El Sol desencadena la mayor llamarada solar del año, y la tercera mayor de todo el ciclo 24

El Sol desencadena la mayor llamarada solar del año, y la tercera mayor de todo el ciclo 24

Tras diez días de actividad solar, docenas de llamaradas M, y cinco grandes llamaradas en la magnitud X, la última de las cuales, una X2.3 era ya la mayor llamarada del año y la quinta mayor de todo el ciclo solar 24 el sol volvió a superarse la noche de este martes con una nueva llamarada solar X3.3, que pasa a ser ahora la mayor llamarada solar de 2013, y la tercera mayor en términos absolutos de todo el ciclo solar 24.

 La X3.3 causó una rara disrupción en nuestro campo magnético denominada "magnetic crochet".

Como en otras ocasiones en estos días, dicha gran llamarada solar desencadenó en minutos fuertes disrupciones de radio en la escala R3 de NOAA, en su mayor parte sobre el Océano Pacífico, Nueva Zelanda, Micronesia y el este de Australia.

Esta llamarada solar fue además de particular espectacularidad en varios sentidos, además de por su propia magnitud.

De un lado fue una llamarada altamente impulsiva que a pesar de su gran magnitud alcanzada (X3.4 según el centro ISES australiano) se desarrolló en su totalidad en poco más de 10 minutos, desde las 23:10 hasta las 23:23, hora peninsular española; partiendo de muy bajos valores de actividad solar, que la hacía imprevisible, y volviendo a dichos mismos valores de actividad solar preestablecidos a continuación.

De otro lado, y a pesar de lo poco habitual que ello resulta en este tipo de llamaradas solares altamente impulsivas, se confirmó la detección de una fuerte eyección de masa coronal asociada (CME) que en principio se daba prácticmente por descartada, y generó discrepancia de criterios entre distintos centros de la red internacional ISES, pero cuya velocidad ha podido ser finalmente confirmada en los 1380 km/segundo, que resulta ya una velocidad apreciable y a tomar en consideración. Lo que hace que de ser geoefectiva nos alcanzaría en menos de 30 horas a contar a partir de las 23:23 de anoche, extremo éste el de su geoefectividad que todavía está siendo estudiado y que dada la ubicación de su región activa de origen, la 1890 no puede ser descartada.

Pero, sin duda, la mayor de todas sus peculiaridades fue el desencadenamiento de un raro fenómeno en nuestra magnetosfera conocido en clima espacial como "magnetic crochet", consistente en una afectación u oscilación directa de nuestro campo magnético terrestre antes incluso de la posterior llegada de la CME, asociada a la propia inmensa llamarada solar y a la ionización que esta desencadena, y las corrientes eléctricas que por sí misma es capaz de desencadenar a 60 o 100 km de altura sobre nosotros. Tales fenómenos han sido históricamente registrados asociados a las mayores llamaradas solares desde el "magnetic crochet" del 1 de septiembre de 1859 con ocasión del evento carrington hasta nuestros días. Suele ser un indicativo de llamaradas solares de especial relevancia y magnitud.

Con todo, desde el Observatorio del Clima Espacial, han subrayado que este es un fenómeno carente de peligrosidad, y que debe ser motivo de normal seguimiento, y en ningún caso de ninguna preocupación.

"Se da la circunstancia de que esta llamarada X3.3 de anoche, 5 de noviembre de 2013, casi coincide con el décimo aniversario de la inmensa llamarada solar X28-X45 de 4 de noviembre de 2003, la mayor llamarada solar de la historia jamás registrada por el hombre, aquello otro sí que fue motivo de preocupación, esto de anoche, en cambio, no".

"En este caso se trata de un fenómeno espectacular por muy distintas razones, en especial por lo repentino e impredecible que resultó, que lo que deja de manifiesto es la necesidad de mantener un seguimiento constante de nuestro astro rey, que una vez más nos ha demuestrado como en cualquier momento puede romper su calma y desencadenar fenómenos realmente impresionantes y de gran belleza".

Por último, la región activa que la desencadenó, la 1890 también es una de las mayores registradas en todo el ciclo solar 24 y apenas acaba de iniciar su rotación por la cara orientada a la Tierra del sol y a lo largo de los próximos diez días ocupará posiciones de buena geoefectividad potencial, sus magnetismo resulta moderadamente inestable y alberga energía para nuevas llamaradas solares de gran magnitud, lo que hará que su seguimiento sea objeto de seguimiento por estudiosos de todo el  planeta.

