lainformacion
Label: Sol
La protección frente a la
radiación ultravioleta del Sol es importante para evitar quemaduras y
lesiones más graves, como un melanoma, el tipo de cáncer de piel más
agresivo. Ponerse a la sombra, bajo una sombrilla, no es suficiente.
Con la llegada del verano y el comienzo de las vacaciones muchas personas optan por un destino de playa para desconectar. En nuestras costas, es frecuente ver hileras de sombrillas donde descansan los turistas que pasan unos días frente al mar. A menudo pensamos que ponerse a la sombra sirve para evitar que la peligrosa radiación ultravioleta dañe nuestra piel. Sin embargo, es un mito bastante extendido que puede aumentar el riesgo de sufrir quemaduras y otras lesiones más graves, como el melanoma. Ponerse a la sombra no es suficiente para evitar la peligrosa radiación ultravioleta del Sol
La refracción solar en la superficie
Algunas superficies son capaces de reflejar la radiación solar, de forma que su intensidad puede ser mayor de lo que parece —incluido en las zonas de sombra—, según explica la Agencia de Protección Ambiental de Estados Unidos (EPA, por sus siglas en inglés). La advertencia es compartida por la Organización Mundial de la Salud. La nieve reciente, por ejemplo, puede dispersar los rayos ultravioleta del Sol hasta en un 80%, un porcentaje que llega a ser del 15% en el caso de la arena de playa, del 20% en el césped y de un 25% en la espuma del agua del mar. Diferentes tipos de superficies, incluida la arena de la playa, son capaces de reflejar los rayos solares, que pueden alcanzar las zonas de sombra
Aunque es cierto que las zonas de sombra, gracias al uso de las sombrillas, pueden disminuir la proporción de radiación ultravioleta que nos llega directamente, lo cierto es que la refracción solar puede alcanzarnos de forma indirecta. Las distintas superficies actúan como "potentes pantallas reflectantes, aumentando la intensidad de la radiación", según apunta un artículo publicado en la revista Offarm. Además, frente a la falsa sensación de seguridad que puede darnos un baño en la playa, lo cierto es que algunas investigaciones aseguran que un 95% de la radiación ultravioleta penetra en el agua y hasta un 50% llega hasta una profundidad de tres metros.
Durante su intervención, Gilaberte recordaba un ensayo clínico aleatorizado y con evaluación ciega publicado el año pasado en la revista JAMA Dermatology. Un equipo de científicos del Centro del Cáncer Memorial Sloan Kettering y la Universidad de Nueva York, con la colaboración de investigadores de otras instituciones y de la farmacéutica Johnson & Johnson —propietaria de Neutrogena—, compararon la eficacia de la protección de una sombrilla frente a la ofrecida por una crema solar con un factor alto (SPF), superior a 100.
Los participantes en el estudio permanecieron tres horas y media al Sol —durante el mediodía— y, al día siguiente, los médicos analizaron las zonas de su cuerpo expuestas a la radiación. Los resultados del ensayo clínico mostraron que los voluntarios que solo utilizaron una sombrilla contaban con un porcentaje significativamente más alto de quemaduras solares que los individuos que se habían aplicado protector solar. En particular, el 78% de las personas que usaron la sombrilla presentaron un eritema solar —el término médico que se emplea para hablar de quemadura—.
El trabajo también destaca que ninguna de las dos opciones por separado protege completamente frente a las lesiones producidas por la radiación solar. La combinación "podría ser necesaria para una protección óptima de los rayos ultravioleta", concluyen los autores, que también abogan por educar a la sociedad sobre la importancia de prevenir los daños de la radiación y evitar así problemas como el cáncer de piel.
hi`pertextual
Con la llegada del verano y el comienzo de las vacaciones muchas personas optan por un destino de playa para desconectar. En nuestras costas, es frecuente ver hileras de sombrillas donde descansan los turistas que pasan unos días frente al mar. A menudo pensamos que ponerse a la sombra sirve para evitar que la peligrosa radiación ultravioleta dañe nuestra piel. Sin embargo, es un mito bastante extendido que puede aumentar el riesgo de sufrir quemaduras y otras lesiones más graves, como el melanoma. Ponerse a la sombra no es suficiente para evitar la peligrosa radiación ultravioleta del Sol
"Ponerse a la sombra no es suficiente para conseguir una buena fotoprotección", explicaba hace unos días Rosa Taberner, dermatóloga del Hospital Son Llàtzer (Palma de Mallorca). La especialista citaba una reflexión de Yolanda Gilaberte, vicepresidenta de la Academia Española de Dermatología y Venereología, desmintiendo una creencia muy popular sobre cómo protegerse de forma adecuada frente a los peligrosos rayos ultravioletas procedentes del Sol.
