹² kg ( 3,5 × 10¹² lb ) . Sin embargo, los valores de masa estimados para las CME son solo límites inferiores, ya que las mediciones del coronógrafo proporcionan únicamente datos bidimensionales.  

Las eyecciones de masa coronal (CME) surgen de estructuras magnéticas a gran escala, fuertemente retorcidas o cizalladas, en la corona, que se mantienen en equilibrio gracias a los campos magnéticos suprayacentes.

Origen

Modelo simplificado de campos magnéticos que emergen de la fotosfera.

Las CME se originan en la corona inferior, donde los procesos asociados al campo magnético local predominan sobre otros. Por lo tanto, el campo magnético coronal juega un papel importante en la formación y erupción de las CME. Las estructuras previas a la erupción se originan a partir de campos magnéticos generados inicialmente en el interior del Sol por la dinamo solar . Estos campos magnéticos ascienden a la superficie del Sol (la fotosfera ), donde pueden formar áreas localizadas de flujo magnético altamente concentrado y expandirse hacia la atmósfera solar inferior, formando regiones activas . En la fotosfera, el flujo magnético de las regiones activas suele distribuirse en una configuración dipolar , es decir, con dos áreas adyacentes de polaridad magnética opuesta a través de las cuales el campo magnético se arquea. Con el tiempo, el flujo magnético concentrado se cancela y se dispersa por la superficie del Sol, fusionándose con los remanentes de regiones activas pasadas para formar parte del Sol tranquilo . Las estructuras de CME pre-eruptivas pueden estar presentes en diferentes etapas del crecimiento y decaimiento de estas regiones, pero siempre se encuentran por encima de las líneas de inversión de polaridad (PIL), o límites a través de los cuales se invierte el signo de la componente vertical del campo magnético. Las PIL pueden existir dentro, alrededor y entre regiones activas o formarse en el Sol tranquilo entre remanentes de regiones activas. Configuraciones de flujo magnético más complejas, como los campos cuadrupolares, también pueden albergar estructuras pre-eruptivas. [ 2 ] [ 3 ]

Para que se desarrollen estructuras CME pre-eruptivas, se debe almacenar una gran cantidad de energía y que esté disponible para ser liberada. Debido al predominio de los procesos del campo magnético en la corona inferior, la mayor parte de la energía debe almacenarse como energía magnética . La energía magnética que está disponible libremente para ser liberada de una estructura pre-eruptiva, denominada energía libre magnética o energía no potencial de la estructura, es el exceso de energía magnética almacenada por la configuración magnética de la estructura en relación con la almacenada por la configuración magnética de menor energía que la distribución del flujo magnético fotosférico subyacente podría tomar teóricamente, un estado de campo potencial . El flujo magnético emergente y los movimientos fotosféricos que desplazan continuamente los puntos de apoyo de una estructura pueden dar como resultado la acumulación de energía libre magnética en el campo magnético coronal como torsión o cizallamiento. [ 4 ] Algunas estructuras pre-eruptivas, denominadas sigmoides , adoptan una forma de S o S invertida a medida que se acumula el cizallamiento. Esto se ha observado en bucles y filamentos coronales de regiones activas con sigmoides S hacia adelante más comunes en el hemisferio sur y sigmoides S inversos más comunes en el hemisferio norte. [ 5 ] [ 6 ]

Las cuerdas de flujo magnético —tubos de flujo magnético retorcidos y cizallados que pueden transportar corriente eléctrica y energía libre magnética— son una parte integral de la estructura de la CME posterior a la erupción; sin embargo, si las cuerdas de flujo están siempre presentes en la estructura previa a la erupción o si se crean durante la erupción a partir de un campo central fuertemente cizallado (véase §  Iniciación ) es objeto de debate. [ 4 ] [ 7 ]

Se ha observado que algunas estructuras pre-eruptivas presentan prominencias , también conocidas como filamentos, compuestas de material más frío que el plasma coronal circundante. Las prominencias están incrustadas en estructuras de campo magnético denominadas cavidades de prominencias o canales de filamentos, que pueden constituir parte de una estructura pre-eruptiva (véase §  Firmas coronales ).