La observación del Sol 
Cuando se desee mirar el Sol a simple vista es muy importante tener en cuenta algunos detalles. En primer lugar, no hacerlo nunca sin una protecciòn adecuada.
Esta protecciòn puede ser una película fotogràfica velada, absolutamente negra. Los anteojos negros no protegen bajo ninguna circunstancia. El no tener en cuenta esta recomendaciòn puede ocasionar la pèrdida de la vista.
Si se lo quiere mirar a travès de un telescopio no se debe mirar por el ocular, sino que se debe observar el disco solar proyectando sobre una pantalla que bien puede ser un simple disco de cartón blanco. Lo óptico es observar a travès de filtros angostos, entre los cuàles el màs recomendable es el correspondiente a la lìnea del hidrògeno de longitud de onda de 656,3 nm. A travès de ese filtro se pueden observar las fulguraciones y, eventualmernte, las prominencias.

 

La fuente de energía solar
El hecho de que la vida ha existido sobre la Tierra por mas de tres mil millones de años sugiere que en ese intervalo el Sol ha brillado con una luminosidad muy cercana al valor presente. Por diferentes fuentes hoy sabemos que el Sol se formò hace unos 5.000 millones de años y que desde entonces ha mantenido siempre la misma producciòn de energìa con muy pequeñas oscilaciones.
Se han postulado diferentes modelos para explicar la fuente de energìa solar. Descartada que la fuente solar sea de origen quìmico o bien un proceso ùnicamente gravitacional, actualmente se considera que la energìa que irradia el Sol se produce en su centro mediante un proceso de fusiòn termonuclear. Allì, la temperatura alcanza unos 15 millones de grados y en esas condiciones cuatro átomos de hidrógeno se funden en uno de helio, liberàndose con cada núcleo de helio formando una energìa.
Esa energìa se propaga hacia la superficie, estimándose en unos 2 millones de años el tiempo que tarda en alcanzar la fotòsfera. Luego, demora unos 8 minutos y medio en llegar hasta la Tierra.

                       Actividad solar 
Los fenómenos que se originan en el Sol acarrean diversas consecuencias en los astros que componen el Sistema Solar. De la cromosfera y la corona proceden las partes fuertemente variables del espectro electromagnético solar, en la zona de los rayos x y en las mayores longitudes de onda (como las radioondas), la primera aumenta la conductividad electrica de la atmósfera de los planetas a traves de la ionización.
Entre las características detectadas en el Sol, se reunen la denominación de actividad solar una serie de fenómenos cuyo origen se relaciona con las capas mas profundas de este astro.
Una de las manifestaciones de la actividad solar son las fulguraciones aumentos de brillo en áreas limitadas, con duración desde unos pocos minutos hasta varias horas, que generalmente se localizan en cercanías de otros fenómenos asociados a la actividad solar: las llamadas manchas solares 
Las fulguraciones mas grandes proceden de zonas que en oportunidades superan los 5 x 10 a la 16  metros cuadrados, donde el campo magnético local llega a alcanzar intensidades superiores a 0,1 tesla antes del fenómeno. Las fulguraciones producen una enorme emisión de energía electromagnética, tanto en la región de radioondas y la banda del visible, como así también radiación de rayos y, las fulguraciones se asocian al viento solar a la hora de entender el mecanismo que da lugar, en nuestro planeta,a las tormentas magnéticas.
Otros fenómenos espectaculares que se observan en el Sol son lasprominencias, que se asemejan a grandes llamaradas y se elevan a enormes distancias. Son columnas de gas caliente, lanzadas a lo largo de líneas de fuerza magnéticas hasta alturas que pueden superar los 10.000 kilómetros. Vistas longitudinalmente, estas erupciones aparecen como filamentos oscuros que se destacan sobre la fotosfera, mas clara.
En algunos casos tienen un movimiento circulatorio ascendente y luego descendente que semejan un gran circuito.
Las prominencias se clasifican en dos tipos:eruptivas y tranquilas. Las prominencias tranquilas tienden a durar varios días y aparentemente siguen las líneas de fuerza del campo magnético. Todas estas prominencias suelen presentarse en cercanías de las manchas solares y, por lo tanto, su numero es mayor cuando aumenta la cantidad de manchas solares. 

