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Últimos descubrimientos del astro rey por la NASA

luis
Lic en biologia, msc bioquimic univer...
Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 11/05/2011

Descubran con nosotros y aporten ideas sobre le astro rey y su actividad coronal en el presente ciclo solar.

Luis Arturo Ayarza Aguirre
Lic en biologia, msc bioquimic univer...
Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 11/05/2011

Resumen. Una característica esencial de las eyecciones de masa coronal es que pueden ser eventos complejos, tanto
por su morfología, como por su propia evolución temporal. Especial atención reciben las eyecciones de masa coronal
con varias emisiones temporalmente cercanas que, provenientes de un mismo escenario magnético, son consideradas
como emisiones sucesivas (por componentes) de un mismo evento. Las eyecciones de masa coronal con varias
emisiones sucesivas brindan información relacionada con la reorganización de la estructura coronal (tiempo de
relajación, tiempo de reestructuración) y el almacenamiento de la energía en una escala espacial global (complejo de
actividad). Este tipo de emisiones de plasma coronal por componentes pudiera estar relacionada con procesos de
reestructuración a gran escala de la topología de la magnetosfera solar y con el origen y evolución de las eyecciones
de masa coronal “globales”. Otro aspecto importante de las eyecciones de masa coronal con emisiones sucesivas, es
el estudio de posibles interacciones entre las componentes y la producción de partículas energéticas en el medio
interplanetario, aspectos estos de importancia fundamental para el pronóstico y el diagnóstico del clima espacial
circunterrestre. En este trabajo se hace un estudio preliminar de las características morfológicas fundamentales
(evolución temporal, distribución morfológica, asociación con formaciones fotosféricas) de las eyecciones de masa
coronal con emisiones sucesivas observadas entre 1984 y 1989 por el coronógrafo a bordo del Solar Maximum
Mission.
Abstract. An essential characteristic of coronal mass ejection

Luis Arturo Ayarza Aguirre
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Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 11/05/2011

Las eyecciones de masa coronal son enormes masas de la atmósfera solar que son expelidas de
la misma, llevándose consigo su propio campo magnético, que se caracterizan por tener
velocidades desde pocas decenas hasta unos miles de kilómetros por segundo, y su masa se
calcula en del orden de 4 x 1015 g. Constituyen probablemente el fenómeno de liberación de
energía más importante en todo el sistema solar y son las causantes de las grandes perturbaciones
geomagnéticas no recurrentes (Gosling, 1993; Webb, 1995).
Una característica esencial de las eyecciones de masa coronal es que pueden ser eventos
complejos, debido a los procesos que en ellas ocurren, su morfología, y evolución temporal
(Rodríguez et al. , 1998). Especial atención reciben las eyecciones de masa coronal con varias
emisiones temporalmente cercanas que, provenientes de un mismo escenario magnético, son
consideradas como emisiones sucesivas (por componentes) de un mismo evento. Las eyecciones
de masa coronal con varias emisiones sucesivas brindan información relacionada con la
reorganización de la estructura coronal y el almacenamiento de la energía en una escala espacial
global.
Este tipo de emisiones de plasma coronal por componentes pudiera estar relacionado con
procesos de reestructuración a gran escala de la topología de la magnetosfera solar y por ende con
el origen y evolución de eyecciones de masa coronal de carácter global. Otro aspecto importante
de las eyecciones de masa coronal con emisiones sucesivas, es el estudio de posibles
interacciones entre las componentes y la producción de partículas energéticas en el medio
interplanetario, aspectos estos de importancia fundamental para el pronóstico y el diagnóstico del
clima espacial circunterrestre. En este trabajo se hace un estudio preliminar de las eyecciones de
masa coronal con varias emisiones temporalmente cercanas que, provenientes de un mismo
escenario magnético, son considerados como emisiones sucesivas (por componentes) de un
mismo evento, observadas entre 1984 y 1989 por la Solar Maximum Mission

Luis Arturo Ayarza Aguirre
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Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 11/05/2011

