Eyecciones de masa coronal
El desarrollo de la física atómica y de la teoría electromagnética en los primeros años de este siglo permitió hacer cálculos teóricos respecto de las características del interior del Sol. A. S. Eddington, Karl Schwarzschild, Subrahmanyan Chandrasekhar, y otros, demostraron que la temperatura central del Sol debería estar alrededor de los 10 millones de grados centígrados y que su densidad debería estar cercana a 100 veces la densidad del agua. Ahora se estima que la temperatura del núcleo debe ser aún más alta, entre 15 y 20 millones de grados centígrados. A pesar de su densidad tan alta, alrededor de 12 veces la densidad del plomo, la materia en el núcleo del Sol es gaseosa, y no líquida ni sólida, debido a la altísima temperatura. A temperaturas de millones de grados los átomos están completamente ionizados, es decir, sus electrones ya no están ligados a ellos, sino que éstos se mueven de manera libre en la gran agitación térmica.
Desde el centro hacia la superficie la temperatura del Sol disminuye hasta llegar a los 6 000 grados centígrados, pero a cierta altura, en su atmósfera, la temperatura aumenta de nuevo y vuelve a alcanzar valores superiores a un millón de grados. La mayor parte de la masa del Sol está concentrada hacia el centro: aproximadamente el 90% está en su mitad interior
La mayor parte del Sol es hidrógeno; aproximadamente el 92% de sus átomos son átomos de hidrógeno y casi todo el resto de helio. Los demás elementos son prácticamente impurezas, pues constituyen solo el 0.1% del número total de átomos.
La estructura del interior del Sol no puede observarse en forma directa y sólo puede deducirse mediante consideraciones teóricas a partir de sus características superficiales. De esta manera se ha estimado que su interior está diferenciado en tres zonas. La más interna, que va desde el centro hasta una distancia de aproximadamente dos décimas del radio del Sol, es el núcleo, donde se produce de forma constante una enorme cantidad de energía. Esta energía es transportada hacia la superficie del Sol, primero en forma de radiación, por absorción y emisión de rayos X y posteriormente en forma convectiva por medio de burbujas de gas caliente que suben hasta la superficie. La primera región es la llamada zona radiativa, que se extiende desde dos décimas hasta seis u ocho décimas del radio del Sol, y la segunda es la zona convectiva, que va desde seis u ocho décimas del radio del Sol hasta la superficie.
Describiremos ahora brevemente las capas del Sol:
NÚCLEO: Es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura que allí se produce (15 millones de grados centígrados) convirtiéndose así en el generador de la energía del Sol.
ZONA RADIATIVA: Aquí las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100,000 años debidos a que estos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían originalmente.
ZONA CONVECTIVA: Llamada así porque en ésta zona se produce el fenómeno de la convección: columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie desde donde vuelven a descender debido al enfriamiento del gas.
FOTÓSFERA: Esfera o capa de luz, es la capa más visible a simple vista, es delgada de unos 300 km a 700 km de espesor. Desde ésta capa se irradia la totalidad de luz y calor al espacio (los fotones salen al espacio exterior). En la fotósfera la temperatura disminuye de abajo hacia arriba, desde 8 500 K en su base hasta unos 4 500 K en la parte superior, y su temperatura media es de alrededor de 5 770 K.
CROMÓSFERA: De intensa coloración rojo magenta que yace inmediatamente encima de la fotósfera con un grosor muy variable, entre 1 000 y 8000 km; esta intensa coloración es la que dio a la cromósfera su nombre que significa «esfera de color». En la parte inferior de la cromósfera, la temperatura es de unos 4 000 K y sus primeros 3 000 km están compuestos en especial por átomos neutros (no ionizados) de hidrógeno, con una densidad del orden de un billón de átomos por centímetro cúbico. Cerca de los 3 000 km de altura la temperatura empieza a subir rápidamente, alcanzando un valor de un millón de grados Kelvin alrededor de los 8 000 km; a esta altura la densidad ha bajado hasta unos 1 000 millones de átomos por centímetro cúbico y todo el material se encuentra ionizado. Esta región en la parte alta de la cromósfera se conoce como la región de transición; a partir de ahí empieza la corona, la capa del Sol de mayor extensión, la cual envuelve a todos los planetas del Sistema Solar.