                           El viento solar 

Se considera que la corona solar es calentada por ondas mecánicas generadas en el interior del Sol, por debajo de la fotosfera  estas ondas se propagan en la corona donde disipan toda su energía calentándola

La fuente de energía reside en el movimiento convectivo que tiene lugar en las capas subfotosfèricas, el movimiento de subida y bajada de los torbellinos convectivos genera ondas, las cuáles son mas violentas al ascender hacia àreas mas densas, y pierden finalmente su energía al calentar el gas que atraviesan. Los cálculos señalan que parte de la energía asociada a la onda se transformaría en calor en la fotòsfera, este proceso (disipación) seria máximo hacia densidades correspondientes a la cromòsfera y a la corona interior del sol. La temperatura de la corona es suficientemente elevada para que se produzcan diversos fenómenos de interés astrofìco como la producción de líneas espectrales y el denominado viento solar, que da cuenta de la expansionan  en todas las direcciones y a muy altas velocidades, de las partículas que expulsa el Sol.

El viento solar es, entonces un flujo constante de gas enrarecido, altamente ionizado, que se aleja del Sol, adentrándose en el espacio interplanetario. Este "viento" es el que  produce en la cola de los cometas apunten permanentemente en dirección contraria al Sol.

Los estudios sobre evolución estelar tienen en cuenta especialmente el fenómeno de viento solar, ya que este constituye una constante fuente de pérdida para la estrella, tanto de su masa como de su momento angular.

Las partículas con carga eléctrica del viento solar llegan a la Tierra luego de haber recorrido en unos 4 días la distancia que separa  a nuestro planeta del Sol, y quedarán atrapadas en el campo magnético terrestre ( magnetósfera), alcanzando la alta atmósfera terrestre (80) km en las cercanías de los polos magnéticos de la Tierra.

Asì, se producen : las auroras boreales. Suceden en las regiones cercanas al polo norte aunque también se dan fenómenos similares cerca del polo sur

                       La superficie y la atmósfera del Sol

  La superficie del sol es la de un disco brillante, cuyo contorno visible se denomina                  también limbo solar (desde allí proviene la luz que recibimos en la tierra). Sin             embargo, y en vista de que conocemos el sol se trata en realidad de una masa gaseosa, la situación real es mas complicada. Debemos diferenciar entonces la superficie solar de su atmósfera, la cual se adentra en el espacio interplanetario (de manera similar a la capa gaseosa que rodea a la Tierra). la superficie propiamente dicha del sol se halla por debajo de esa atmósfera y en ella aparecen estructuras que reflejan un flujo convectivo de energía.
Los estudios astrofísicos han arrojado como resultado que la convección no tiene lugar cerca del centro solar(donde se producen las reacciones nucleres que generan su energía), sino que allí el transporte es radiativo.
A cada gránulo solar se lo ve rodeado por una oscura, los gránulos parecen corresponder a gas caliente que sube del interior del Sol, siendo las zonas oscuras del sitio donde descienden los gases mas fríos.
La fotosfera, de unos 500 km de espesor, es la zona donde se localizan los manchas solares.
Sobre la fotosfera se encuentra la atmósfera propiamente dicha, cuya primera capa es la cromosfera.
La cromosfera se trata de una región relativamnte transparente y de baja densidad, desde un punto de vista física se caracteriza por una rápida disminución de su densidad a medida que nos aproximamos al exterior.
A la cromósfera le sigue la corona, que es observable también a simple vista en los eclipses de totales del sol, como un halo que se extiende millones de kilómetros alrrededor del disco.
La corona presenta variaciones en su estructura que dependen del número de manchas solares, es decir , se relaciona con el período de las manchas, cuando el número de manchas  es maximo presenta una forma circular, en cambio cuando es mínimo, la corona tiende a ser achatada en dirección a los polos.

datos sobre el sol

                                                         

        Tema de ampliación: Una estrella: El Sol 
    

                     datos sobre el sol

     El Sol es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las             estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra               principal fuente de energía, que se manifiesta, sobre todo, en forma de luz y calor.

    El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción     gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.

    El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más.          Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja.          Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede          tardar un trillón de años en enfriarse.


    

Datos básicos	El Sol	La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	695.000 km.	6.378 km.
Periodo de rotación sobre el eje	de 25 a 36 días *	23,93 horas
Masa comparada con la Tierra	332.830	1
Temperatura media superficial	6000 º C	15 º C
Gravedad superficial en la fotosfera	274 m/s2	9,78 m/s2