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prominencia solar

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Prominencia solar vista en color real durante la totalidad de un eclipse solar .

En física solar , una protuberancia , a veces denominada filamento , es una gran estructura de plasma y campo magnético que se extiende hacia afuera desde la superficie del Sol , a menudo en forma de bucle. Las protuberancias están ancladas a la superficie del Sol en la fotosfera, mucho más brillante , y se extienden hacia afuera en la corona solar . Mientras que la corona consiste en plasma extremadamente caliente, las protuberancias contienen plasma mucho más frío, de composición similar a la de la cromosfera . Al igual que la corona, las protuberancias solares solo son visibles a simple vista durante un eclipse solar total .

Las protuberancias se forman en escalas de tiempo de aproximadamente un día y pueden persistir en la corona durante varias semanas o meses, extendiéndose cientos de miles de kilómetros en el espacio. Algunas protuberancias pueden dar lugar a eyecciones de masa coronal . El mecanismo exacto de generación de protuberancias es objeto de investigación científica constante.

Una prominencia típica se extiende a lo largo de muchos miles de kilómetros; la más grande registrada se estimó en más de 800.000 km (500.000 millas) de largo, [ 2 ] aproximadamente del radio solar .  

Historia

La primera descripción detallada de una protuberancia solar se encuentra en el Códice Laurentiano del siglo XIV , que describe el eclipse solar del 1 de mayo de 1185. Se las describió como "lenguas de brasas vivas parecidas a llamas". [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]

Las protuberancias fueron fotografiadas por primera vez durante el eclipse solar del 18 de julio de 1860 por Angelo Secchi . A partir de estas fotografías, se pudieron derivar por primera vez la altitud, la emisividad y muchos otros parámetros importantes. [ 6 ]

Durante el eclipse solar del 18 de agosto de 1868 , los espectroscopios pudieron detectar por primera vez la presencia de líneas de emisión de prominencias. La detección de una línea de hidrógeno confirmó que las prominencias eran de naturaleza gaseosa. Pierre Janssen también pudo detectar una línea de emisión correspondiente a un elemento entonces desconocido, ahora conocido como helio . Al día siguiente, Janssen confirmó sus mediciones registrando las líneas de emisión del Sol, ahora sin obstrucciones, una tarea que nunca se había realizado antes. Gracias a sus nuevas técnicas, los astrónomos pudieron estudiar las prominencias diariamente. [ 7 ]

Clasificación

Imagen en escala de grises H-alfa del disco solar que muestra filamentos quiescentes (QF), filamentos intermedios (IF) y filamentos de la región activa (ARF).

Históricamente, cualquier característica visible que se extendiera por encima de la superficie del sol, incluyendo espículas solares , bucles coronales y algunas eyecciones de masa coronal , se consideraba una prominencia solar. Hoy en día, gracias a una mejor comprensión de la diversidad de estos fenómenos, la mayoría se clasifican por separado, y el término prominencia se usa principalmente para referirse a características más grandes y frías. [ 8 ]

Actualmente se utilizan varios esquemas de clasificación de prominencias. Uno de los más utilizados y básicos clasifica las prominencias según el entorno magnético en el que se formaron. Existen tres clases:

  • Las prominencias de las regiones activas , o filamentos de las regiones activas , se forman dentro de los campos magnéticos relativamente fuertes en los centros de las regiones activas . Las prominencias de las regiones activas tienen una vida útil que oscila entre horas y días y entran en erupción con mayor frecuencia que las prominencias pertenecientes a otras clases. [ 9 ] Como consecuencia de estar ubicadas dentro de regiones activas, las prominencias de las regiones activas se encuentran generalmente en latitudes heliocéntricas bajas . [ 10 ] [ 11 ]
  • Entre las regiones de fáculas unipolares débiles y las regiones activas se forman prominencias intermedias , o filamentos intermedios .
  • Las prominencias quiescentes , o filamentos quiescentes , se forman en el débil campo magnético de fondo lejos de cualquier región activa. [ 12 ] A diferencia de las prominencias de las regiones activas, las prominencias quiescentes son relativamente estables y pueden tener vidas útiles que van desde semanas hasta meses, de ahí su nombre . [ 9 ] Las prominencias quiescentes se ubican típicamente en latitudes altas alrededor de lo que se conoce como la corona polar . [ 10 ] [ 11 ] Además, las prominencias quiescentes generalmente alcanzan alturas mucho mayores en la corona que las prominencias de las regiones activas.

