Vientos Solares y las CME - Estructura del Sol

VIENTOS SOLARES Y LAS CME

Las erupciones en la superficie del Sol ocurren con frecuencia. Durante la actividad solar normal el calor intenso de la corona que oscila entre 1,000,000°C (1,800,000°F) y 2,000,000°C (3,600,000°F) acelera el plasma a una velocidad de escape. Un millón de toneladas de materia es lanzado al espacio cada segundo a una velocidad promedio de 400 km/s ("900,000 millas/hr). Las velocidades extremas varían de 300 km/s ("700,000 millas/hr) a 900 km/s ("2 millones de millas/hr). En el proceso el plasma arrastra las líneas del campo magnético del Sol dentro del espacio. Un millón de toneladas de materia por segundo es enorme. Sin embargo, como el viento solar se expande a través del espacio en todas direcciones, hay solamente 6 protones por centímetro cúbico cuando el viento solar alcanza la Tierra. La nave espacial Ulysses y el Explorador de Composición Avanzada (ACE) han recolectado considerable información acerca del viento solar. ¿Le gustaría saber las condiciones del viento solar durante los últimos siete días? + Sitio de Internet con predicción de tiempo

Los vientos solares son comparables a las brisas diarias en la Tierra: templados y constantes. Las llamaradas solares, sin embargo, son como tormentas intensas. Las llamaradas solares son mucho más poderosas que los vientos solares, pero son locales y tienden a lanzar material en una dirección solamente. Las llamaradas liberan una ráfaga rápida de energía equivalente a 10 millones de erupciones volcánicas o más de un billón de bombas de hidrógeno. Una eyección de masa coronal (CME) es como un huracán, - una tormenta energética que se extiende sobre un área muy grande. Una CME es la erupción de una burbuja enorme de plasma procedente de la corona. Una CME viaja entre 400 km/s (1 millón de millas por hora) y 1000 km/s (2 millones de millas por hora). Una erupción típica puede acarrear un billón de toneladas de plasma, una masa igual a la de 10,000 transbordadores espaciales. Una CME es material proyectado en una dirección hacia el exterior en un delgado flujo que puede extenderse hasta 30 millones de millas.

Foto anterior: Cortesía del consorcio SOHO/LASCO. SOHO es un proyecto de cooperación internacional entre ESA y la NASA.

Las eyecciones de masa coronal ocurren solamente dos veces por semana cuando las manchas solares están a su mínimo. Sin embargo, ocurren con una frecuencia de 4 a 5 veces al día cuando la actividad de las manchas del sol alcanza su máxima. Las CME se distribuyen al azar en la superficie del Sol. Por lo tanto, muy pocas apuntan hacia la Tierra. La mayoría de la energía de una CME que sí llega a la Tierra es desviada por la magnetosfera de la Tierra. La energía de una CME dirigida a la Tierra puede crear auroras, dañar satélites, interrumpir la radiocomunicación, quemar transformadores de energía y corroer conductos. En la superficie relativamente desprotegida de la Luna, estos protones de alta energía podrían fácilmente matar a un humano. La serie de imágenes de arriba muestra las CME que se proyectan al lado del Sol como nosotros las vemos. Las CME que se mueven en dirección a la Tierra pueden afectar los instrumentos de los satélites, causando averías y provocando que se caigan los sistemas computacionales. En algunos casos los satélites pueden averiarse. Para observar las CME dirigidas a la Tierra con más detalle, la misión de STEREO (Observatorio de Relaciones Terrestres y Solares) está planeada para ser lanzada en el 2005. Observará las CME dirigidas a la Tierra mediante el emplazamiento de dos naves espaciales en una órbita solar idéntica a la órbita de la Tierra. Una nave espacial precederá a la Tierra y la otra la seguirá. Las eyecciones de masa coronal dirigidas a la Tierra serán medidas en estéreo revelando estructuras tridimensionales sin precedentes en las CME.

http://stargazers.gsfc.nasa.gov/resources/solar_winds_cmes_sp.htm

LA ASOMBROSA ESTRUCTURA DEL SOL

Las estadísticas del Sol agrandan la imaginación. Los tamaños, las distancias y las temperaturas se encuentran más allá de nuestra experiencia.

• 
  El diámetro del Sol es de aproximadamente 1,390,000 km. El diámetro promedio de la Tierra es de 12,740 km. Cerca de 109 Tierras podrían ser colocadas al lado del diámetro del Sol.
• El volumen del Sol, que es de 1.406 x 1018 km3, es inimaginable. Aproximadamente 1,300,000 Tierras podrían caber dentro del Sol.
• Su masa es de 1.989 x 1030 kg, equivalente a la masa de cerca de 300, 000 Tierras.

La estructura del Sol está separada en varias regiones: la región interior, la fotosfera, la cromosfera, la región de transición, la corona y el viento solar.

Para una vista más cercana al Sol + Enlace al sitio de Internet para mayor información.

 El interior: El núcleo y la capa radiactiva

El núcleo ocupa el primer 25% de la distancia desde el centro.

• La temperatura en el núcleo es enorme. Las temperaturas oscilan entre 15,000,000°C (27,000,000°F) en el centro y 7,000,000°C (12,600,000°F) en el borde exterior del núcleo. Esto es calientísimo. La temperatura del metal que está suficientemente caliente para tener un brillo blanco es de solamente 6000° C.
• La densidad cambia dramáticamente. En el centro la densidad es ocho veces la densidad del oro (160g/cm3). En el borde exterior del núcleo la densidad se acerca a la densidad del oro (20g/cm3).