Evolución temprana

La evolución inicial de una eyección de masa coronal (CME) implica su origen a partir de una estructura pre-eruptiva en la corona y la posterior aceleración. Los procesos involucrados en la evolución inicial de las CME no se comprenden del todo debido a la falta de evidencia observacional.

Iniciación

La iniciación de una CME ocurre cuando una estructura preeruptiva en estado de equilibrio entra en un estado de no equilibrio o metaestable donde se puede liberar energía para impulsar una erupción. Los procesos específicos involucrados en la iniciación de las CME son objeto de debate, y se han propuesto varios modelos para explicar este fenómeno basados ​​en especulaciones físicas. Además, diferentes CME pueden iniciarse mediante diferentes procesos. [ 7 ] : 175 [ 8 ] : 303

Se desconoce si existe una cuerda de flujo magnético antes de la iniciación, en cuyo caso los procesos magnetohidrodinámicos (MHD) ideales o no ideales impulsan la expulsión de esta cuerda de flujo, o si se crea una cuerda de flujo durante la erupción por un proceso no ideal. [ 9 ] [ 10 ] : 555 En circunstancias MHD ideales, la iniciación puede implicar inestabilidades ideales o una pérdida catastrófica del equilibrio a lo largo de una cuerda de flujo existente: [ 4 ]

  • La inestabilidad por torsión se produce cuando un cable de flujo magnético se retuerce hasta un punto crítico, momento en el que el cable de flujo se vuelve inestable ante una mayor torsión.
  • La inestabilidad toroidal se produce cuando la intensidad del campo magnético de una arcada que recubre un tubo de flujo disminuye rápidamente con la altura. Cuando esta disminución es suficientemente rápida, el tubo de flujo se vuelve inestable ante una mayor expansión. [ 11 ]
  • El modelo de catástrofe implica una pérdida catastrófica del equilibrio.

En circunstancias MHD no ideales, los mecanismos de iniciación pueden implicar inestabilidades resistivas o reconexión magnética :

  • El corte de filamentos , o cancelación de flujo , ocurre en arcos fuertemente cizallados cuando líneas de campo casi antiparalelas en lados opuestos del arco forman una lámina de corriente y se reconectan entre sí. Esto puede formar un cable de flujo helicoidal o provocar que un cable de flujo ya presente crezca y su eje se eleve.
  • El modelo de ruptura magnética consiste en una topología magnética cuadrupolar inicial con un punto nulo sobre un sistema de flujo central. A medida que los movimientos de cizallamiento hacen que este sistema de flujo central ascienda, el punto nulo forma una lámina de corriente eléctrica y el sistema de flujo central se reconecta con el campo magnético suprayacente. [ 10 ]
Vídeo del lanzamiento de un filamento solar

aceleración inicial

Tras su formación, las eyecciones de masa coronal (CME) están sujetas a diversas fuerzas que facilitan o inhiben su ascenso a través de la corona inferior. La fuerza de tensión magnética descendente ejercida por el campo magnético circundante al estirarse y, en menor medida, la atracción gravitatoria del Sol, se oponen al movimiento de la estructura central de la CME. Para que se produzca una aceleración suficiente, los modelos anteriores han contemplado la reconexión magnética por debajo del campo central o un proceso magnetohidrodinámico ideal, como la inestabilidad o la aceleración del viento solar.

En la mayoría de los eventos CME, la aceleración se produce por la reconexión magnética que corta las conexiones del campo de sujeción con la fotosfera desde debajo del núcleo, y el flujo de salida de esta reconexión empuja el núcleo hacia arriba. Cuando ocurre el ascenso inicial, los lados opuestos del campo de sujeción debajo del núcleo ascendente se orientan casi antiparalelos entre sí y se unen para formar una lámina de corriente sobre la PIL. La reconexión magnética rápida puede excitarse a lo largo de la lámina de corriente por inestabilidades microscópicas, lo que resulta en la liberación rápida de energía magnética almacenada como energía cinética, térmica y no térmica. La reestructuración del campo magnético corta las conexiones del campo de sujeción con la fotosfera, disminuyendo así la fuerza de tensión magnética descendente, mientras que el flujo de salida de la reconexión ascendente empuja la estructura CME hacia arriba. Se produce un bucle de retroalimentación positiva a medida que el núcleo es empujado hacia arriba y los lados del campo de sujeción se acercan cada vez más para producir reconexión magnética adicional y ascenso. Si bien el flujo de salida de la reconexión ascendente acelera el núcleo, el flujo de salida descendente simultáneo a veces es responsable de otros fenómenos asociados con las CME (ver §  Firmas coronales ).