La refracción solar en la superficie
Algunas superficies son capaces de reflejar la radiación solar, de forma que su intensidad puede ser mayor de lo que parece —incluido en las zonas de sombra—, según explica la Agencia de Protección Ambiental de Estados Unidos (EPA, por sus siglas en inglés). La advertencia es compartida por la Organización Mundial de la Salud. La nieve reciente, por ejemplo, puede dispersar los rayos ultravioleta del Sol hasta en un 80%, un porcentaje que llega a ser del 15% en el caso de la arena de playa, del 20% en el césped y de un 25% en la espuma del agua del mar. Diferentes tipos de superficies, incluida la arena de la playa, son capaces de reflejar los rayos solares, que pueden alcanzar las zonas de sombra
Aunque es cierto que las zonas de sombra, gracias al uso de las sombrillas, pueden disminuir la proporción de radiación ultravioleta que nos llega directamente, lo cierto es que la refracción solar puede alcanzarnos de forma indirecta. Las distintas superficies actúan como "potentes pantallas reflectantes, aumentando la intensidad de la radiación", según apunta un artículo publicado en la revista Offarm. Además, frente a la falsa sensación de seguridad que puede darnos un baño en la playa, lo cierto es que algunas investigaciones aseguran que un 95% de la radiación ultravioleta penetra en el agua y hasta un 50% llega hasta una profundidad de tres metros.
Durante su intervención, Gilaberte recordaba un ensayo clínico aleatorizado y con evaluación ciega publicado el año pasado en la revista JAMA Dermatology. Un equipo de científicos del Centro del Cáncer Memorial Sloan Kettering y la Universidad de Nueva York, con la colaboración de investigadores de otras instituciones y de la farmacéutica Johnson & Johnson —propietaria de Neutrogena—, compararon la eficacia de la protección de una sombrilla frente a la ofrecida por una crema solar con un factor alto (SPF), superior a 100.
Un ensayo clínico mostró que protegerse únicamente con una sombrilla se relacionaba con un 78% de quemaduras solares en todo el cuerpo
Los participantes en el estudio permanecieron tres horas y media al Sol —durante el mediodía— y, al día siguiente, los médicos analizaron las zonas de su cuerpo expuestas a la radiación. Los resultados del ensayo clínico mostraron que los voluntarios que solo utilizaron una sombrilla contaban con un porcentaje significativamente más alto de quemaduras solares que los individuos que se habían aplicado protector solar. En particular, el 78% de las personas que usaron la sombrilla presentaron un eritema solar —el término médico que se emplea para hablar de quemadura—.
El trabajo también destaca que ninguna de las dos opciones por separado protege completamente frente a las lesiones producidas por la radiación solar. La combinación "podría ser necesaria para una protección óptima de los rayos ultravioleta", concluyen los autores, que también abogan por educar a la sociedad sobre la importancia de prevenir los daños de la radiación y evitar así problemas como el cáncer de piel.
hi`pertextual
Un equipo internacional liderado por investigadores del
Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y la Universidad de La Laguna
(ULL) ha catalogado alrededor de 200 oscilaciones de las
protuberancias solares durante la primera mitad de 2014. Su elaboración
ha sido posible gracias a la red de telescopios GONG, de la que uno de
ellos está emplazado en el Observatorio del Teide.
Cuando observamos la superficie del Sol las protuberancias solares se ven como filamentos oscuros que pueblan el disco o como lenguas de plasma incandenscente que se levantan por encima de esta. Las protuberancias solares son estructuras de plasma muy densas que levitan en la atmósfera solar. Se piensa que el campo magnético de esta estrella es el que las aguanta para que no caigan en la superficie por su propio peso. Estas estructuras magnéticas pueden acumular una gran cantidad de energía que, cuando se libera, produce erupciones que lanzan el material de las protuberancias al medio interplanetario.
Manuel Luna, investigador del IAC y la ULL, lidera el equipo que ha catalogado cerca de 200 oscilaciones de protuberancias solares detectadas en la primera mitad de 2014. Este análisis, que se publica hoy en The Astrophysical Journal Supplement Series, ha servido para comprobar que casi la mitad de estos eventos ha sido de gran amplitud. Es decir, oscilaciones con velocidades de entre 10 km/s (36000 km/h) y 100 km/s. También se ha podido comprobar que estos eventos de gran amplitud son más comunes de lo que se pensaba.
El proyecto forma parte de una colaboración internacional que comenzó en 2015 a través del International Space Science Institute (ISSI) y también del proyecto de la NASA para el estudio de este tipo de oscilaciones.
Gracias a esta recopilación, se ha encontrado una gran variedad de eventos y se ha podido determinar que, en muchos casos, las oscilaciones son producidas por fulguraciones cercanas. Es decir, por la liberación repentina de energía en la atmósfera solar.
Con los datos recogidos se ha realizado un estudio estadístico de las propiedades de las oscilaciones. Estos movimientos consisten en un movimiento cíclico de las protuberancias entre dos posiciones. En él se ha visto que las oscilaciones (vibraciones) tienen un periodo de aproximadamente una hora. Estos periodos son propios de las protuberancias y revelan propiedades fundamentales de su estructura magnética y la distribución de su masa. Además, las oscilaciones muestran un gran amortiguamiento, o lo que es lo mismo la vibración se reduce considerablemente tras pocos ciclos de oscilación. Se desconoce por qué la mayor parte de las protuberancias oscilan con un periodo de una hora o por qué se amortigua su movimiento tan rápidamente, con lo que habrá que seguir investigando.
Los datos apuntan a que “la dirección del movimiento de las oscilaciones forma un ángulo de unos 27 grados con el eje principal de la prominencia”, explica Luna. Y añade: “Esta dirección coincide con la de las estimaciones previas de la orientación del campo magnético”. Además, usando técnicas sismológicas, los investigadores han podido deducir detalles acerca de la geometría e intensidad del campo magnético que soporta a las protuberancias.