A partir de los reportes de eyecciones de masa coronal referidos en el catálogo de St. Cyr y
Burkepile 1990, el cual provee una amplia información observacional de las principales
caraterísticas de las eyecciones de masa coronal observados durante 1980, y en el período de
1984 hasta 1989 por el coronógrafo a bordo del SMM, se revisaron y analizaron los reportes de
aquellos casos en que la emisión fuera compleja.
Siguiendo el criterio de Rodríguez et al. (1998) se seleccionaron los casos en que hubiese
emisión por componentes (eventos cuya emisión se produce a intervalos desde un mismo
escenario magnético), así como eventos múltiples (eventos con emisiones múltiples desde
diferentes escenarios dentro de un mismo intervalo de tiempo). Aquí además se agregó una nueva
categoría: eventos complejos, que son aquellos cuya emisión es una mezcla de eventos con
emisión por componentes y de eventos múltiples. En la tabla I se presentan algunos casos típicos.
En total se estudiaron 108 casos: 38 de dos componentes, 7 de tres componentes, 3 de cuatro
componentes, 1 de cinco componentes, 36 eventos múltiples, y 23 complejos.

Luis Arturo Ayarza Aguirre
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Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 11/05/2011

Evolución temporal.
El primer aspecto investigado fue el de la duración total de los eventos, así como la duración de
cada una de las componentes.
El contraste de las distribuciones de la duración total de los eventos muestra una tendencia a
aumentar con el número de componentes. En este esquema de distribución de la duración, los
eventos clasificados como múltiples caen en el rango de duración que correspondería a los
eventos simples de solamente una componente (tabla 2).
TABLA II. Duración promedio (en horas) de los eventos de 2, 3 y 4 componentes, y los

Luis Arturo Ayarza Aguirre
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Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 11/05/2011

Para un estudio más detallado de esta cuestión, analizamos la duración de las componentes
individualmente. A pesar del número relativamente grande de casos recopilados, solamente se
encontraron tres eventos de tres componentes, y uno de cinco componentes; es por ello que los
contrastes de la duración entre componentes sólo se realiza para los eventos de dos y tres
componentes y para los complejos. La duración promedio de cada una de las componentes es
mayor en los eventos de dos que en los de tres componentes (Fig. 1).
El otro aspecto analizado en la evolución temporal de los eventos fue el tiempo de relajación
entre las emisiones de las eyecciones de masa coronal de varias componentes. Igualmente se
analiza el tiempo de relajación de los eventos de dos y tres componentes donde el número de
casos es suficiente. El tiempo de relajación se definió como el tiempo que hay entre el comienzo
de una componente y el comienzo de la emisión sucesiva (Rodríguez et al. , 1998) y es una
medida de la evolución y reorganización de la estructura coronal y el almacenamiento de la
energía en la misma.
Figura 1. Duración promedio (en

Luis Arturo Ayarza Aguirre
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Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 03/06/2011

La animación muestra dos clases de explosiones solares tipo x haciendo erupción desde el grupo solar 9026 a las 13:36 ut del 6 de junio de 2000. Las imágenes fueron tomadas por el telescopio del soho "extreme ultraviolet telescope" a 304 ang. El halo completo se dirige ahora hacia la tierra y parece estar asociado a otro más potente que tuvo lugar una hora y media después. (por cortesía de la nasa

una explosión solar sucede cuando la energía almacenada en los campos magnéticos resulta liberada súbitamente. Las explosiones producen campos de radiación que se desplazan a través de rayos x, ondas de radio y rayos gamma. La energía que se libera puede contener el equivalente a millones de megatones de bombas de hidrógeno explotando al mismo tiempo.

los científicos clasifican las explosiones solares dependiendo del brillo de sus rayos x, en una escala que oscila desde el 1 hasta los 8 angstroms.

Luis Arturo Ayarza Aguirre
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Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 03/06/2011

Explosiones de clase X : son las explosiones más fuertes y pueden causar pérdidas de radio en todo el planeta, tormentas de radiación de larga duración y efectos nocivos en los seres humanos, animales, clima, comunicaciones, satélites, suministro de energía eléctrica, etc.