En los casos en que no se produce una reconexión magnética significativa, las inestabilidades MHD ideales o la fuerza de arrastre del viento solar pueden, en teoría, acelerar una CME. Sin embargo, si no se proporciona una aceleración suficiente, la estructura de la CME puede retroceder en lo que se denomina una erupción fallida o confinada . [ 10 ] [ 4 ]

firmas coronales

La evolución temprana de las CME se asocia frecuentemente con otros fenómenos solares observados en la corona baja, como prominencias eruptivas y llamaradas solares. Las CME que no presentan señales observables a veces se denominan CME sigilosas . [ 12 ] [ 13 ]

Las prominencias incrustadas en algunas estructuras pre-eruptivas de CME pueden erupcionar junto con la CME como prominencias eruptivas. Las prominencias eruptivas están asociadas con al menos el 70% de todas las CME [ 14 ] y a menudo se encuentran incrustadas dentro de las bases de los tubos de flujo de la CME. Cuando se observa en coronógrafos de luz blanca, el material de la prominencia eruptiva, si está presente, corresponde al núcleo brillante observado de material denso. [ 8 ]

Cuando se excita la reconexión magnética a lo largo de una lámina de corriente de la estructura central ascendente de una eyección de masa coronal (CME), las corrientes descendentes de reconexión pueden colisionar con bucles inferiores para formar una llamarada solar de dos cintas con forma de cúspide.

Las erupciones de CME también pueden producir ondas EUV, también conocidas como ondas EIT por el Telescopio de Imágenes Ultravioleta Extrema o como ondas Moreton cuando se observan en la cromosfera, que son frentes de onda MHD de modo rápido que emanan del sitio de la CME. [ 7 ] [ 4 ]

Un oscurecimiento coronal es una disminución localizada de las emisiones de ultravioleta extremo y rayos X blandos en la corona inferior. Cuando se asocia con una CME, se cree que los oscurecimientos coronales ocurren predominantemente debido a una disminución en la densidad del plasma causada por flujos de masa durante la expansión de la CME asociada. A menudo ocurren en pares ubicados dentro de regiones de polaridad magnética opuesta, un oscurecimiento central, o en un área más extensa, un oscurecimiento secundario. Los oscurecimientos centrales se interpretan como los puntos de anclaje del tubo de flujo en erupción; los oscurecimientos secundarios se interpretan como el resultado de la expansión de la estructura general de la CME y generalmente son más difusos y superficiales. [ 15 ] El oscurecimiento coronal se informó por primera vez en 1974, [ 16 ] y, debido a su apariencia similar a la de los agujeros coronales , a veces se les denominaba agujeros coronales transitorios . [ 17 ]

Propagación

Las observaciones de CME se realizan típicamente mediante coronógrafos de luz blanca que miden la dispersión de Thomson de la luz solar sobre los electrones libres dentro del plasma de la CME. [ 18 ] Una CME observada puede tener una o todas las tres características distintivas: un núcleo brillante, una cavidad oscura circundante y un borde frontal brillante. [ 19 ] El núcleo brillante generalmente se interpreta como una prominencia incrustada en la CME (ver §  Origen ) y el borde frontal como un área de plasma comprimido delante del tubo de flujo de la CME. Sin embargo, algunas CME exhiben una geometría más compleja. [ 8 ]

A partir de observaciones de coronógrafos de luz blanca, se ha medido que las CME alcanzan velocidades en el plano del cielo que van desde 20 a 3200 km/s (12 a 2000 mi/s) con una velocidad promedio de 489 km/s (304 mi/s) . [ 20 ] Las observaciones de velocidades de CME indican que las CME tienden a acelerar o desacelerar hasta que alcanzan la velocidad del viento solar ( § Interacciones en la heliosfera ).     