Las prominencias de la región activa y las quiescentes también se pueden diferenciar por sus espectros de emisión . El espectro de las prominencias de la región activa es idéntico al de la cromosfera superior, con fuertes  líneas de He II pero muy débiles líneas de metales ionizados. Por otro lado, el espectro de las prominencias quiescentes es idéntico al espectro medido a 1500 km (930 mi) en la cromosfera, con fuertes líneas de H, He I y de metales ionizados, pero débiles líneas de He II. [ 13 ]    

Morfología

Canales de filamentos

Las prominencias se forman en estructuras magnéticas conocidas como canales de filamentos, donde están protegidas térmicamente de la corona circundante y resisten la gravedad. Estos canales se encuentran en la cromosfera y la corona inferior, por encima de las divisiones entre regiones de polaridad magnética fotosférica opuesta, conocidas como líneas de inversión de polaridad (PIL). [ b ] La presencia de un canal de filamentos es una condición necesaria para la formación de una prominencia, pero un canal de filamentos puede existir sin contener una prominencia. Múltiples prominencias pueden formarse y surgir dentro de un mismo canal de filamentos a lo largo de su vida útil. El campo magnético que conforma el canal de filamentos es predominantemente horizontal, apuntando en la misma dirección a ambos lados de la PIL (véase §  Quiralidad ). [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]

El material de la prominencia no ocupa todo el ancho del canal del filamento; una región en forma de túnel, menos densa que la corona, conocida como cavidad coronal , ocupa el volumen entre la prominencia y la arcada magnética suprayacente. [ 7 ]

Espinas y púas

Las prominencias típicas tienen una estructura estrecha orientada a lo largo del canal del filamento, conocida como espina. La espina define el cuerpo principal superior de una prominencia y generalmente tiene la forma de una lámina vertical que diverge hacia la fotosfera en ambos extremos. Muchas prominencias también tienen estructuras más pequeñas llamadas púas que divergen de manera similar desde la espina hacia la cromosfera y la fotosfera. Tanto las espinas como las púas están compuestas de filamentos delgados que trazan el campo magnético de forma similar a las fibrillas cromosféricas . [ 15 ]

El material frío de la prominencia que forma las espinas y las púas —el núcleo de la prominencia— está rodeado por una región de transición prominencia-corona ( PCTR ) donde existe un fuerte gradiente de temperatura. La PCTR es responsable de la mayor parte de la emisión óptica de las prominencias. [ 7 ]

Imagen H-alfa de un filamento de región activa que muestra una espina, dos barbas y fibrillas cromosféricas orientadas paralelamente al PIL [ 14 ].

Estructuras superpuestas

Por encima de los canales de filamentos se encuentran arcadas magnéticas que pueden extenderse de 50 000 a 70 000 km (31 000 a 43 000 mi) hacia la corona. Por encima de estas arcadas, el campo magnético coronal cerrado puede extenderse radialmente hacia afuera, formando lo que se conoce como un filamento en forma de casco . [ 17 ] Estos filamentos pueden alcanzar un radio solar o más por encima de la superficie del Sol. [ 7 ]  

Quiralidad

Los canales filamentosos y su prominencia, si están presentes, exhiben quiralidad . Observados desde el lado del canal filamentoso con polaridad magnética positiva, se dice que el canal es dextral si el campo magnético horizontal está orientado hacia la derecha y sinistral si está orientado hacia la izquierda. Los canales dextrales se han encontrado con mayor frecuencia en el hemisferio norte del Sol y los canales sinistrales con mayor frecuencia en el hemisferio sur.

