Región activa

En física solar , una región activa es una característica temporal en la atmósfera del Sol caracterizada por un campo magnético fuerte y complejo . Las regiones activas suelen estar asociadas con manchas solares y son comúnmente la fuente de erupciones violentas como eyecciones de masa coronal y llamaradas solares . ^{[ 1 ]} El número y la ubicación de las regiones activas en el disco solar en un momento dado dependen del ciclo solar . ^{[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]}

La definición más clara de una región activa solar se obtiene a través de su campo magnético fotosférico ; en un magnetograma global , las regiones activas aparecen como estructuras bipolares complejas. En la fotosfera, una región activa consta de manchas solares y fáculas, y en la cromosfera, de fáculas solares y una red de emisión intensificada que se relaciona con la supergranulación . Estas regiones suelen persistir durante muchas rotaciones solares (meses), tras un crecimiento inicial relativamente rápido. Las regiones más intensas desarrollan manchas solares relativamente pronto en su vida útil, pero estas normalmente se desvanecen y rara vez persisten durante más de una rotación.

Las regiones activas recién observadas en el disco solar reciben números de cuatro dígitos por parte del Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC) al día siguiente de la observación inicial. El número asignado a una región activa en particular se suma al número asignado previamente. Por ejemplo, a la primera observación de la región activa 8090, o AR8090, le siguió la AR8091.

Según el SWPC, se asigna un número a una región si cumple al menos uno de los siguientes criterios: ^{[ 7 ]}

1. Contiene un grupo de manchas solares de clase C o superior, según el sistema de clasificación de manchas solares de Zurich modificado.
2. Contiene un grupo de manchas solares de clase A o B confirmado por al menos dos observadores, preferiblemente con observaciones separadas por más de una hora.
3. Ha producido una llamarada solar con una ráfaga de rayos X.
4. Contiene una fácula con un brillo de luz blanca de al menos 2,5 (en una escala lineal de 1 a 5, donde 5 es un destello) y tiene una extensión de al menos cinco grados heliométricos .
5. Contiene una placa que es brillante cerca del limbo oeste y se sospecha que está creciendo.

El número de habitantes de la región alcanzó los 10.000 en julio de 2002. Sin embargo, el SWPC continuó utilizando números de 4 dígitos, incluyendo ceros iniciales. ^{[ 8 ] [ 9 ]}

Una región activa solar puede presentar dos tipos de conectividad magnética: "corriente" o "pseudocorriente". La primera consiste en una configuración bipolar simple que se extiende hacia la corona superior y el viento solar como una lámina de corriente heliosférica . En la segunda, denominada "roseta" o "anémona", un campo unipolar a gran escala confina el campo de la región activa, lo que da lugar a una reconexión magnética en forma de "espina y abanico" y a patrones característicos de erupciones solares.

El fuerte flujo magnético que se encuentra en las regiones activas suele ser lo suficientemente intenso como para inhibir la convección . Sin la convección que transporta energía desde el interior del Sol a la fotosfera, la temperatura de la superficie disminuye junto con la intensidad de la radiación de cuerpo negro emitida . Estas áreas de plasma más frío se conocen como manchas solares y suelen aparecer en grupos. ^{[ 14 ]} Sin embargo, no todas las regiones activas poseen manchas solares. ^{[ 8 ]}

Las regiones activas se forman mediante el proceso de emergencia del flujo magnético, durante el cual los campos magnéticos generados por la dinamo solar emergen del interior solar. ^{[ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] : 118}

El análisis de los mapas de velocidad Doppler del instrumento Hinode/EIS , que observa la corona solar en líneas espectrales específicas como FeXII, muestra que en los bordes de las regiones activas del Sol, siempre hay áreas donde el plasma (gas caliente ionizado) fluye hacia arriba desde la corona. ^{[ 18 ]} Estos flujos ascendentes aparecen como desplazamientos al azul en las imágenes de velocidad Doppler. Estas regiones de flujo ascendente se encuentran donde las líneas del campo magnético del Sol están abiertas —es decir, se extienden hacia el espacio— y esta conexión parece contribuir a impulsar los flujos ascendentes. ^{[ 18 ]}

Las regiones de flujo ascendente podrían ser las fuentes del viento solar lento , ^{[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ]} una corriente de partículas cargadas que fluye constantemente desde el Sol hacia el espacio. Las áreas de flujo ascendente tienden a formarse tempranamente en el desarrollo de una región activa y persisten durante toda su vida útil. ^{[ 21 ]}

Sin embargo, las razones exactas por las que se producen estos flujos ascendentes aún no se comprenden del todo. Se están explorando varias hipótesis, como ondas que viajan a través de la corona ^{[ 22 ]} o la reconexión magnética —donde las líneas de campo magnético se rompen y se vuelven a conectar— en el núcleo de la región activa con líneas de campo magnético abiertas. ^{[ 23 ]} También es posible que múltiples procesos actúen conjuntamente para crear estos flujos ascendentes al mismo tiempo. ^{[ 24 ]}

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