Este estudio abre una nueva ventana a la investigación de la estructura de las protuberancias solares y a los mecanismos que eventualmente las desestabilizan produciendo su erupción. En el futuro, los autores pretenden ampliar este análisis a todo un ciclo solar para entender la evolución de estas estructuras a lo largo de los 11 años que dura. Para conseguirlo se tendrán que aplicar técnicas de inteligencia artificial y de procesado de gran cantidad de datos.
Catálogo completo de oscilaciones de protuberancias solares observadas con GONG
IAC
Cuando observamos la superficie del Sol las protuberancias solares se ven como filamentos oscuros que pueblan el disco o como lenguas de plasma incandenscente que se levantan por encima de esta. Las protuberancias solares son estructuras de plasma muy densas que levitan en la atmósfera solar. Se piensa que el campo magnético de esta estrella es el que las aguanta para que no caigan en la superficie por su propio peso. Estas estructuras magnéticas pueden acumular una gran cantidad de energía que, cuando se libera, produce erupciones que lanzan el material de las protuberancias al medio interplanetario.
Manuel Luna, investigador del IAC y la ULL, lidera el equipo que ha catalogado cerca de 200 oscilaciones de protuberancias solares detectadas en la primera mitad de 2014. Este análisis, que se publica hoy en The Astrophysical Journal Supplement Series, ha servido para comprobar que casi la mitad de estos eventos ha sido de gran amplitud. Es decir, oscilaciones con velocidades de entre 10 km/s (36000 km/h) y 100 km/s. También se ha podido comprobar que estos eventos de gran amplitud son más comunes de lo que se pensaba.
El proyecto forma parte de una colaboración internacional que comenzó en 2015 a través del International Space Science Institute (ISSI) y también del proyecto de la NASA para el estudio de este tipo de oscilaciones.
Gracias a esta recopilación, se ha encontrado una gran variedad de eventos y se ha podido determinar que, en muchos casos, las oscilaciones son producidas por fulguraciones cercanas. Es decir, por la liberación repentina de energía en la atmósfera solar.
Con los datos recogidos se ha realizado un estudio estadístico de las propiedades de las oscilaciones. Estos movimientos consisten en un movimiento cíclico de las protuberancias entre dos posiciones. En él se ha visto que las oscilaciones (vibraciones) tienen un periodo de aproximadamente una hora. Estos periodos son propios de las protuberancias y revelan propiedades fundamentales de su estructura magnética y la distribución de su masa. Además, las oscilaciones muestran un gran amortiguamiento, o lo que es lo mismo la vibración se reduce considerablemente tras pocos ciclos de oscilación. Se desconoce por qué la mayor parte de las protuberancias oscilan con un periodo de una hora o por qué se amortigua su movimiento tan rápidamente, con lo que habrá que seguir investigando.
Los datos apuntan a que “la dirección del movimiento de las oscilaciones forma un ángulo de unos 27 grados con el eje principal de la prominencia”, explica Luna. Y añade: “Esta dirección coincide con la de las estimaciones previas de la orientación del campo magnético”. Además, usando técnicas sismológicas, los investigadores han podido deducir detalles acerca de la geometría e intensidad del campo magnético que soporta a las protuberancias.
Este estudio abre una nueva ventana a la investigación de la estructura de las protuberancias solares y a los mecanismos que eventualmente las desestabilizan produciendo su erupción. En el futuro, los autores pretenden ampliar este análisis a todo un ciclo solar para entender la evolución de estas estructuras a lo largo de los 11 años que dura. Para conseguirlo se tendrán que aplicar técnicas de inteligencia artificial y de procesado de gran cantidad de datos.
Catálogo completo de oscilaciones de protuberancias solares observadas con GONG
- Artículo: Luna, M. et al. “GONG catalog of solar filament oscillations near solar maximum” The Astrophysical Journal Supplement Series. DOI: 10.3847/1538-4365/aabde7
- Artículo en arXiv: arxiv.org/abs/1804.03743
IAC
Investigadores explican en qué se convertirá nuestra estrella dentro de 10.000 millones de años
No hay duda. Es ineludible. Los científicos coinciden en que el Sol envejecerá, se hinchará y se convertirá en una gigante roja que arrasará la Tierra e incluso el lejano Júpiter. Por entonces, nadie seguirá todavía en este planeta para contarlo, pero la desolación continuará hasta que nuestra estrella muera dentro de unos 10.000 millones de años.
Abell 39, un bello ejemplo de nebulosa planetaria, muy similar a lo que se convertirá el Sol cuando muera - TARECTOR (NRAO / AUI / NSF Y NOAO / AURA / NSF) Y BAWOLPA (NOAO / AURA / NSF)
Lo que no estaba tan claro es lo que sucederá después. Hasta ahora, porque un equipo internacional de astrónomos cree saber cómo continúa la historia. La investigación, publicada en la revista «Nature Astronomy», predice que tras su muerte, el Sol se convertirá en un anillo masivo de gas y polvo interestelar luminoso, conocido como nebulosa planetaria.
Una nebulosa planetaria marca el final del 90% de todas las vidas activas de las estrellas y traza la transición del astro de una gigante roja a una enana blanca, que en realidad son gigantescos trozos de materia degenerada sin una fuente de energía interna. Pero, durante años, los científicos no estaban seguros de si el Sol en nuestra galaxia seguiría el mismo destino, ya que se pensaba que tenía una masa demasiado baja como para crear una nebulosa planetaria visible.