El campo magnético orientado horizontalmente provoca que las fibrillas cromosféricas a lo largo del canal del filamento se sitúen casi paralelas a la PIL y antiparalelas entre sí en lados opuestos de la PIL. La orientación de estas fibrillas depende de la quiralidad del canal. En el lado de la PIL con polaridad magnética positiva, los canales dextrales presentan fibrillas que fluyen hacia la derecha y ramificaciones que apuntan hacia la derecha, mientras que los canales sinistrales presentan fibrillas que fluyen hacia la izquierda y ramificaciones que apuntan hacia la izquierda. Además, las arcadas magnéticas suprayacentes de los canales dextrales están sesgadas hacia la izquierda, y las de los canales sinistrales, hacia la derecha. [ 7 ]

Formación

Actualmente se desconoce el mecanismo exacto que da lugar a la formación de prominencias solares. Los modelos deben ser capaces de explicar la formación del canal del filamento y su quiralidad dependiente del hemisferio , así como el origen del plasma denso que conforma el núcleo de la prominencia. [ 7 ]

Erupción

Una protuberancia solar en erupción. Imagen ultravioleta en falso color.

Algunas protuberancias son expulsadas del Sol en lo que se conoce como erupción de protuberancia . Estas erupciones pueden alcanzar velocidades que van desde 600  km/s hasta más de 1000  km/s. [ 1 ] Al menos el 70 % de las erupciones de protuberancias están asociadas con una eyección de material coronal al viento solar, conocida como eyección de masa coronal . [ 18 ]

Véase también

Notas explicativas

  1. ↑ Cuando se observan contra el fondo del espacio (fuera del limbo), se denominan prominencias; cuando se observan contra la superficie del Sol (en el disco), se denominan filamentos. [ 1 ]
  2. ↑ Las divisiones entre regiones de polaridad magnética fotosférica opuesta se denominan de diversas maneras: líneas de inversión de polaridad (PIL), límites de inversión de polaridad (PRB) o líneas neutras .