Explosiones de clase M : son de importancia media y pueden causar pérdidas temporales de radio, sobre todo en las regiones polares. En ocasiones, son sucedidas por tormentas de radiación menor. También son factibles de producir los efectos mencionados en las de clase X.

Explosiones de clase C : son pequeñas y apenas tienen consecuencias para la Tierra.

Luis Arturo Ayarza Aguirre
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Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 03/06/2011

Eyección de Masa Coronal

La relación entre explosiones y Eyecciones de Masa Coronal todavía sigue estando en debate puesto que las explosiones solares no suelen atraer mucha atención cuando la actividad solar es mínima. Se sabe que pueden tener lugar Eyecciones de Masa Coronal en una zona activa sin dejar fuertes radiaciones de tipo X, sin embargo, muchas Eyecciones de Masa Coronal pueden tener una potencia desconocida para la Tierra.

Las Eyecciones de Masa Coronal son explosiones en la corona solar que expulsan partículas solares. Algunas se encuentran claramente asociadas a explosiones solares importantes y estas eyecciones, por lo general, son muy rápidas. Perturban los cascos coronales en la corona solar y lanzan partículas al viento solar, donde pueden llegar a alcanzar la Tierra e influir, entre otras, en su actividad geomagnética.

Luis Arturo Ayarza Aguirre
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Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 03/06/2011
Consecuencias de las explosiones solares y de las eyecciones de masa coronal:

Hace aproximadamente unos 150 años, se había llegado a la conclusión de que las pérdidas de radio eran el resultado de las explosiones solares, que éstas también estaban asociadas con las tormentas de radiación y que, en ocasiones, podían estar seguidas por una tormenta geomagnética. Sin embargo, recientemente se ha podido verificar que las partículas energéticas que conducen a las tormentas radioactivas pueden verse aceleradas por las explosiones solares o por eyecciones de masa coronal. Que las tormentas geomagnéticas están causadas, bien por la interacción de una eyección de masa coronal con la tierra o bien por otro fenómeno solar conocido como corriente de alta velocidad, emanando de un agujero coronal. Y que una eyección de masa coronal suele asociarse con una explosión, aunque no siempre. Así mismo, una tormenta geomagnética puede causar daños en los sistemas de comunicación por radio.

Luis Arturo Ayarza Aguirre
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Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 06/06/2011

Sin previa advertencia, la relativamente tranquila atmósfera solar puede ser de pronto sacudida por explosiones de una escala desconocida en la Tierra. Eventos catastróficos de energía increíble... Se extienden hasta casi la mitad de la superficie solar visible, súbita e imprevisiblemente se abren y expulsan su contenido, desafiando la enorme gravedad solar. " ( Sol,Tierra y Cielo por Kenneth R. Lang)

Estos eventos catastróficos que menciona el autor son las llamadas eyecciónes de masa coronal (EMCs).

Las eyecciónes de masa coronal son explosiones en la corona solar que expulsan las partículas solares. Gran cantidad de material es expulsado hacia el viento solar . Las eyecciones de masa coronal pueden ser peligrosas cuando llegan a la Tierra.

Las EMCs pueden afectar seriamente el medio ambiente de la Tierra . La intensa radiación del Sol, que llega solamente 8 minutos después de haber sido expulsada, puede alterar la atmósfera exterior de la Tierra, interrumpiendo las comunicaciones radiales de larga distancia . Las partículas de alta energía, empujadas por la onda de choque del EMC, pueden poner en peligro a los astronautas o destruir la electrónica del satélite . Estas partículas energéticas llegan a la tierra (o la Luna)alrededor de una hora después. La eyección de masa coronal llega a la Tierra en un tiempo de entre uno a cuatro días desde la erupción original, resultando en fuertes tormentas geomagnéticas , auroras y "apagones" eléctricos.