Cuando se observan en el espacio interplanetario a distancias mayores de aproximadamente 50 radios solares (0,23 UA) del Sol, las CME a veces se denominan CME interplanetarias o ICME . [ 7 ] : 4 

Interacciones en la heliosfera

A medida que las eyecciones de masa coronal (CME) se propagan a través de la heliosfera, pueden interactuar con el viento solar circundante, el campo magnético interplanetario y otras CME y cuerpos celestes.

Las eyecciones de masa coronal (CME) pueden experimentar fuerzas de arrastre aerodinámico que las llevan a alcanzar el equilibrio cinemático con el viento solar. En consecuencia, las CME más rápidas que el viento solar tienden a desacelerarse, mientras que las CME más lentas tienden a acelerarse hasta igualar su velocidad con la del viento solar. [ 21 ]

Aún no se comprende bien cómo evolucionan las eyecciones de masa coronal (CME) al propagarse por la heliosfera. Se han propuesto modelos de su evolución que son precisos para algunas CME, pero no para otras. Los modelos de arrastre aerodinámico y de quitanieves suponen que la evolución de las CME interplanetarias (ICME) está regida por sus interacciones con el viento solar. El arrastre aerodinámico por sí solo puede explicar la evolución de algunas ICME, pero no de todas. [ 7 ] : 199

Sigue una eyección de masa coronal (CME) a ​​su paso por Venus y luego por la Tierra, y explora cómo el Sol impulsa los vientos y los océanos terrestres.

Las CME suelen llegar a la Tierra entre uno y cinco días después de abandonar el Sol. La desaceleración o aceleración más intensa se produce cerca del Sol, pero puede continuar incluso más allá de la órbita terrestre (1 UA ), lo cual se observó mediante mediciones en Marte [ 22 ] y por la nave espacial Ulysses [ 23 ] . Las ICME con velocidades superiores a unos 500 km/s (310 mi/s) generan una onda de choque [ 24 ] . Esto ocurre cuando la velocidad de la ICME en el sistema de referencia que se mueve con el viento solar es mayor que la velocidad magnetosónica rápida local . Dichas ondas de choque se han observado directamente mediante coronógrafos [ 25 ] en la corona y están relacionadas con las ráfagas de radio de tipo II. Se cree que a veces se forman a distancias tan bajas como 2 R☉ ( radios solares ). También están estrechamente vinculadas con la aceleración de partículas energéticas solares [ 26 ] .   

A medida que las ICME se propagan a través del medio interplanetario, pueden colisionar con otras ICME en lo que se conoce como interacción CME-CME o canibalismo de CME . [ 10 ] : 599

Durante tales interacciones CME-CME, la primera CME puede despejar el camino para la segunda, un proceso llamado "preacondicionamiento", [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] y/o cuando dos CME colisionan puede provocar impactos más severos en la Tierra. [ 30 ] [ 31 ] Los registros históricos muestran que los eventos de clima espacial más extremos involucraron múltiples CME sucesivas. Por ejemplo, el famoso evento Carrington en 1859 tuvo varias erupciones y causó que las auroras fueran visibles en latitudes bajas durante cuatro noches. [ 32 ] De manera similar, la tormenta solar de septiembre de 1770 duró casi nueve días y causó repetidas auroras en latitudes bajas. [ 33 ] La interacción entre dos CME moderadas entre el Sol y la Tierra puede crear condiciones extremas en la Tierra. Estudios recientes han demostrado que la estructura magnética, en particular su quiralidad /orientación, de una CME puede afectar en gran medida cómo interactúa con el campo magnético de la Tierra. Esta interacción puede resultar en la conservación o pérdida del flujo magnético, particularmente su componente de campo magnético hacia el sur, a través de la reconexión magnética con el campo magnético interplanetario . [ 34 ]

Morfología

En el viento solar, las CME se manifiestan como nubes magnéticas . Se han definido como regiones de mayor intensidad de campo magnético, rotación suave del vector de campo magnético y baja temperatura de protones . [ 35 ] La asociación entre las CME y las nubes magnéticas fue establecida por Burlaga et al. en 1982 cuando Helios-1 observó una nube magnética dos días después de haber sido observada por la Misión del Máximo Solar (SMM). [ 36 ] Sin embargo, debido a que las observaciones cerca de la Tierra generalmente son realizadas por una sola nave espacial, muchas CME no se consideran asociadas con nubes magnéticas. La estructura típica observada para una CME rápida por un satélite como el Explorador de Composición Avanzada (ACE) es una onda de choque de modo rápido seguida de una capa densa (y caliente) de plasma (la región aguas abajo del choque) y una nube magnética. Las CME pueden contener estructuras de modo espejo dominadas por agujeros magnéticos. [ 37 ]