Para descubrirlo, el equipo desarrolló un nuevo modelo estelar de datos que predice el ciclo de vida de las estrellas. El modelo se usó para predecir el brillo (o luminosidad) de la envoltura eyectada, para estrellas de diferentes masas y edades.
«Cuando una estrella muere, expulsa al espacio una masa de gas y polvo, conocida como envoltura, que puede llegar a la mitad de su masa total. Esto revela el núcleo de la estrella, que en este punto se está quedando sin combustible, eventualmente apagándose y finalmente muriendo», explica Albert Zijlstra, de la Universidad de Manchester (Reino Unido) y uno de los autores del estudio.
«Es solo entonces cuando el núcleo caliente hace que la envoltura expulsada brille durante unos 10.000 años, un breve período en astronomía», continúa el científico. Esto es lo que hace que la nebulosa planetaria sea visible. «Algunas son tan brillantes que se pueden ver desde distancias extremadamente grandes que miden decenas de millones de años luz, donde la estrella misma habría sido demasiado débil para ser vista», afirma.
Un misterio de hace 25 años
El modelo también resuelve otro problema que ha dejado perplejos a los astrónomos durante un cuarto de siglo. Aproximadamente hace 25 años, los astrónomos descubrieron que si se miran las nebulosas planetarias en otra galaxia, las más brillantes siempre tienen el mismo brillo. De esta forma, se descubrió que era posible saber a qué distancia estaba una galaxia solo por la aparición de sus nebulosas planetarias más brillantes. En teoría, funcionaba en cualquier tipo de galaxia.
Pero aunque los datos sugirieron que esto era correcto, los modelos científicos afirmaban lo contrario. «Las estrellas viejas de baja masa deberían formar una nebulosa planetaria mucho más débil que las estrellas más jóvenes y masivas. Esto se ha convertido en una fuente de conflicto en el pasado durante 25 años», señala Zijlstra.
«Los datos decían que se podían obtener nebulosas planetarias brillantes a partir de estrellas de poca masa como el Sol. Los modelos decían que eso no era posible, nada por debajo de dos veces la masa del Sol daría una nebulosa planetaria suficientemente brillante como para ser vista».
Pero los nuevos modelos muestran que después de la expulsión de la envoltura, las estrellas se calientan tres veces más rápido que en los modelos más antiguos. Esto hace que sea mucho más fácil para una estrella de baja masa, como el Sol, formar una nebulosa planetaria brillante. El equipo descubrió que en los nuevos modelos, el Sol es casi exactamente la estrella de menor masa que todavía produce una nebulosa planetaria visible, aunque débil. Las estrellas que son solo un poco más pequeñas no lo consiguen. «Este es un buen resultado. ¡Hemos descubierto lo que el Sol hará cuando muera!», exclama Zijlstra.
ABC
Un equipo internacional en el que participan investigadores
del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y la Universidad de La
Laguna (ULL), observa cómo las ondas magnéticas que se propagan por la
atmósfera solar calientan sus capas más externas. Los resultados de esta
investigación se publican hoy en la revista Nature Physics.
En 1942, el físico e ingeniero sueco Hannes Alfvén predijo la existencia de un nuevo tipo de ondas debidas al magnetismo actuando sobre un plasma, lo que le llevó a obtener el Premio Nobel de Física en 1970. Desde su predicción, las ondas de Alfvén han estado asociadas con una variedad de fuentes, incluyendo reactores nucleares, la nube de gas que envuelve a los cometas, experimentos de laboratorio, diagnóstico médico por resonancia magnética y también la atmósfera del Sol. Precisamente aquí, en la turbulenta atmósfera solar, con temperaturas que llegan a alcanzar millones de grados, se ha propuesto que las ondas de Alfvén pueden estar jugando un papel importante para mantener tan elevadas temperaturas.
De forma similar a las olas del mar, se piensa que las ondas de Alfvén se propagan hacia arriba desde la superficie solar hasta "romper" en las capas más altas, liberando allí enormes cantidades de energía en forma de calor. En los últimos 10 años se ha demostrado la existencia de ondas de Alfvén en la atmósfera solar. Sin embargo, hasta la fecha no se había tenido evidencia directa concluyente de que estas ondas pudiesen convertir su movimiento en calor, algo que intrigaba a los físicos desde la confirmación de su existencia. Hoy se publica en Nature Physics el trabajo desarrollado por un equipo internacional liderado por la Queen University de Belfast (Reino Unido), que ha sido capaz de detectar el calentamiento producido por ondas del Alfvén en una mancha solar, lo que ya se había predicho teóricamente hace 75 años. Esta investigación abre una nueva ventana a la comprensión de estos fenómenos que se dan en muchos otros ámbitos, incluyendo generadores de energía o aparatos de diagnóstico médico.
El estudio utiliza observaciones de alta resolución obtenidas en el telescopio Dunn Solar Telescope, de Nuevo México (EEUU), complementadas con datos del observatorio espacial Solar Dynamics Observatory de la NASA, para analizar los campos magnéticos más fuertes que aparecen en las manchas solares. Estas regiones albergan campos más intensos que los que se dan en las máquinas de resonancia magnética y tienen tamaños mucho mayores que nuestro planeta.