Las eyecciones de masa coronal serán más frecuentes a medida que nos acerquemos al máximo de actividad solar . Las EMCs, que no fueron descubiertas hasta los años 70s, son difíciles de detectar. Por esto necesitamos a los satélites como el ACE que actúa como una estación de monitoreo del clima espacial . El ACE puede advertirnos con una hora de anticipación sobre cualquier tormenta geomagnética que pueda afectar a la Tierra.


Luis Arturo Ayarza Aguirre
Lic en biologia, msc bioquimic univer...
Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 06/06/2011
Ciclo solar

El número de manchas solares del Sol no es constante. Además de las variaciones obvias debidas a la rotación del Sol (las manchas solares desaparecen de la vista y después vuelven a aparecer), con el transcurso del tiempo se forman nuevos grupos de manchas solares y las viejas manchas se deterioran y se hacen menos visibles. Cuando estas variaciones son observadas durante cortos períodos de tiempo (durante unas cuantas semanas o meses), el cambio en el número de manchas solares parece ser al azar. Sin embargo, observaciones hechas durante varios años revelan una resaltante característica del Sol: el número de manchas solares varía de manera periódica, usualmente conocida como el ciclo de 11 años (en realidad este período varía y, durante este siglo, está cerca de los 10. 5 años). El ciclo de manchas solares de 11 años tiene que ver con el ciclo de 22 años de inversión del campo magnético del Sol. En 1848, Johann Rudolf Wolf diseñó un método para contar las manchas solares del disco solar llamado el número Wolf. Hoy, el número Wolf (promedio de otros lugares de observación) se usa para seguir el ciclo solar. Mientras que el ciclo ha sido practicamente uniforme este siglo, en el pasado hubo grandes variaciones. Desde 1645 hasta 1715 hubo un período conocido como mínimo Maunder, donde aparentemente sólo había pocas manchas solares en el Sol. Durante el ciclo solar, el desplazamiento latitudinal de las manchas solares tienen " forma de mariposa ".

Aúnque el número de machas solares es la característica que se ve más facilmente, todos los aspectos del Sol y de la actividad solar son influenciados por el ciclo solar. Debido a que la actividad solar (como las Eyecciones de Masa Coronal) son más frecuentes durante el máximo solar, y menos frecuentes durante el mínimo solar, la actividad geomagnética también sigue al ciclo solar. ¿Por qué hay un ciclo solar?. Nadie sabe la respuesta a esta pregunta. Una explicación detallada del ciclo solar es un importante problema de física que todavía hay que resolver.

Luis Arturo Ayarza Aguirre
Lic en biologia, msc bioquimic univer...
Escrito por Luis Arturo Ayarza Aguirre
el 06/06/2011


Viento Solar

El Sol lanza ¡1 millón de toneladas de materia hacia el espacio en cada segundo!. A este material lo llamamos, viento solar . Una vez que el viento solar vuela hacia el espacio, las partículas viajan a velocidades supersónicas ¡De 200-800 km/segundo!. Estas partículas viajan hasta más allá de Plutón, y no disminuyen su velocidad hasta que han alcanzado el frente de choque de terminación dentro de la heliosfera . La heliosfera es la región del espacio que está influenciada por el Sol.

El plasma del viento solar es muy ligero. Cerca de la Tierra, el plasma solo tiene, aproximadamente, 6 partículas por centímetro cúbico. De manera que, aún cuando el viento viaja a GRANDES velocidades, si estuvieras parado en medio de él, éste no lograría mover ni uno sólo de tus cabellos ¡Porque es muy ligero!. Pero es responsable de eventos poco comunes como:

Las partículas de viento solar y el campo magnético del Sol (Interestelar Magnetic Field, IMF) se encuentran unidos; por lo tanto, el viento solar lleva al campo magnético Interplanetario (Interplanetary Magnetic Field, IMF ) hacia el espacio.

Instrumentos como los que hay a bordo de la sonda de Ulysses , SWICS y SWOOPS , están estudiando al viento solar. Esperan poder hacer mapas en 3-D, de las caraterísticas del viento solar a través de la heliosfera.

Última modificación el 3 de junio de 2003 por Randy Russell .