Las observaciones de una CME que impactó la Tierra el 23 de abril de 2024 indicaron que la turbulencia de la vaina puede evolucionar notablemente desde el punto de Lagrange hacia la Tierra. [ 38 ] Dado que las fluctuaciones del campo magnético en la vaina son mayores que las del viento solar ambiental, [ 39 ] se cree que estas pueden usarse como un predictor de la actividad solar. [ 40 ]

Ahora se utilizan otras señales de nubes magnéticas además de la descrita anteriormente: entre otras, electrones supertérmicos bidireccionales , estado de carga inusual o abundancia de hierro , helio , carbono y/o oxígeno .

El tiempo típico que tarda una nube magnética en pasar por un satélite en el punto de Lagrange (punto L1) es de 1 día, lo que corresponde a un radio de 0,15 UA con una velocidad típica de 450 km/s (280 mi/s) y una intensidad de campo magnético de 20 nT . [ 41 ]  

ciclo solar

La frecuencia de eyecciones depende de la fase del ciclo solar : desde aproximadamente 0,2 por día cerca del mínimo solar hasta 3,5 por día cerca del máximo solar . [ 42 ] Sin embargo, la tasa máxima de ocurrencia de CME suele ser de 6 a 12 meses después de que el número de manchas solares alcance su máximo. [ 4 ]

Impacto en la Tierra

Fotografía tomada desde la Estación Espacial Internacional ( ISS ) de la aurora austral durante una tormenta geomagnética el 29 de mayo de 2010. Lo más probable es que la tormenta fuera causada por una eyección de masa coronal (CME) que se produjo desde el Sol el 24 de mayo de 2010, cinco días antes de la tormenta.
Este video presenta dos simulaciones. Una analiza una eyección de masa coronal (CME) moderada ocurrida en 2006. La segunda examina las consecuencias de una CME de gran magnitud, como la CME de clase Carrington de 1859.

Solo una pequeña fracción de las eyecciones de masa coronal (CME) se dirigen hacia la Tierra y la alcanzan. Una CME que llega a la Tierra produce una onda de choque que genera una tormenta geomagnética que puede perturbar la magnetosfera terrestre , comprimiéndola en el lado diurno y extendiendo la cola magnética en el lado nocturno . Cuando la magnetosfera se reconecta en el lado nocturno, libera energía del orden de teravatios dirigida hacia la atmósfera superior de la Tierra . Esto puede dar lugar a eventos como la tormenta geomagnética de marzo de 1989 .

Las CME, junto con las erupciones solares , pueden interrumpir las transmisiones de radio y causar daños a los satélites y a las instalaciones de líneas de transmisión eléctrica en la Tierra, lo que puede provocar apagones masivos y prolongados . [ 43 ] [ 44 ]

Las ondas de choque en la corona superior, impulsadas por las eyecciones de masa coronal (CME), también pueden acelerar las partículas energéticas solares hacia la Tierra, lo que da lugar a eventos graduales de partículas solares . Las interacciones entre estas partículas energéticas y la Tierra pueden provocar un aumento en el número de electrones libres en la ionosfera , especialmente en las regiones polares de alta latitud, lo que intensifica la absorción de ondas de radio, sobre todo en la región D de la ionosfera, dando lugar a eventos de absorción en la capa polar. [ 45 ]

