1.24: Manchas solares, eyecciones de masa coronal y viento solar

Manchas solares y eyecciones de masa coronal

Las manchas solares son manchas relativamente oscuras que aparecen temporalmente en la fotosfera del Sol (Figuras 1-59 y 1-60). Las manchas solares son provocadas por un flujo en los campos magnéticos que parecen inhibir la convección. Las manchas solares suelen ocurrir en pares, como los dos extremos de un imán en forma de U. Las manchas solares duran de unos días a unos meses antes de que se disipen. La concentración de manchas solares en la superficie solar tienden a seguir un ciclo de 11 años que también fluye una pequeña variación es la cantidad total de producción de energía solar.

Las eyecciones de masa coronal son erupciones inusualmente grandes de flujo de plasma y radiación (compuestas por partículas cargadas) bajo la influencia del magnetismo solar. Las erupciones resultan en la formación de llamaradas solares y prominencias (llamaradas arqueadas) que emergen de la superficie del Sol (Figuras 1-61 y 1-62).

Figura 1.59. Las manchas solares aparecen como manchas oscuras en la superficie del Sol.

Figura 1.60. Comparación del tamaño relativo de las manchas solares con el tamaño de la Tierra.

Figura 1.61. Una llamarada solar que estalla en la superficie del Sol.

Figura 1.62. Un gran protagonismo solar que estalla en la superficie del Sol.

El viento solar

El viento solar es una corriente de partículas energizadas y cargadas (en su mayoría electrones y protones) que fluyen hacia afuera desde la atmósfera superior del Sol. Las partículas ionizadas son liberadas al espacio desde la corona del Sol y por eyecciones de masa coronal (prominencias y bengalas). El viento solar se mueve a través del sistema solar a velocidades de aproximadamente 500 millas por segundo (800 km/seg); unos 10 días del Sol a la Tierra) y puede alcanzar temperaturas de aproximadamente 1 millón de grados (Celsius). El viento solar es lo que sopla una cola lejos de los cuerpos de los cometas a medida que atraviesan el sistema solar. Las estimaciones sugieren que el Sol pierde el equivalente a una masa terrestre aproximadamente cada 150 millones de años (lo cual no es mucho considerando el tamaño del Sol). Las grandes expulsiones de masa de corona de la superficie del Sol resultan en tormentas solares que frecuentemente impactan la Tierra y otros planetas.

El campo magnético de la Tierra protege al planeta de los efectos erosivos del viento solar (Figura 1.63). Las partículas atrapadas por el campo magnético de la Tierra fluyen hacia la atmósfera superior produciendo las auroras boreales (Northern Lights) y aurora australis (Southern Lights) (Figura 1.64). A lo largo del tiempo geológico, el viento solar también erosiona la atmósfera de planetas con campos magnéticos débiles (esto incluye Mercurio, Marte y la Luna). Se han observado fuertes auroras en los planetas gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno), todos los cuales tienen una atmósfera densa y un fuerte campo magnético.

Las tormentas solares asociadas con las eyecciones de masa coronal pueden interferir con las comunicaciones por radio, causar daños a los satélites e impactar las líneas e instalaciones de transmisión eléctrica (lo que resulta en cortes de energía). Durante fuertes tormentas solares, largas líneas de metal (como líneas eléctricas, ductos y líneas de ferrocarril en las regiones del norte pueden sobrecargarse con cargas eléctricas que chispean a objetos cercanos y se ha informado que han iniciado incendios de cepillo. Debido a que se pueden observar eyecciones solares masivas, se pueden predecir los posibles impactos de las tormentas solares.

Figura 1.63. Las eyecciones de masa coronal dan como resultado el viento solar que es desviado y capturado por el campo magnético de la Tierra.

Figura 1.64. Las auroras boreales están transmitiendo exhibiciones de luz en el hemisferio norte.