El equipo internacional está compuesto por especialistas en diferentes aspectos. Desde observaciones hasta técnicas de análisis, pasando por simulaciones por ordenador y transporte de radiación. La contribución del IAC ha consistido en el análisis de los perfiles espectrales producidos por los átomos de calcio ionizado, cuya huella en la luz observada permite determinar las condiciones físicas existentes en las capas altas de la atmósfera así como seguir su variación con el tiempo. “Este análisis –explica el investigador del IAC/ULL y coautor del artículo, Héctor Socas-Navarro- se basa en complejos cálculos con superordenadores sobre cómo estos átomos responden a la radiación y dejan su firma en las propiedades de la luz que nos llega, aspectos en los que el grupo del IAC es considerado puntero a nivel internacional”.
IAC
En 1942, el físico e ingeniero sueco Hannes Alfvén predijo la existencia de un nuevo tipo de ondas debidas al magnetismo actuando sobre un plasma, lo que le llevó a obtener el Premio Nobel de Física en 1970. Desde su predicción, las ondas de Alfvén han estado asociadas con una variedad de fuentes, incluyendo reactores nucleares, la nube de gas que envuelve a los cometas, experimentos de laboratorio, diagnóstico médico por resonancia magnética y también la atmósfera del Sol. Precisamente aquí, en la turbulenta atmósfera solar, con temperaturas que llegan a alcanzar millones de grados, se ha propuesto que las ondas de Alfvén pueden estar jugando un papel importante para mantener tan elevadas temperaturas.
De forma similar a las olas del mar, se piensa que las ondas de Alfvén se propagan hacia arriba desde la superficie solar hasta "romper" en las capas más altas, liberando allí enormes cantidades de energía en forma de calor. En los últimos 10 años se ha demostrado la existencia de ondas de Alfvén en la atmósfera solar. Sin embargo, hasta la fecha no se había tenido evidencia directa concluyente de que estas ondas pudiesen convertir su movimiento en calor, algo que intrigaba a los físicos desde la confirmación de su existencia. Hoy se publica en Nature Physics el trabajo desarrollado por un equipo internacional liderado por la Queen University de Belfast (Reino Unido), que ha sido capaz de detectar el calentamiento producido por ondas del Alfvén en una mancha solar, lo que ya se había predicho teóricamente hace 75 años. Esta investigación abre una nueva ventana a la comprensión de estos fenómenos que se dan en muchos otros ámbitos, incluyendo generadores de energía o aparatos de diagnóstico médico.
El estudio utiliza observaciones de alta resolución obtenidas en el telescopio Dunn Solar Telescope, de Nuevo México (EEUU), complementadas con datos del observatorio espacial Solar Dynamics Observatory de la NASA, para analizar los campos magnéticos más fuertes que aparecen en las manchas solares. Estas regiones albergan campos más intensos que los que se dan en las máquinas de resonancia magnética y tienen tamaños mucho mayores que nuestro planeta.
El equipo internacional está compuesto por especialistas en diferentes aspectos. Desde observaciones hasta técnicas de análisis, pasando por simulaciones por ordenador y transporte de radiación. La contribución del IAC ha consistido en el análisis de los perfiles espectrales producidos por los átomos de calcio ionizado, cuya huella en la luz observada permite determinar las condiciones físicas existentes en las capas altas de la atmósfera así como seguir su variación con el tiempo. “Este análisis –explica el investigador del IAC/ULL y coautor del artículo, Héctor Socas-Navarro- se basa en complejos cálculos con superordenadores sobre cómo estos átomos responden a la radiación y dejan su firma en las propiedades de la luz que nos llega, aspectos en los que el grupo del IAC es considerado puntero a nivel internacional”.
- Artículo: Samuel D. T. Grant et al. Alfvén wave dissipation in the solar chromosphere. Nature Physics DOI: 10.1038/s41567-018-0058-3
IAC
El ciclo de actividad del Sol, durante el cual aumenta y disminuye el número de manchas solares, lleva unos 250 años observándose regularmente, pero los telescopios espaciales nos han permitido contar con una perspectiva totalmente nueva de nuestra estrella.
El 22 de diciembre de 2017, el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO) cumplió 22 años en el espacio. Esta cifra no es baladí, ya que es lo que suele durar un ciclo magnético solar completo. Se sabe que los ciclos de manchas solares se prolongan durante unos 11 años, pero el ciclo completo dura el doble debido al comportamiento de los campos magnéticos. Durante este ciclo, la polaridad del sol va cambiando paulatinamente, por lo que al cabo de los 11 años la orientación del campo se habrá invertido entre los hemisferios norte y sur. Y así, al finalizar un ciclo de 22 años, la orientación del campo magnético será la misma que al comienzo.
Cada una de las instantáneas del Sol aquí mostradas fue tomada en primavera por el Telescopio de Imágenes del Ultravioleta Extremo de SOHO. Al observar el ultravioleta se ve la corona del Sol, la tórrida atmósfera de hasta dos millones de grados que se extiende millones de kilómetros hacia el espacio.
Cuando el Sol se encuentra en el momento de mayor actividad, aparecen fuertes campos magnéticos en forma de manchas brillantes en las imágenes ultravioletas de la corona. La actividad también se aprecia en la fotosfera, que es la superficie que se percibe en luz visible.