CORONA: Más arriba de la cromósfera se encuentra la última y más extensa capa del Sol: la corona, llamada así porque al observarla durante un eclipse total de Sol resplandece con tenue luz blanca aperlada, coronando el disco oscurecido. La luz de la corona cerca del Sol es apenas tan intensa como la de la Luna llena por lo que sólo es posible observarla sobre el limbo durante un eclipse total.
Figura 1 Cuando el Sol está más activo la corona presenta una serie de rayos y se observa muy brillante, como lo muestra la foto fue tomada durante el eclipse del 11 de julio de 1991 en Cuernavaca.
¿Qué son las eyecciones de masa coronal?
Las EMC son consecuencias de la actividad solar que perturba de manera muy significativa al medio interplanetario. Es un evento explosivo que se da en el Sol y está asociado con cambios en la configuración magnética a gran escala en la corona. Al frente de la EMC se observa una onda de choque (onda de presión que viaja más rápido que la velocidad del sonido en el mismo medio por el cual se propaga, que a través de diversos fenómenos produce diferencias de presión extremas y aumento de la temperatura).
Es una perturbación que se produce en la corona solar que involucra erupciones desde la parte mas baja de la corona y eyecciones de gran cantidad de materia hacia el viento solar, estas eyecciones tienen intensidades del campo magnético, densidad y velocidad más alta que las típicas del viento solar.
Todas las eyecciones de masa coronal (EMC) son acontecimientos dinámicos que implican típicamente, la expulsión de 1015 a 1016 gramos de plasma coronal y cromosférica al espacio interplanetario (figura 2.a 2.b) Muchas de las eyecciones surgen de bucles magnéticos unidos a ambos lados del Sol.
La figura 2.a muestra una secuencia de EMC la cual pueden expulsar 1016g de masa coronal y energías de ~1032ergios, cubriendo un amplio rango de velocidades desde 50 a 2000km/s. La figura 2.b El 9 de Marzo del año 2 000 se observó otro filamento eruptivo que fue arrojado por la activa superficie solar y formó esta enorme burbuja de plasma magnético hacia el espacio.
La EMC puede ser definida a una gran escala, como la perturbación que se origina en la atmósfera solar baja y el cual eyecta en el proceso una cantidad sustancial de material desde el Sol; estas eyecciones subsecuentemente se propagan a través del espacio interplanetario a la Tierra y más lejos. Las perturbaciones de EMC se han visto, desde la Tierra, remotamente el limbo solar con un coronógrafo en luz blanca y varias manifestaciones de estos eventos han sido detectadas en el disco y fuera de él (ambos, directa e indirectamente) en bandas selectivas a través de espectros enteros observables, incluyendo la línea Hα del hidrogeno, rayos X, UV y emisiones de ondas de radio.
Rayos X son producidos en la corona detrás de una EMC, probablemente por electrones acelerados durante la reconexión magnética. Entretanto, los protones y los iones se aceleran en el choque delante de la EMC. Así los protones son asociados con larga duración de eventos de rayos X, no implica que los protones son acelerados al mismo tiempo y lugar como los electrones. Esto sólo significa que fenómenos diferentes ocurren en diferentes partes de grandes EMC.
Efectos de las EMC en el desarrollo espacial.
Las eyecciones de masa coronal perturban el flujo del viento solar y causan trastornos que alcanzan la Tierra con resultados a veces catastróficos. En abril de 1997, una de estas eyecciones causó un «efecto de halo» durante el cual el Sol entero apareció rodeado por la eyección. Aquella tormenta perturbó al satélite Telstar 401 de la firma AT&T que se usaba para la retransmisión de señales de televisión. Otra eyección de masa coronal en 1998 interfirió con el funcionamiento de un satélite Galaxy IV, que se usaba para la transmisión de las señales con las que operan cajeros automáticos y sistemas de seguimiento de vuelos comerciales. Estas manifestaciones de la energía solar «afectan nuestros sistemas bancarios, nuestra televisión y los teléfonos móviles, todos los aparatos con los cuales nos damos comodidad en la vida». Cuando la NOAA advierte sobre estas eyecciones de masa coronal, habitualmente las empresas de energía eléctrica evitan las cargas y descargas máximas en sus redes, y los pilotos de aviones toman precauciones porque ocurren alteraciones en los sistemas de navegación [1].
[1] Tinoco Licas, Silvia Soledad. Morfología y características físicas de las eyecciones de masa coronal solar. UNIVERSIDAD NACIONAL MAYOR DE SAN MARCOS FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS E.A.P. DE FÍSICA. LIMA – PERÚ. 2005
