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Solar flare

Image artifacts ( diffraction spikes and vertical streaks ) appearing in a CCD image of a major solar flare due to the excess incident radiation A solar flare is a relatively in...

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Image artifacts (diffraction spikes and vertical streaks) appearing in a CCD image of a major solar flare due to the excess incident radiation

A solar flare is a relatively intense, localized emission of electromagnetic radiation in the Sun's atmosphere. Flares occur in active regions and are often, but not always, accompanied by coronal mass ejections, solar particle events, and other eruptive solar phenomena. The occurrence of solar flares varies with the 11-year solar cycle.

Solar flares are thought to occur when stored magnetic energy in the Sun's atmosphere accelerates charged particles in the surrounding plasma. This results in the emission of electromagnetic radiation across the electromagnetic spectrum. The typical time profile of these emissions features three identifiable phases: a precursor phase, an impulsive phase when particle acceleration dominates, a gradual phase in which hot plasma injected into the corona by the flare cools by a combination of radiation and conduction of energy back down to the lower atmosphere, and a currently unexplained extreme ultraviolet (EUV) late phase[1] that occurs in some flares.

The extreme ultraviolet and X-ray radiation from solar flares is absorbed by the daylight side of Earth's upper atmosphere, in particular the ionosphere, and does not reach the surface. This absorption can temporarily increase the ionization of the ionosphere which may interfere with short-wave radio communication. The prediction of solar flares is an active area of research.

Flares also occur on other stars, where the term stellar flare applies.

Physical description

An X3.2-class solar flare observed in different wavelengths. Clockwise from top left: 304, 335, 131, and 193 Å

Las llamaradas solares son erupciones de radiación electromagnética que se originan en la atmósfera del Sol. [ 2 ] Afectan a todas las capas de la atmósfera solar ( fotosfera , cromosfera y corona ). [ 3 ] El medio plasmático se calienta a >10 7 kelvin , mientras que los electrones , protones e iones más pesados ​​se aceleran a velocidades cercanas a la de la luz . [ 4 ] [ 5 ] Las llamaradas emiten radiación electromagnética en todo el espectro electromagnético , desde ondas de radio hasta rayos gamma . [ 3 ]

Las erupciones solares ocurren en regiones activas , a menudo alrededor de las manchas solares , donde intensos campos magnéticos penetran la fotosfera y conectan la corona con el interior solar. Estas erupciones se originan por la liberación repentina (en escalas de tiempo de minutos a decenas de minutos) de energía magnética almacenada en la corona. Estas mismas liberaciones de energía también pueden producir eyecciones de masa coronal (CME), aunque la relación entre las CME y las erupciones solares no se comprende del todo. [ 6 ]

Asociados a las erupciones solares se encuentran los chorros de material. [ 7 ] Estos implican eyecciones de material más rápidas que las prominencias eruptivas , [ 8 ] y alcanzan velocidades de 20 a 2000 kilómetros por segundo. [ 9 ]

Causa

Las erupciones solares ocurren cuando partículas cargadas aceleradas, principalmente electrones, interactúan con el medio plasmático . La evidencia sugiere que el fenómeno de reconexión magnética conduce a esta aceleración extrema de partículas cargadas. [ 10 ] En el Sol, la reconexión magnética puede ocurrir en las arcadas solares, un tipo de prominencia que consiste en una serie de bucles coronales muy próximos que siguen líneas de fuerza magnética. [ 11 ] Estas líneas de fuerza se reconectan rápidamente en una arcada inferior de bucles, dejando una hélice de campo magnético desconectada del resto de la arcada. La liberación repentina de energía en esta reconexión es el origen de la aceleración de partículas. El campo magnético helicoidal desconectado y el material que contiene pueden expandirse violentamente hacia afuera formando una CME. [ 12 ] Esto también explica por qué las erupciones solares suelen surgir de regiones activas en el Sol donde los campos magnéticos son mucho más fuertes.