La interacción de las CME con la magnetosfera terrestre produce cambios drásticos en el cinturón de radiación exterior , con una disminución o un aumento de los flujos de partículas relativistas en varios órdenes de magnitud. [ 46 ] Los cambios en los flujos de partículas del cinturón de radiación son causados ​​por la aceleración, la dispersión y la difusión radial de electrones relativistas, debido a las interacciones con diversas ondas de plasma . [ 47 ]

eyecciones de masa coronal de halo

Una eyección de masa coronal de halo es una CME que aparece en las observaciones de coronógrafos de luz blanca como un anillo en expansión que rodea completamente el disco de ocultación del coronógrafo. Las CME de halo se interpretan como CME dirigidas hacia o lejos del coronógrafo observador. Cuando el anillo en expansión no rodea completamente el disco de ocultación, pero tiene un ancho angular de más de 120 grados alrededor del disco, la CME se denomina eyección de masa coronal de halo parcial . Se ha encontrado que las CME de halo parciales y completas constituyen aproximadamente el 10 % de todas las CME, siendo aproximadamente el 4 % de todas las CME de halo completas. [ 1 ] Las CME de halo frontales, o directas a la Tierra, a menudo se asocian con CME que impactan la Tierra; sin embargo, no todas las CME de halo frontales impactan la Tierra. [ 48 ]

Riesgo futuro

En 2019, los investigadores utilizaron un método alternativo ( distribución de Weibull ) y estimaron que la probabilidad de que la Tierra fuera golpeada por una tormenta de clase Carrington entre 2018 y 2027 era de entre 0,46 % y 1,88 %. [ 49 ]

Historia

Primeros rastros

Las eyecciones de masa coronal (CME) se han observado indirectamente durante miles de años a través de las auroras. Otras observaciones indirectas que precedieron al descubrimiento de las CME fueron mediante mediciones de perturbaciones geomagnéticas, mediciones de ráfagas de radio solares con radioheliógrafos y mediciones in situ de choques interplanetarios. [ 7 ]

La investigación ha buscado indicios de grandes erupciones solares y CME en el carbono-14 de los anillos de los árboles y en el berilio-10 (entre otros isótopos) de los núcleos de hielo. Se ha encontrado la huella de una gran tormenta solar para los años 774-775 y 993-994 . [ 50 ] [ 51 ] Los niveles de carbono-14 almacenados en 775 sugieren un evento aproximadamente 20 veces mayor que la variación normal de la actividad solar y 10 o más veces mayor que el Evento Carrington. [ 52 ] Un evento en 7176 a. C. podría haber superado incluso el evento de 774-775 d. C. según estos datos indirectos. [ 53 ]

Aún no está claro si la física de las erupciones solares es similar a la de las supererupciones , incluso las de mayor magnitud . El Sol podría diferir en aspectos importantes, como el tamaño y la velocidad de rotación, de los tipos de estrellas que se sabe que producen supererupciones. [ 51 ]

La mayor perturbación geomagnética registrada, presumiblemente resultante de una eyección de masa coronal (CME), coincidió con la primera erupción solar observada el 1 de septiembre de 1859. La tormenta solar resultante de 1859 se conoce como el Evento Carrington . La erupción y las manchas solares asociadas fueron visibles a simple vista, y la erupción fue observada independientemente por los astrónomos ingleses RC Carrington y R. Hodgson . Casi al mismo tiempo que la erupción, un magnetómetro en Kew Gardens , Londres, Inglaterra, registró lo que se conocería como un "crochet magnético" , un campo magnético detectado por magnetómetros terrestres inducido por una perturbación de la ionosfera terrestre por rayos X blandos ionizantes . Esto no se pudo comprender fácilmente en ese momento porque era anterior al descubrimiento de los rayos X en 1895 y al reconocimiento de la ionosfera en 1902.

Aproximadamente 18 horas después de la llamarada, varios magnetómetros registraron nuevas perturbaciones geomagnéticas como parte de una tormenta geomagnética . La tormenta inutilizó partes de la red telegráfica estadounidense recientemente creada, provocando incendios y electrocutando a algunos telegrafistas. [ 44 ]

En junio de 2013, una iniciativa conjunta de investigadores de Lloyd's of London y Atmospheric and Environmental Research (AER) en EE. UU. utilizó datos del Evento Carrington para estimar el costo de un evento similar en la actualidad solo para EE. UU. entre 600  mil millones y 2,6  billones de dólares (equivalente a entre 794 mil millones y 3,44 billones de dólares en 2024 [ 54 ] ), [ 55 ] lo que, en ese momento, equivalía aproximadamente al 3,6% al 15,5 % del PIB anual. Además de este efecto en la economía general, también hay investigaciones que destacan las posibles consecuencias de una gran tormenta geomagnética en la agricultura. El efecto aquí es indirecto, es decir, a través de la pérdida de acceso a insumos agrícolas como fertilizantes o pesticidas, debido a una interrupción en la producción industrial. Se ha estimado que esto podría reducir los rendimientos entre un 38% y un 48 % a nivel mundial, con pérdidas de rendimiento de hasta un 75 % en algunas áreas como Europa Central. [ 56 ]     