Referencias

  1. 1 2 "Acerca de filamentos y prominencias" . solar.physics.montana.edu . Consultado el 2 de enero de 2010 .
  2. ↑ Atkinson, Nancy (6 de agosto de 2012). "Un enorme filamento solar se extiende a través del Sol" . Universe Today . Consultado el 11 de agosto de 2012 .
  3. ↑ "1185: La primera descripción de las protuberancias solares" . Cronología histórica de la física solar (0–1599) . Observatorio de Gran Altitud. 2008.
  4. ↑ "1185: La primera descripción de las protuberancias solares" (PDF) . Grandes momentos en la historia de la física solar . Universidad de Montreal. 2008. Archivado del original el 2 de abril de 2015. Recuperado el 30 de marzo de 2015 .
  5. ↑ Poitevin, Patrick; Edmonds, Joanne (2003). "Boletín informativo sobre el eclipse solar" (PDF) . Consultado el 30 de marzo de 2015 .
  6. ^ Secchi, Angelo (1870). Le Soleil, parte 1 . París: Gauthier-Villars. pag. 378. 
  7. 1 2 3 4 5 6 Vial, Jean-Claude; Engvold, Oddbjørn (2015). Prominencias solares . Saltador. ISBN 978-3-319-10415-7.
  8. ^ Vial, Jean-Claude; Engvold, Oddbjørn (2015). Prominencias solares . Cham Heielberg Nueva York Dordrecht Londres: Springer. págs. 33– 37. doi : 10.1007/978-3-319-10416-4 . ISBN  978-3-319-10416-4.
  9. 1 2 Mackay, DH; Karpen, JT ; Ballester, JL; Schmieder, B.; Aulanier, G. (abril de 2010). "Física de las prominencias solares: II – Estructura y dinámica magnéticas". Space Science Reviews . 151 (4): 333– 399. arXiv : 1001.1635 . Bibcode : 2010SSRv..151..333M . doi : 10.1007/s11214-010-9628-0 . S2CID 118391089 . 
  10. 1 2 Menzel, Donald H.; Jones, F. Shirley (diciembre de 1962). "Actividad de prominencias solares, 1944–1954" . Journal of the Royal Astronomical Society of Canada . 56 : 193. Bibcode : 1962JRASC..56..193M . Archivado del original el 2 de junio de 2021.
  11. 1 2 Minarovjech, M.; Rybanský, M.; Rušin, V. (1998). "Prominencia tiempo-latitud y distribución de la corona verde sobre el ciclo de actividad solar" . Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 167 : 484–487 . doi : 10.1017/S0252921100048132 .
  12. ↑ Engvold, Oddbjørn (1998). "Observaciones de la estructura y dinámica de los filamentos" . Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 167 : 22–31 . doi : 10.1017/S0252921100047229 .
  13. ↑ Zirin, Harold; Tandberg-Hanssen, Einar (1960). "Condiciones físicas en erupciones del limbo y prominencias activas. IV. Comparación de prominencias activas y quiescentes" . The Astrophysical Journal . 131 : 717–724 . Bibcode : 1960ApJ...131..717Z . doi : 10.1086/146884 .
  14. 1 2 Parenti, Susanna (2014). "Prominencias solares: observaciones" (PDF) . Living Reviews in Solar Physics . 11 (1): 1. Bibcode : 2014LRSP...11....1P . doi : 10.12942/lrsp-2014-1 . S2CID 122831380. Recuperado el 29 de enero de 2022 . 
  15. 1 2 Gibson, Sarah E. (diciembre de 2018). "Prominencias solares: teoría y modelos: Desglosando el esqueleto magnético" (PDF) . Living Reviews in Solar Physics . 15 (1): 7. Bibcode : 2018LRSP...15....7G . doi : 10.1007/s41116-018-0016-2 . PMC 6390890. PMID 30872983. Recuperado el 29 de enero de 2022 .  
  16. ↑ Gaizauskas, V. (1998). "Canales de filamentos: ingredientes esenciales para la formación de filamentos" . Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 167 : 257–264 . doi : 10.1017/S0252921100047709 . ISSN 0252-9211 . S2CID 124424544 .  
  17. ↑ Guo, WP; Wu, ST (10 de febrero de 1998). "Una descripción magnetohidrodinámica de las corrientes coronales en forma de casco que contienen una cavidad" . The Astrophysical Journal . 494 (1): 419– 429. Bibcode : 1998ApJ...494..419G . doi : 10.1086/305196 . S2CID 120452722 . 
  18. ↑ Gopalswamy, N.; Shimojo, M.; Lu, W.; Yashiro, S.; Shibasaki, K.; Howard, RA (20 de marzo de 2003). "Erupciones de prominencias y eyección de masa coronal: un estudio estadístico utilizando observaciones de microondas" . The Astrophysical Journal . 586 (1): 562– 578. Bibcode : 2003ApJ...586..562G . doi : 10.1086/367614 . S2CID 119654267 . 

Lecturas adicionales

  • Galsgaard, K.; Longbottom, AW (1999). "Formación de prominencias solares por convergencia de flujo" . Astrophysical Journal . 510 (1): 444– 459. Bibcode : 1999ApJ...510..444G . doi : 10.1086/306559 .
  • Golub, L.; Pasachoff JM (1997). La corona solar . Cambridge University Press . ISBN 0-521-48535-5.
  • Low, BC; Fong, B.; Fan, Y. (2003). "La masa de una prominencia solar quiescente" . Astrophysical Journal . 594 (2): 1060. Bibcode : 2003ApJ...594.1060L . doi : 10.1086/377042 .
  • Tandberg-Hanssen, Einar (1995). La naturaleza de las prominencias solares . Dordrecht: Kluwer Acad. ISBN 978-0792333746.
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