Aunque existe un consenso general sobre la fuente de energía de una erupción solar, los mecanismos involucrados no se comprenden del todo. No está claro cómo se transforma la energía magnética en energía cinética de las partículas, ni se sabe cómo algunas partículas pueden acelerarse hasta el rango de GeV (10⁹ electronvoltios ) e incluso más allá. También existen algunas inconsistencias con respecto al número total de partículas aceleradas, que a veces parece ser mayor que el número total en el bucle coronal. [ 13 ]

Bucles y arcadas posteriores a la erupción

Una arcada posterior a la erupción presente después de una llamarada solar de clase X5.7 durante la tormenta solar del Día de la Bastilla [ 14 ]

Tras la erupción de una llamarada solar, comienzan a formarse bucles de plasma caliente a través de la línea neutra que separa regiones de polaridad magnética opuesta cerca de la fuente de la llamarada. 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 transcurre el tiempo. [ 15 ] Se cree que la existencia de estos bucles calientes se mantiene debido al calentamiento prolongado presente después de la erupción y durante la fase de decaimiento de la llamarada. [ 16 ]

En llamaradas suficientemente potentes, típicamente de clase C o superior, los bucles pueden combinarse para formar una estructura alargada en forma de arco conocida como arcada post-eruptiva . Estas estructuras pueden durar desde varias horas hasta varios días después de la llamarada inicial. [ 15 ] En algunos casos, pueden formarse vacíos de plasma oscuro que viajan hacia el sol, conocidos como flujos descendentes supraarcada , sobre estas arcadas. [ 17 ]

Frecuencia

La frecuencia de las erupciones solares varía con el ciclo solar de 11 años . Generalmente, oscila entre varias por día durante los máximos solares y menos de una por semana durante los mínimos solares . Además, las erupciones más potentes son menos frecuentes que las más débiles. Por ejemplo, las erupciones de clase X10 (severas) ocurren en promedio unas ocho veces por ciclo, mientras que las de clase M1 (menores) ocurren en promedio unas 2000 veces por ciclo. [ 18 ]

En 1984, Erich Rieger y sus colaboradores descubrieron un período de aproximadamente 154 días en la ocurrencia de erupciones solares que emiten rayos gamma, al menos desde el ciclo solar 19. [ 19 ] Este período ha sido confirmado desde entonces en la mayoría de los datos de heliofísica y en el campo magnético interplanetario , y se conoce comúnmente como el período de Rieger . También se han reportado armónicos de resonancia de este período en la mayoría de los tipos de datos de la heliosfera .

Las distribuciones de frecuencia de diversos fenómenos de erupción solar pueden caracterizarse mediante distribuciones de ley de potencias . Por ejemplo, se ha observado que los flujos máximos de emisiones de radio, ultravioleta extremo y rayos X duros y blandos ; las energías totales; y la duración de las erupciones (véase §  Duración ) siguen distribuciones de ley de potencias. [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] [ 23 ] : 23–28

Clasificación

Rayos X blandos

El satélite GOES-16 registró una erupción solar de magnitud M5.8, M2.3 y X2.8 el 14 de diciembre de 2023. Sus flujos máximos correspondientes en el  canal de 0,1 a 0,8 nm fueron de 5,8×10 −5 , 2,3×10 −5 y 2,8×10 −4 W/m 2 , respectivamente.

El sistema de clasificación moderno para las erupciones solares utiliza las letras A, B, C, M o X, [ 24 ] [ 25 ] de acuerdo con el flujo máximo en vatios por metro cuadrado (W/m 2 ) de rayos X blandos con longitudes de onda de 0,1 a 0,8 nanómetros (1 a 8 ångströms ) , medido por los satélites GOES en órbita geosíncrona .

La intensidad de un evento dentro de una clase se indica mediante un sufijo numérico que va del 1 al 9. Por lo tanto, una llamarada X2 tiene el doble de intensidad que una llamarada X1, y una llamarada X3 es tres veces más potente que una X1. Las llamaradas de clase M tienen una décima parte del tamaño de las llamaradas de clase X con el mismo sufijo numérico. [ 26 ] Una llamarada X2 es cuatro veces más potente que una llamarada M5. [ 27 ] Las llamaradas de clase X con un flujo máximo que supera los 10 −3 W/m 2 pueden indicarse con un sufijo numérico igual o superior a 10. [ 24 ]

Este sistema se ideó originalmente en 1970 e incluía únicamente 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 añadieron en la década de 1990, a medida que los instrumentos se volvieron más sensibles a los destellos más débiles. Casi al mismo tiempo, se empezó a utilizar el acrónimo inverso «moderado» para los destellos de clase M y «extremo» para los de clase X. [ 28 ]

Importancia

Un sistema de clasificación anterior, a veces denominado importancia de las llamaradas , se basaba en observaciones espectrales de H-alfa . El esquema utiliza tanto la intensidad como la superficie emisora. La clasificación de la intensidad es cualitativa y denomina a las llamaradas: débiles (f), normales (n) o brillantes (b). La superficie emisora ​​se mide en millonésimas de hemisferio y se describe a continuación (el área total del hemisferio A H = 15,5 × 10¹² km² ) .