A estas temperaturas y presiones el hidrógeno se fusiona en helio y los elementos se encuentran en estado de plasma. (Para información sobre la animación FLASH de este proceso, visitar + sitio de web http://www.kingsu.ab.ca/ y encontrar el ciclo protón-protón).
La zona radioactiva se encuentra rodeando al núcleo.

• La radiación que escapa del núcleo es en su mayoría rayos X. La salida de la energía del Sol es cerca de 4 x 1026 vatios de energía. Para darnos una idea de la cantidad de la energía, podemos compararla con el total de la demanda de energía en EEUU en el 2001 que fue calculada en 6.7 x 105 vatios.
• De acuerdo a la ecuación de Einstein, E=mc2, esta cantidad de energía es igual a 4.4 billones de kilogramos de materia que se convierte en energía cada segundo. En la Tierra tal cantidad de materia pesaría cerca de un millón de toneladas.
• A pesar de que viaja a la velocidad de la luz, a esta radiación le toma cerca de un millón de años poder salir de la capa radiactiva debido a las colisiones entre la luz y la materia dentro de la capa radiactiva.

Entre la zona radiactiva y la zona de convección hay una capa de interfase. Ahora se cree que hay una dinamo magnética en la capa que genera el campo magnético del Sol. (Ver también por qué ocurren las manchas del Son y las CMEs)
En los últimos 200,000 Km. (124,000millas) hacia la fotosfera, la fuerza de convección lleva la energía a la zona de convección.

• La temperatura desciende de 2,000,000°C (3,600,000°F) a 5,700°C (10,000°F).
• La densidad disminuye de 0.2 g/cm3 a 0.0000002 g/cm3.

• El plasma caliente sube y el plasma más frío se hunde, creando "ciclones" con la rotación del Sol.

 La fotosfera
En cuanto estas burbujas emergentes de plasma caliente alcanzan la superficie de la fotosfera, se crean manchas brillantes de gránulos.

Las manchas brillantes son gránulos solares y las manchas grandes y oscuras son manchas solares.

Estos gránulos y manchas solares son características de la fotosfera que es una capa delgada de solamente 100 Km. (62 millas) de grosor. Estamos más familiarizados con esta capa porque es la superficie visible del Sol y produce la mayoría de la luz blanca que vemos.

La cromosfera
Arriba de la fotosfera está la cromosfera. La temperatura se eleva de cerca de 6000°C (10,800°F) a cerca de 20,000°C (36,000°F).A esta temperatura el hidrógeno emite una luz rojiza. Las llamaradas solares y las erupciones son comunes en esta región.

La región de transición
Entre la cromosfera y la corona hay una capa delgada e irregular que está mal comprendida. TRACE (Explorador Coronal y Regional de Transición) examina esta capa, llamada región de transición. Dentro de esta región la temperatura se eleva rápidamente de 20,000°C a 1,000,000°C. Los científicos estudian esta región para mejorar su entendimiento de los procesos que causan que la temperatura aumente.

La corona
Sobre la cromosfera se encuentra la corona. La temperatura de la corona es de aproximadamente 1,000,000°C (1,800,000°F). El hidrógeno y otros elementos se ionizan y catapultan al espacio como un torrente continuo de plasma conocido como el viento solar.

La imagen de abajo captura una amplia protuberancia cuando hace erupción desde el Sol. Las protuberancias son arcos enormes de gas inyectado dentro de la corona. Pueden alcanzar 200,000 o 300,000 Km dentro de la corona. Las protuberancias pueden ser bastante estables y durar por días. Cuando hacen erupción pueden contribuir energía adicional al viento solar. El Observatorio Heliosferico y Solar (SOHO) tomó la imagen que se encuentra abajo usando el telescopio extremo de imágenes ultravioletas (EIT, siglas en inglés). Este instrumento "mira" el Sol en cuatro diferentes longitudes de onda de luz. Las cuatro longitudes de onda están en la región ultravioleta del espectro electromagnético. Las cuatro longitudes de onda en unidades ángstrom (10-8cm) son 304Å, 284Å, 195Å y 171Å. La imagen de abajo muestra el Sol a 304Å. La emisión en esta longitud de onda muestra la cromosfera superior a una temperatura de cerca de 60,000ºC. Las áreas más calientes aparecen en blanco, mientras que las áreas en rojo oscuro indican temperaturas más frescas.

(Foto: Observatorio Heliosferico y Solar (SOHO). SOHO es un proyecto de cooperación internacional entre ESA y la NASA.)

Algunas veces las erupciones son muy grandes y se les denomina eyecciónes de masa coronal (CME). SOHO capturó estas imágenes de una CME. El disco central del Sol está cubierto para proteger el instrumento de la intensa radiación del Sol y permitir que el instrumento detecte la corona menos intensa y las CME. El círculo blanco muestra el tamaño del Sol.

(Foto: Consorcio SOHO/LASCO.)

La brillante región blanca que viene del disco central hacia la derecha es una eyección de masa coronal. Las dos líneas blancas más pequeñas que vienen de la parte baja de la derecha son cometas que rozan el Sol que fueron rápidamente aniquilados por el calor del Sol. Haga click en el enlace debajo de la imagen de arriba para ver una película corta de la CME y sus cometas.
El viento solar y las más energéticas eyecciones de masa coronal son extremadamente importantes para la Tierra y para nuestra vida y sociedad.

http://stargazers.gsfc.nasa.gov/resources/amazing_structure_sp.htm