Otra fuerte tormenta solar ocurrió en febrero de 1872. [ 57 ] También ocurrieron tormentas menos severas en 1921 (esto fue comparable según algunas medidas), 1938 , 1941, 1958, 1959 y 1960, cuando se informó de una interrupción generalizada de la radio.

Primeras observaciones ópticas

La primera observación óptica de una CME se realizó el 14 de diciembre de 1971 utilizando el coronógrafo del Observatorio Solar Orbital 7 (OSO-7). Fue descrita por primera vez por R. Tousey del Laboratorio de Investigación Naval en un artículo de investigación publicado en 1973. [ 58 ] La imagen del descubrimiento (256 × 256 píxeles) fue capturada en un tubo vidicón de conducción de electrones secundarios (SEC) , transferida a la computadora del instrumento después de ser digitalizada a 7 bits . Luego fue comprimida utilizando un esquema de codificación de longitud de ejecución simple y enviada a la Tierra a 200 bit/s. Una imagen completa, sin comprimir, tardaría 44 minutos en enviarse a la Tierra. La telemetría fue enviada al equipo de apoyo en tierra (GSE) que construyó la imagen en una impresión Polaroid . David Roberts, un técnico electrónico que trabajaba para el NRL y que había sido responsable de las pruebas de la cámara SEC-vidicon, estaba a cargo de las operaciones diarias. Pensó que su cámara había fallado porque ciertas áreas de la imagen eran mucho más brillantes de lo normal. Pero en la siguiente imagen, el área brillante se había alejado del Sol e inmediatamente reconoció que esto era inusual y se lo llevó a su supervisor, el Dr. Guenter Brueckner , [ 59 ] y luego al jefe de la rama de física solar, el Dr. Tousey. Las observaciones anteriores de transitorios coronales o incluso fenómenos observados visualmente durante eclipses solares ahora se entienden como esencialmente lo mismo.

Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal (CME) de las tormentas solares de agosto de 1972 fueron similares al evento de Carrington en tamaño y magnitud; sin embargo, a diferencia de las tormentas de 1859, no provocaron una tormenta geomagnética extrema.

Instrumentos

El 1 de noviembre de 1994, la NASA lanzó la sonda Wind , un monitor del viento solar, para orbitar el punto de Lagrange L1 de la Tierra como componente interplanetario del Programa Global de Ciencia Geoespacial (GGS) dentro del Programa Internacional de Física Solar Terrestre (ISTP). La sonda es un satélite estabilizado por eje de rotación que transporta ocho instrumentos para medir partículas del viento solar desde energías térmicas hasta superiores a MeV , radiación electromagnética desde  ondas de radio de CC hasta 13 MHz y rayos gamma.

El 25 de octubre de 2006, la NASA lanzó STEREO , dos naves espaciales casi idénticas que, desde puntos muy separados en sus órbitas, son capaces de producir las primeras imágenes estereoscópicas de eyecciones de masa coronal (CME) y otras mediciones de la actividad solar. Las naves orbitan alrededor del Sol a distancias similares a la de la Tierra, una ligeramente por delante de la Tierra y la otra detrás. Su separación aumentó gradualmente hasta que, después de cuatro años, se encontraban casi diametralmente opuestas en órbita. [ 60 ] [ 61 ]

Eyecciones de masa coronal notables

El 9 de marzo de 1989 se produjo una eyección de masa coronal (CME) , que impactó la Tierra cuatro días después, el 13 de marzo. Provocó cortes de energía en Quebec, Canadá, e interferencias en las radios de onda corta.

El 23 de julio de 2012, se produjo una CME grande y potencialmente dañina, pero no impactó la Tierra, [ 62 ] [ 63 ] un evento que muchos científicos consideran un evento de clase Carrington .