Una erupción solar se clasifica entonces tomando una S o un número que representa su tamaño y una letra que representa su intensidad máxima, por ejemplo, Sn es una erupción solar normal. [ 29 ]

Duración

Una medida común de la duración de una erupción solar es el tiempo de ancho completo a media altura (FWHM, por sus siglas en inglés) del flujo en las bandas de rayos X blandos.0,05 a 0,4 y 0,1 a 0,8  nm medidos por GOES. El tiempo FWHM abarca desde que el flujo de una erupción alcanza por primera vez la mitad entre su flujo máximo y el flujo de fondo y cuando vuelve a alcanzar este valor a medida que la erupción decae. Utilizando esta medida, la duración de una erupción varía desde aproximadamente decenas de segundos hasta varias horas, con una duración media de aproximadamente 6 y 11 minutos en el bandas de 0,05 a 0,4 y de 0,1 a 0,8 nm , respectivamente. [ 30 ] [ 31 ]

Las erupciones solares también pueden clasificarse según su duración como eventos impulsivos o eventos de larga duración ( ELD ). El umbral de tiempo que separa ambos no está bien definido. El SWPC considera como ELD los eventos que requieren 30 minutos o más para disminuir a la mitad de su intensidad máxima, mientras que el Centro de Excelencia Solar-Terrestre de Bélgica considera como ELD los eventos con una duración superior a 60 minutos. [ 32 ] [ 33 ]

Efectos

La radiación electromagnética emitida durante una erupción solar se propaga desde el Sol a la velocidad de la luz, con una intensidad inversamente proporcional al cuadrado de la distancia a su región de origen . Se sabe que el exceso de radiación ionizante , es decir, los rayos X y la radiación ultravioleta extrema (XUV), afecta a las atmósferas planetarias y es relevante para la exploración espacial humana y la búsqueda de vida extraterrestre .

Las erupciones solares también afectan a otros objetos del Sistema Solar. La investigación sobre estos efectos se ha centrado principalmente en la atmósfera de Marte y, en menor medida, en la de Venus . [ 34 ] Los impactos en otros planetas del Sistema Solar se han estudiado poco en comparación. Hasta 2024, la investigación sobre sus efectos en Mercurio se ha limitado a la modelización de la respuesta de los iones en la magnetosfera del planeta , [ 35 ] y su impacto en Júpiter y Saturno solo se ha estudiado en el contexto de la retrodispersión de la radiación de rayos X en las atmósferas superiores de los planetas. [ 36 ] [ 37 ]

Ionosfera

Estructura de las subcapas ionosféricas del lado nocturno (izquierda) y del lado diurno (derecha) de la Tierra en condiciones normales.

La mayor irradiancia XUV durante las erupciones solares puede provocar un aumento de la ionización , la disociación y el calentamiento en las ionosferas de la Tierra y planetas similares. En la Tierra, estos cambios en la atmósfera superior, denominados colectivamente perturbaciones ionosféricas repentinas , pueden interferir con las comunicaciones por radio de onda corta y los sistemas globales de navegación por satélite (GNSS), como el GPS , [ 38 ] y la posterior expansión de la atmósfera superior puede aumentar la resistencia aerodinámica sobre los satélites en órbita terrestre baja, lo que provoca una disminución de su órbita con el tiempo. [ 39 ] [ 40 ]

