Eyección de masa coronal, lo que aún no sabes de esta peligrosa onda

La eyección de masa coronal es una burbuja de plasma producido en la corona. A menudo está vinculado a una erupción solar o la aparición de una protuberancia solar, pero no es sistemático. Las CME son fenómenos a gran escala: su tamaño puede alcanzar varias decenas de rayos solares.

 Eyección de masa coronal

Eyección de Masa Coronal

Alteran las características del viento solar, que se mueve a alta velocidad en el medio interplanetario (entre 100 km / s y 2500 m / s) y puede viajar la distancia entre la Tierra y el Sol en unos pocos días (generalmente tres días).

El campo magnético de la eyección de masa coronal es muy fuerte: una eyección de masa coronal que llega a la Tierra puede provocar tormentas magnéticas al interactuar con el campo magnético de la Tierra. Se observan fenómenos de reconexión magnética y algunas líneas de campo pueden abrirse, debilitando el «escudo» magnético de la Tierra. La eyección de masa coronal desempeña un papel clave en la meteorología solar.

Para detectar eyección de masa coronal, se utiliza un coronagraph para determinar la velocidad y la dirección de propagación y la extensión de la CME.

La frecuencia de las emisiones varía según el ciclo solar. En promedio, se observa una eyección de masa coronal por semana durante el mínimo solar y dos a tres por día durante el máximo solar. Sin embargo, solo una pequeña parte de las CME se dirigen a la Tierra y, por lo tanto, es probable que causen tormentas magnéticas. Los CME también pueden causar ciertos trastornos en equipos electrónicos como teléfonos celulares, computadoras, receptores de televisión, etc. (Ver Articulo: Tormenta Solar)

El Viento Solar

Es un flujo de plasma que consiste esencialmente de los iones y los electrones que son expulsadas desde la parte superior atmósfera de la dom. Este flujo varía en velocidad y temperatura a lo largo del tiempo dependiendo de la actividad solar. Para otras estrellas además del Sol, generalmente hablamos de vientos estelares .

Una sonda (misión Génesis) trató de recolectar polvo del viento solar, pero la recuperación de las muestras resultó ser delicada luego del aplastamiento en la Tierra de la cápsula que las contenía. (Ver Articulo: Viento Solar)

 Eyección de masa coronal

Teoría

En el sistema solar, la composición del plasma solar es idéntica a la de la corona solar: 73% de hidrógeno y 25% de helio . El sol pierde aproximadamente 1 × 10 9 kg (o un millón de toneladas, o un téragramo, 1 Tg) de material por segundo, en forma de viento solar. En la corona solar (cuya temperatura alcanza 1 millón de kelvin), los átomos de hidrógeno están ionizados, lo que les da una carga eléctrica.

Este plasma caliente es expulsado a continuación, a una velocidad que varía entre 400 y 800 m / s (1,44 millones y millones de 2,88 km / h ), el promedio es de 450 m / s ( 1,62 millones de km / h ). Se dice que los flujos de viento solar son rápidos en los orificios coronales, generalmente ubicados en los polos donde las líneas del campo magnético están abiertas. En contraste, se dice que los flujos de viento solar son lentos en el plano ecuatorial.

Como el viento solar es un plasma, está influenciado por el campo magnético solar (cerca del Sol, donde el campo magnético es fuerte) pero, por su movimiento, se retroactúa con las líneas de campo y las deforma (donde el campo magnético es débil). Debido a la combinación del movimiento radial de las partículas y la rotación del Sol, las líneas del campo magnético solar forman una espiral: la espiral de Parker .

La presión de este viento solar crea una «burbuja» en el medio interestelar . El límite en el cual el viento solar ya no es capaz de repeler el medio interestelar se llama heliopausa , a menudo considerado el «límite» del sistema solar. La distancia a la heliopausa no se conoce con precisión, y probablemente varía considerablemente con la velocidad actual del viento solar y la densidad local del medio interestelar, pero sabemos que es mucho más allá de la órbita de Plutón.

Eyección de masa coronal

La Corona Solar

Es la parte de la atmósfera del sol situado más allá de la cromosfera y que se extiende sobre varios millones de kilómetros por dilución en el espacio.

La corona solar es la capa más externa de la atmósfera de la dom . Esta masa gaseosa se extiende sobre casi diez millones de kilómetros sobre la superficie solar ( fotosfera ). Durante un eclipse total de sol , aparece alrededor del disco lunar negro como un anillo de luz con una periferia irregular.

Mientras que la temperatura del centro del sol es de dieciséis millones de kelvin 3 , es del orden de un millón en la corona solar, que es un plasma. La alta temperatura de la corona solar fue, por primera vez, destacada en 1942 por Bengt Edlén, astrofísico sueco, que estudió las líneas espectrales observadas en la atmósfera del sol.

Propiedades Físicas

La temperatura de la corona solar es extremadamente alta: en contraste con los 5,800 K de la superficie solar y los 7,000 K de la cromosfera (una capa delgada que separa la superficie de la corona), alcanza los dos millones de kelvins. Este fenómeno de elevación considerable de la temperatura a medida que uno se aleja de la superficie del Sol no se aclara por completo.

Él explicó, sin embargo, en parte, por la existencia de chorros de plasma llamado «espículas» y distribuido desde la superficie hasta alturas atmosféricas a velocidades que van de 50 a 100 km / s, la Sonda de sonda solar de Parker, lanzada el 12 de agosto de 20187 , de Cape Canaveral , Florida , por la NASA , cuya misión es observar la estrella solar durante siete años, debería ayudar a desentrañar el misterio.

Los mecanismos necesarios para calentar la corona solar se han atribuido durante mucho tiempo a la presencia de bucles de campo magnético , llamados «bucles coronales». Estos bucles pasan a través de los polos del Sol y se extienden a través de la corona solar. Tienen la capacidad de liberar grandes cantidades de energía , por lo que desempeñan un papel en el calentamiento de la corona solar.

A principios de la década de 2010, las observaciones obtenidas por satélite japonés Hinode muestran que el papel de los arcos coronales en el calentamiento de la corona solar no es decisivo 10 . Según una publicación de astrofísicos de la Universidad de Columbia , el calentamiento de la corona solar sería el resultado de las ondas de Alfvén, otras ondas electromagnéticas emitidas por el Sol.

Por otro lado, la corona solar consiste en gas altamente ionizado , o plasma , con una densidad extremadamente baja (aproximadamente 10 12 veces menos densa que la fotosfera). Debido a su alta temperatura, este plasma emite radiación en el ultravioleta extremo .

Esta corona se divide en dos capas: la corona K y la corona F 12. La corona K para kontinuierliche Korona (corona continua) mantiene su brillo de difusión Thomson. La corona F para la corona de Fraunhofer se ilumina principalmente según el espectro de las líneas de Fraunhofer. A medida que el brillo de la corona K disminuye con el alargamiento , el brillo de la corona F se vuelve dominante a partir de un alargamiento de alrededor de cuatro rayos solares. La luz zodiacal es fácilmente manifestación observable de la corona F.

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