Actividad Solar

El Sol y su atmósfera están cambiando continuamente, de manera que tienen su propio clima.

El Sol experimenta variaciones climatológicas con período aproximado de 11 años, conocido como ciclo solar. Este ciclo es visualizado principalmente a través del número de manchas solares sobre la superficie solar (gráfico), pero también puede observarse – usando filtros especiales – en la aparición y desaparición de características menos evidentes como filamentos .

Número de manchas solares (media mensual) en el hemisferio visible del Sol. El número de manchas aumenta y disminuye con el ciclo de actividad solar de 11 años. (de: The National Solar Observatory / Sacramento Peak).

Ciclo solar

Ciclo Solar

El Sol, que es la mayor fuente de energia del Sistema Solar, libera su energía en forma de radiación electromagnética (“luz”) y de partículas energéticas. De esta manera, por una parte, el Sol ilumina constantemente a la Tierra proporcionándole un flujo de energia de 1367 W/m2, conocida como la constante solar; a la vez que, por otro lado, su atmósfera (la corona solar, demasiado caliente como para ser retenida por el campo gravitacional) se proyecta de tal manera que la Tierra es influenciada por el viento solar a través de un flujo continuo de partículas, como también de su campo magnético asociado.

La radiación electromagnética resulta ser varios órdenes de magnitud mayor que la radiación de las partículas. La potencia de entrada en la Tierra, debida a la iluminación, considerando una sección eficaz πRE 2, donde RE es el radio terrestre medio, es de 1.73×1017 W.

La energía del viento solar que incide sobre la magnetosfera terrestre, cavidad formada por la interacción entre el campo geomagnético aproximadamente dipolar y el viento solar que tiene asociado el campo magnético interplanetario (ver figura previa), es del orden de 1.3x 1013 W, considerando una sección eficaz de radio igual a 15 RE [Hill, 1979]. Para una sección eficaz de un disco de radio terrestre que absorbe toda la energia cinética del viento solar incidente, esto es en ausencia de campo geomagnético, la potencia seria del orden de 5.7 x 1010 W.
A pesar de la gran diferencia entre los valores de las potencias disponibles en las vecindades de la Tierra a través de las dos formas de radiación, es el viento solar el encargado de acoplar la atmósfera solar con la magnetosfera y la ionosfera (región ionizada de la atmósfera) terrestre, y la mayoria de los procesos magnetosféricos e ionosféricos asistidos por la magnetosfera son debidos a esta energia.

La fuente del viento solar es la corona cuya energia proviene de la zona de convección solar como muestra la siguiente figura

Estructura solar

Esquema solar

Podemos mostrar, de manera simple, la energización coronal y la consecuente generación del viento solar. Véase la siguiente imagen:

Configuración magnetica para el calentamiento coronal

Debido al enorme gradiente de temperatura entre la base de la corona y la zona de transición, la mayor parte de la energú} depositada en la corona es conducida en dirección a la cromosfera la cual es energizada de esta manera. Otra parte de la corona, la cual está estructurada de campos magnéticos muy intensos, está constantemente escapando del campo gravitacional del Sol a lo largo de las lineas de campo abiertas, huecos coronales (coronal holes) y llamaradas (flares), es lo que se conoce como viento solar. Esta parte esá constituida principalmente de hidrógeno, 96%,y helio, 3.2%, ionizados. El 0.8% restante está constituido por elementos altamente ionizados como O, N, C, Si, Fe [Schwenn, 1988].

Un tipo de evento solar es la llamada llamarada solar “solar flare” debido a que el abrillantamiento de una pequeña área en el Sol anuncia su ocurrencia.

Una llamarada sobre la fotosfera intensifica las emisiones de luz de una región activa del sol

Zona activa
(fuente: NASA).

La presencia de lineas de campo magnético cerradas en la región inferior de las llamaradas aparentemente hace que el viento solar que proviene de esa zona consista de haces lentos (348 km/s), con densidad media de 10.7 cm-3 comparados con los haces muy rápidos (667 km/s) con densidad de 3.0 cm-3) que provienen de los huecos coronales. Los valores anteriores son valores promediados entre el 12 de Diciembre de 1974 y el 31 de Diciembre de 1976 [Schwenn, 1983]. En las regiones de lineas de campo cerradas, por ejemplo sobre las manchas solares, el viento solar está atrapado y puede ser liberado durante transientes a través de la expulsión de plasma y campos magnéticos denominados “eyecciones de masa coronal” (EMC). La energia y masa liberada durante transientes, como EMC y “llamaradas” que ocurren en la superficie del Sol, contribuyen muy poco (1.8% y 3.0%, respectivamente) al viento solar promedio.

Otro tipo de evento común es la llamada “eyección de masa coronal.”

Eyección de masa coronal

Eyección de masa coronal

Estas explosiones de material desde la atmósfera superior del Sol son difíciles de ver a “ojo pelado” excepto durante eclipse solar total. Debido a esta particularidad, fueron reconocidos sólo en tiempos modernos.

El sol ahora

El sol ahora

Podéis ver más en el SDO ( Solar Dinamic Observatory )

Un video interesante

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