Los fotones XUV asociados a las erupciones solares interactúan con los componentes neutros de las atmósferas planetarias y los ionizan mediante el proceso de fotoionización . Los electrones liberados en este proceso, denominados fotoelectrones para distinguirlos de los electrones ionosféricos ambientales, adquieren energías cinéticas iguales a la energía del fotón que excede el umbral de ionización . En la ionosfera inferior, donde los impactos de las erupciones solares son mayores y los fenómenos de transporte son menos importantes, los fotoelectrones recién liberados pierden energía principalmente por termalización con los electrones ambientales y las especies neutras, y por ionización secundaria debido a colisiones con estas últimas, también conocida como ionización por impacto de fotoelectrones . En el proceso de termalización, los fotoelectrones transfieren energía a las especies neutras, lo que provoca el calentamiento y la expansión de la atmósfera neutra. [ 41 ] Los mayores aumentos en la ionización ocurren en la ionosfera inferior donde se absorben las longitudes de onda con el mayor aumento relativo en irradiancia —las longitudes de onda de rayos X altamente penetrantes—, correspondientes a las capas E y D de la Tierra y la capa M 1 de Marte . [ 34 ] [ 38 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ]

Apagones de radio

The temporary increase in ionization of the daylight side of Earth's atmosphere, in particular the D layer of the ionosphere, can interfere with short-wave radio communications that rely on its level of ionization for skywave propagation. Skywave, or skip, refers to the propagation of radio waves reflected or refracted off of the ionized ionosphere. When ionization is higher than normal, radio waves get degraded or completely absorbed by losing energy from the more frequent collisions with free electrons.[2][38]

The level of ionization of the atmosphere correlates with the strength of the associated solar flare in soft X-ray radiation. The Space Weather Prediction Center, a part of the United States National Oceanic and Atmospheric Administration, classifies radio blackouts by the peak soft X-ray intensity of the associated flare.[2]

Solar flare effect

Electric currents in Earth's dayside ionosphere can be strengthened during a large solar flare.

During non-flaring or solar quiet conditions, electric currents flow through the ionosphere's dayside E layer inducing small-amplitude diurnal variations in the geomagnetic field. These ionospheric currents can be strengthened during large solar flares due to increases in electrical conductivity associated with enhanced ionization of the E and D layers. The subsequent increase in the induced geomagnetic field variation is referred to as a solar flare effect (sfe) or historically as a magnetic crochet. The latter term derives from the French word crochet meaning hook reflecting the hook-like disturbances in magnetic field strength observed by ground-based magnetometers. These disturbances are on the order of a few nanoteslas and last for a few minutes, which is relatively minor compared to those induced during geomagnetic storms.[45][46]

Health

Low Earth orbit

Para los astronautas en órbita terrestre baja , la dosis de radiación esperada proveniente de la radiación electromagnética emitida durante una erupción solar es de aproximadamente 0,05 gray , lo cual no es letal de inmediato por sí solo. Mucho más preocupante para los astronautas es la radiación de partículas asociada con los eventos de partículas solares. [ 47 ]

Marte

Los impactos de la radiación de las erupciones solares en Marte son relevantes para la exploración y la búsqueda de vida en el planeta . Los modelos de su atmósfera indican que las erupciones solares más energéticas registradas hasta la fecha podrían haber proporcionado dosis agudas de radiación que habrían sido dañinas o casi letales para los mamíferos y otros organismos superiores en la superficie de Marte. Además, se cree que erupciones con la energía suficiente para proporcionar dosis letales, si bien aún no se han observado en el Sol, ocurren y se han observado en otras estrellas similares al Sol . [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]

Historial de observación

Las erupciones solares producen radiación en todo el espectro electromagnético, aunque con diferente intensidad. No son intensas en luz visible, pero pueden ser brillantes en determinadas líneas espectrales . Normalmente producen radiación de frenado en rayos X y radiación sincrotrón en radio. [ 51 ]

observaciones ópticas

Boceto de Richard Carrington de la primera llamarada solar registrada (A y B marcan los puntos brillantes iniciales que se movieron en el transcurso de cinco minutos a C y D antes de desaparecer). [ 52 ]

Las llamaradas 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. [ 53 ] [ 54 ] Fue una llamarada de luz blanca extraordinariamente intensa , una llamarada que emitió una gran cantidad de luz en el espectro visible . [ 53 ]

Dado que las erupciones solares producen grandes cantidades de radiación en H-alfa , [ 55 ] añadir un filtro de banda estrecha (≈1 Å) centrado en esta longitud de onda al telescopio óptico permite observar erupciones no 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.

observaciones radiofónicas

Durante la Segunda Guerra Mundial , el 25 y 26 de febrero de 1942, operadores de radar británicos observaron radiación que Stanley Hey interpretó como emisión solar. [ 56 ] Su descubrimiento no se hizo público hasta el final del conflicto. Ese mismo año, Southworth también observó el Sol en 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. [ 57 ] El rápido desarrollo de la radioastronomía reveló nuevas peculiaridades de la actividad solar, como tormentas y estallidos relacionados con las llamaradas. Hoy en día, los radiotelescopios terrestres observan el Sol desde aproximadamente 15  MHz hasta 400  GHz.

telescopios espaciales

Observaciones de una erupción solar realizadas por diferentes instrumentos a bordo del Observatorio de Dinámica Solar.