El 14 de octubre de 2014, una CME fue fotografiada por las naves espaciales de observación solar PROBA2 ( ESA ), el Observatorio Solar y Heliosférico (ESA/NASA) y el Observatorio de Dinámica Solar (NASA) mientras abandonaba el Sol, y STEREO-A observó sus efectos directamente a 1 unidad astronómica (UA). La misión Venus Express de la ESA recopiló datos. La CME llegó a Marte el 17 de octubre y fue observada por las misiones Mars Express , MAVEN , Mars Odyssey y Mars Science Laboratory . El 22  de octubre, a lasA 3,1 UA  , alcanzó el cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko , perfectamente alineado con el Sol y Marte, y fue observado por Rosetta . El 12  de noviembre, a lasA 9,9 UA  , fue observado por Cassini en Saturno . La nave espacial New Horizons estaba enA 31,6 UA  de Plutón cuando pasó la CME tres meses después de la erupción inicial, podría detectarse en los datos. La Voyager 2 tiene datos que pueden interpretarse como el paso de la CME, 17  meses después. El instrumento RAD del rover Curiosity , Mars Odyssey , Rosetta y Cassini mostraron una disminución repentina de los rayos cósmicos galácticos ( disminución de Forbush ) cuando pasó la burbuja protectora de la CME. [ 64 ] [ 65 ]

Durante las tormentas solares de mayo de 2024 , se avistó una aurora boreal tan al sur como Puerto Rico . [ 66 ]

eyecciones de masa coronal estelar

Se ha observado un pequeño número de CME en otras estrellas, todas ellas hasta 2016.se han encontrado en enanas rojas . [ 67 ] Estas se han detectado principalmente por espectroscopia, más a menudo estudiando las líneas de Balmer : el material eyectado hacia el observador causa asimetría en el ala azul de los perfiles de línea debido al desplazamiento Doppler . [ 68 ] Este aumento se puede ver en absorción cuando ocurre en el disco estelar (el material es más frío que su entorno) y en emisión cuando está fuera del disco. Las velocidades proyectadas observadas de CME varían de ≈ 84 a 5800 km/s (52 a 3600 mi/s) . [ 69 ] [ 70 ] Hay pocos candidatos a CME estelares en longitudes de onda más cortas en datos UV o de rayos X. [ 71 ] [ 72 ] [ 73 ] [ 74 ] En comparación con la actividad en el Sol, la actividad de CME en otras estrellas parece ser mucho menos común. [ 68 ] [ 75 ] El bajo número de detecciones de CME estelares puede deberse a tasas intrínsecas de CME más bajas en comparación con los modelos (por ejemplo, debido a la supresión magnética ), efectos de proyección o firmas de Balmer sobreestimadas debido a los parámetros de plasma desconocidos de las CME estelares. [ 76 ]  

Véase también

Referencias

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Lecturas adicionales

Libros

  • Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard; Torsti, Jarmo (2006). Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard A.; Torsti, Jarmo (eds.). Erupciones solares y partículas energéticas . Serie de monografías geofísicas. Vol.  165. Washington, DC: Unión Geofísica Americana. Bibcode : 2006GMS...165.....G . doi : 10.1029/GM165 . ISBN 0-87590-430-0.

Artículos de Internet

  • Bell, Trudy E.; Phillips, Tony (6 de mayo de 2008). "Una supererupción solar" . Science@NASA.
  • Lavraud, Benoit; Masson, Arnaud (21 de noviembre de 2007). "Cluster captura el impacto de las CME" . Agencia Espacial Europea.
  • Odenwald, Sten F.; Green, James L. (28 de julio de 2008). "Preparando la infraestructura satelital para una supertormenta solar" . Scientific American .
  • Phillips, Tony (27 de mayo de 2008). "Eyección de masa coronal en voltereta" . Science@NASA. Archivado del original el 25 de febrero de 2021. Recuperado el 12 de julio de 2017 .
  • Centro de Predicción del Clima Espacial de la NOAA/NWS
  • Preguntas frecuentes sobre la eyección de masa coronal
  • Tasa de CME observada por STEREO y SOHO en función del número de manchas solares (gráfico PNG) / (versión de texto)
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