Cuando el Sol está activo aparecen las manchas. Las concentraciones de campos magnéticos reducen la temperatura superficial en determinadas áreas, y esta menor temperatura hace que dichas áreas aparezcan negras en las imágenes de luz visible. El último ciclo de 11 años comenzó en 1996 y el actual ciclo lo hizo en 2008, cuyo máximo solar se alcanzó en 2014.
Al observar el Sol durante casi un ciclo completo de 22 años, SOHO ha proporcionado una enorme cantidad de datos sobre la variabilidad solar, y esto ha sido fundamental para vigilar la interacción de la actividad solar y la Tierra, así como para mejorar nuestra capacidad de previsión de la meteorología espacial.
SOHO ha realizado numerosos descubrimientos clave con su conjunto de instrumentos, como revelar la existencia de sismos solares, detectar ondas a través de la corona e identificar la fuente del viento solar ‘rápido’.
esa
Quizá estés leyendo este artículo mientras te tomas un café. Al
removerlo con la cucharilla, en el líquido se van formando vórtices que
generan remolinos cada vez más pequeños y terminan por desaparecer.
Podríamos describir este fenómeno como una cascada de vórtices de tamaño
descendente. Además, el movimiento de la cucharilla pone el líquido
caliente en contacto con el aire más frío, por lo que el calor del café
puede escapar de forma más eficiente a la atmósfera y este se enfría.
En el espacio encontramos un efecto similar en las partículas
atómicas cargadas eléctricamente —el plasma de viento solar— que libera
nuestro Sol, aunque con una diferencia fundamental: en el espacio no hay
aire. Aunque la energía emitida por el Sol en el viento solar se
transfiere a escalas cada vez menores en cascadas de turbulencias, como
sucede con el café, se ha visto que la temperatura del plasma aumenta en
vez de disminuir, ya que no hay aire frío que la detenga.
El modo exacto en que se calienta el plasma de viento solar es un
tema candente de la física espacial, ya que está más caliente de lo que
se esperaría en un gas en expansión y apenas se producen colisiones.
Algunos científicos han sugerido que podría deberse al carácter
turbulento del plasma de viento solar.
Ahora, una serie de simulaciones por superordenador están
contribuyendo a comprender estos movimientos complejos. La imagen aquí
mostrada procede de una de estas simulaciones: representa la
distribución de la densidad de corriente en el plasma de viento solar
turbulento. En ella, los filamentos y vórtices localizados aparecen como
consecuencia de la cascada de energía turbulenta. Los colores azul y
amarillo muestran las corrientes más intensas (en azul para los valores
negativos y amarillo para los positivos).
Estas estructuras coherentes no son estáticas, sino que evolucionan
en el tiempo e interactúan entre sí. Además, entre las islas, la
corriente es muy intensa y crea regiones de elevado estrés magnético y,
en ocasiones, un fenómeno conocido como reconexión magnética. Es decir,
cuando las líneas de campos magnéticos en sentido opuesto se acercan,
pueden realinearse repentinamente, formando nuevas configuraciones y
liberando grandes cantidades de energía que pueden provocar un
calentamiento localizado.
Este tipo de efectos han sido observados en el espacio, por ejemplo,
por el cuarteto de satélites Cluster de la ESA en órbita terrestre, en
el viento solar. Cluster también descubrió signos claros de remolinos
turbulentos de hasta varias decenas de kilómetros mientras el viento
solar interactuaba con el campo magnético de la Tierra.
Esta cascada de energía puede contribuir al calentamiento general del
viento solar, una cuestión que también intentará abordar la futura
misión Solar Orbiter de la ESA.
Entretanto, ¡disfrutemos de las cascadas turbulentas que forman los vórtices de nuestros cafés
esa
Este montaje de 365 imágenes muestra la constante actividad de nuestro Sol durante 2017, que incluyó hasta un eclipse parcial, vista por el satélite Proba-2 de la ESA.
Las imágenes fueron tomadas por la cámara SWAP del satélite, que funciona a longitudes de onda del ultravioleta extremo para captar la atmósfera caliente y turbulenta del Sol, la corona, con temperaturas de aproximadamente un millón de grados.
En general, durante 2017 el Sol continuó su ciclo de once años reduciendo su actividad hasta el mínimo, con un periodo en el que el número de regiones activas (las áreas más brillantes en las imágenes) disminuye y los agujeros coronales (regiones más oscuras) son más grandes y prominentes.
Basta mirar con atención varias imágenes para ver las diferencias. Durante una semana aproximadamente, a finales de abril/principios de mayo, el Sol no aparece centrado: se ha hecho a propósito para indicar observaciones en las que se desplazó el punto de mira para estudiar la atmósfera extendida.
Quizá lo más destacado de 2017 para muchos aficionados a la observación del Sol fue el eclipse total que se pudo ver de Oregón a Carolina del Sur (Estados Unidos) el día 21 de agosto. Desde su atalaya a unos 800 km de la Tierra, Proba-2 atravesó varias veces la sombra de la luna y observó tres eclipses parciales. Uno de esos momentos fue capturado y aparece en este montaje.
esa
- Las ondas de gravedad atmosférica pueden ser inducidas por eclipses solares.
- Los resultados son la "evidencia inequívoca" que prueba una hipótesis planteada por primera vez en los años setenta.