Debido a que la atmósfera terrestre 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 que antes no se habían observado. Desde la década de 1970, la serie de satélites GOES ha estado observando continuamente el Sol en rayos X blandos, y sus observaciones se han convertido en la medida estándar de las erupciones, lo que ha disminuido la importancia de la clasificación H-alfa. Además, los telescopios espaciales permiten la observación de longitudes de onda extremadamente largas —de hasta varios kilómetros— que no pueden propagarse a través de la ionosfera.

Ejemplos de grandes llamaradas solares

Condiciones del clima espacial, incluido el flujo de rayos X blandos (fila superior), durante las tormentas solares de Halloween de 2003 [ 58 ]

Se cree que la llamarada más potente jamás observada es la asociada al evento Carrington de 1859. [ 59 ] Si bien no se realizaron mediciones de rayos X blandos en ese momento, el gancho magnético asociado a la llamarada fue registrado por magnetómetros terrestres, lo que permitió estimar su intensidad después del evento. Utilizando estas lecturas de magnetómetro, se ha estimado que su clase de rayos X blandos es mayor que X10 [ 60 ] y alrededor de X45 (±5). [ 61 ] [ 62 ]

En tiempos modernos, la erupción solar más grande medida con instrumentos ocurrió el 4 de noviembre de 2003. Este evento saturó los detectores GOES y, por ello, su clasificación es solo aproximada. Inicialmente, extrapolando la curva GOES, se estimó que era X28. [ 63 ] Un análisis posterior de los efectos ionosféricos sugirió aumentar esta estimación a X45. [ 64 ] [ 65 ] Este evento produjo la primera evidencia clara de un nuevo componente espectral por encima de 100  GHz. [ 66 ]

Predicción

Los métodos actuales de predicción de llamaradas solares son problemáticos, y no hay indicios certeros de que una región activa del Sol vaya a producir una llamarada. Sin embargo, muchas propiedades de las regiones activas y sus manchas solares se correlacionan con las llamaradas. Por ejemplo, las regiones magnéticamente complejas (basadas en el campo magnético de la línea de visión) denominadas manchas delta frecuentemente producen las llamaradas más grandes. Un esquema simple de clasificación de manchas solares basado en el sistema McIntosh para grupos de manchas solares, o relacionado con la complejidad fractal de una región [ 67 ] se usa comúnmente como punto de partida para la predicción de llamaradas. [ 68 ] Las predicciones generalmente se expresan en términos de probabilidades de ocurrencia de llamaradas por encima de la clase M o X dentro de 24 o 48 horas. La Administración Nacional Oceánica y Atmosférica de los Estados Unidos (NOAA) emite pronósticos de este tipo. [ 69 ] MAG4 fue desarrollado en la Universidad de Alabama en Huntsville con el apoyo del Grupo de Análisis de Radiación Espacial en el Centro de Vuelos Espaciales Johnson (NASA/SRAG) para pronosticar erupciones de clase M y X, CME, CME rápidas y eventos de partículas energéticas solares. [ 70 ] El Instituto de Investigación Ambiental Espacio-Tierra (ISEE), de la Universidad de Nagoya , Japón, propuso un método basado en la física que puede predecir grandes erupciones solares inminentes. [ 71 ]

Véase también

Referencias

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  • Datos y recursos sobre erupciones solares en tiempo casi real del Centro de Predicción del Clima Espacial de la NOAA :
    • Flujo de rayos X de GOES (datos de 1 minuto)
    • Generador de imágenes ultravioleta solar (SUVI) del GOES
    • Predicciones de absorción en la región D (D-RAP)
    • Pronóstico para 3 días
    • Análisis de las previsiones