El eclipse de Sol del pasado 21 de agosto provocó olas en la atmósfera terrestre, según un estudio publicado en la revista Geophysical Research Letters. El fenómeno, que pudo ser observado de forma total en Estados Unidos y de manera parcial en México y en España, se ha relacionado con las perturbaciones ocurridas en la ionosfera, una capa que se localiza entre los 80 y los 500 kilómetros de altitud.
La posibilidad de que los eclipses solares pudieran inducir ondas de gravedad atmosférica fue postulada por primera vez en 1970, cuando dos profesores de la Universidad de Toronto plantearon la hipótesis en un artículo publicado en Journal of Geophysical Research, ante el eclipse de Sol que tuvo lugar en marzo de aquel año. Estas olas se originan cuando un impulso perturba la atmósfera, de manera similar a lo que ocurre en los océanos. La diferencia, como explica la NASA, es que las olas surcan el aire, no las aguas, como consecuencia de un empuje hacia arriba para caer después por acción de la gravedad.
Los resultados presentados ahora, según el equipo de Juha Vierinen, muestran la primera "evidencia inequívoca" de que los eclipses solares pueden inducir auténticas 'olas' de aire en la atmósfera, similares a las ondas que provocaría un barco al desplazarse rápidamente sobre las aguas de un río. Sus datos sugieren que dichas ondas, que presentarían una velocidad de fase de 280 metros por segundo y una longitud de onda de entre 300 y 400 kilómetros, emanarían y seguirían en la región de totalidad del eclipse. Las mediciones han sido realizadas por el Observatorio Haystack del Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT, por sus siglas en inglés) y el Observatorio Arecibo de Puerto Rico.
Es la primera "evidencia inequívoca" de que los eclipses solares pueden inducir olas de aire llamadas ondas de gravedad atmosférica
La posibilidad de que los eclipses solares pudieran inducir ondas de gravedad atmosférica fue postulada por primera vez en 1970, cuando dos profesores de la Universidad de Toronto plantearon la hipótesis en un artículo publicado en Journal of Geophysical Research, ante el eclipse de Sol que tuvo lugar en marzo de aquel año. Estas olas se originan cuando un impulso perturba la atmósfera, de manera similar a lo que ocurre en los océanos. La diferencia, como explica la NASA, es que las olas surcan el aire, no las aguas, como consecuencia de un empuje hacia arriba para caer después por acción de la gravedad.
Los resultados presentados ahora, según el equipo de Juha Vierinen, muestran la primera "evidencia inequívoca" de que los eclipses solares pueden inducir auténticas 'olas' de aire en la atmósfera, similares a las ondas que provocaría un barco al desplazarse rápidamente sobre las aguas de un río. Sus datos sugieren que dichas ondas, que presentarían una velocidad de fase de 280 metros por segundo y una longitud de onda de entre 300 y 400 kilómetros, emanarían y seguirían en la región de totalidad del eclipse. Las mediciones han sido realizadas por el Observatorio Haystack del Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT, por sus siglas en inglés) y el Observatorio Arecibo de Puerto Rico.
Fuente: MIT.
Durante las últimas décadas, los científicos han tratado de comprobar si realmente los eclipses de Sol eran capaces de provocar estas ondas de gravedad atmosférica, como recogieron en diversos estudios publicados, por ejemplo, en las revistas Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, Nature y Journal of Geophysical Research. A diferencia de aquellos trabajos, que obtuvieron resultados no concluyentes, esta investigación ha conseguido la primera evidencia que prueba la relación entre estos llamativos fenómenos celestes y las olas de aire en la parte superior de la atmósfera terrestre.
La brusca disminución de la radiación solar que llega a la Tierra y el movimiento supersónico de la sombra de la Luna explican las perturbaciones que se dan en la atmósfera
"El estudio revela las complejas interconexiones entre el Sol, la Luna y la ionosfera y atmósfera terrestres, y demuestra procesos de acoplamiento persistentes entre los diferentes componentes de la atmósfera de la Tierra, un tema de interés significativo para la comunidad", destacan los autores del trabajo. Los eclipses solares, que ocurren cuando la Luna se interpone entre la Tierra y el Sol, provocan que la sombra del satélite se proyecte sobre nuestro planeta, ocultando de forma parcial o total la luz procedente del astro. Esta brusca disminución de la radiación recibida, junto con el movimiento supersónico de la sombra de la Luna, están detrás de los cambios que suceden en la atmósfera de la Tierra. Dichas variaciones fueron estudiadas en detalle el pasado mes de agosto a través de una red de más de 6.000 sensores GPS y el sistema de radar de los observatorios, según anunció la NASA por aquel entonces.
hipertextual
Situada a 320 años luz de distancia, su atmósfera se ve afectada por ondas de choque potentes e inesperadas
Un equipo de astrónomos de la Universidad Tecnológica de Chalmers ha observado por primera vez detalles de la superficie de una estrella situada a 320 años luz de distancia en la constelación de Hydra. La gigante roja W Hydrae tiene la misma masa que el Sol y está envejeciendo. Las imágenes del telescopio ALMA en Chile muestran que es gigantesca, su diámetro es dos veces el tamaño de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, y que su atmósfera se ve afectada por ondas de choque potentes e inesperadas. La investigación se ha publicado en Nature Astronomy.
W Hydrae, que tiene unos mil millones de años más que el Sol, es un ejemplo de una estrella AGB (rama asintótica gigante), un período de evolución estelar en el que las estrellas son frías, brillantes, viejas y pierden masa a través de los vientos estelares. El nombre deriva de su posición en el famoso diagrama de Hertzsprung-Russell, que clasifica las estrellas de acuerdo con su brillo y temperatura.
Los anillos de puntos muestran el tamaño de las órbitas de la Tierra (en azul) y de otros planetas alrededor del Sol para comparar - Alma (ESO / NAOJ / NRAO) / W. Vlemmings
«Para nosotros es importante estudiar no solo cómo son las gigantes rojas, sino también cómo cambian y cómo siembran la galaxia con los elementos que son los ingredientes de la vida. Usando las antenas de ALMA en su configuración de mayor resolución, ahora podemos hacer las observaciones más detalladas de estas estrellas geniales y emocionantes», dice Wouter Vlemmings, autor del estudio.
Las estrellas como el Sol evolucionan en escalas de tiempo de muchos miles de millones de años. Cuando llegan a la vejez, se inflaman y se vuelven más grandes, más frías y más propensas a perder masa en forma de vientos estelares. Las estrellas fabrican elementos importantes como el carbono y el nitrógeno. Cuando alcanzan la etapa de gigante roja, estos elementos se liberan en el espacio, listos para ser utilizados en generaciones posteriores de nuevas estrellas.
Las imágenes de ALMA proporcionan la visión más clara hasta ahora de la superficie de una gigante roja con una masa similar al Sol. Las primeras imágenes nítidas han mostrado detalles sobre estrellas supergigantes rojas mucho más masivas como Betelgeuse y Antares.
¿Una llamarada gigante?
Las observaciones también han sorprendido a los científicos. La presencia de una mancha inesperadamente compacta y brillante proporciona evidencias de que la estrella tiene un gas sorprendentemente caliente en una capa sobre la superficie de la estrella: una cromosfera.
El cielo alrededor de W Hydrae, con luz visible - Digitized Sky Survey
«Nuestras mediciones del punto brillante sugieren que hay poderosas ondas de choque en la atmósfera de la estrella que alcanzan temperaturas más altas de lo que predicen los modelos teóricos actuales para las estrellas AGB», señala Theo Khouri, astrónomo de Chalmers y miembro del equipo.
Una posibilidad alternativa es al menos tan sorprendente: que la estrella estaba experimentando una llamarada gigante cuando se hicieron las observaciones.
Los científicos están llevando a cabo nuevas observaciones, tanto con ALMA como con otros instrumentos, para comprender mejor la sorprendente atmósfera de W Hydrae. «Es humillante ver nuestra imagen de W Hydrae y ver su tamaño en comparación con la órbita de la Tierra. Nacemos del material creado en estrellas como esta, por lo que para nosotros es emocionante tener el desafío de comprender algo que nos dice tanto sobre nuestros orígenes y nuestro futuro», indica la astrónoma Elvire De Beck, que también ha participado en la investigación.
ABC
Esta colorida imagen muestra un ʻespectro del destelloʼ de la cromosfera del Sol capturado durante el eclipse total que se produjo a lo largo de los Estados Unidos el 21 de agosto de 2017. Es obra del equipo de la expedición de la ESA que lo monitorizó desde Casper (Wyoming).
Durante un eclipse, cuando la Luna oscurece temporalmente la desbordante luz de la fotosfera solar, los astrónomos pueden realizar mediciones únicas. Por ejemplo, analizan el halo rojo, normalmente invisible, de la cromosfera, la capa de la atmósfera solar situada encima de la turbulenta superficie de la fotosfera.
Este tipo de imagen se puede obtener con la última y la primera luz del limbo solar —justo antes y después de la totalidad del eclipse, respectivamente—, por lo que se le ha dado el nombre de espectro del ʻdestelloʼ, ya que las mediciones deben realizarse en cuestión de segundos.
En ese momento, la emisión del Sol puede dividirse en un espectro de colores que muestra las huellas de distintos elementos químicos.
El espectro del destello aquí mostrado se produjo con el primer limbo solar observable tras la totalidad. La exposición para capturar esta imagen fue exactamente de 1/30 s. A la derecha aparece una imagen del Sol eclipsado y, a la izquierda, un espectro superpuesto de cada punto del Sol.
La emisión más potente se debe al hidrógeno, incluyendo la emisión de hidrógeno-alfa de color rojo en el extremo derecho y de color azul y violeta en el izquierdo. Entre medias, el amarillo brillante corresponde a helio, un elemento descubierto en un espectro de destello capturado durante el eclipse total del 18 de agosto de 1868, aunque en aquel momento no se supo de qué se trataba. Casi tres décadas después, el elemento se descubrió en la Tierra y hoy en día se sabe que es el segundo elemento más abundante del Universo, tras el hidrógeno.
La imagen fue tomada por astrónomos del proyecto de educación en ciencia Cesar, con sede en el Centro Europeo de Astronomía Espacial, cerca de Madrid (España). En el sitio web del eclipse en Cesar se pueden consultar más imágenes del eclipse e información técnica.
esa
La misión Solar Orbiter de la ESA se está equipando para ofrecernos una nueva mirada a nuestra estrella, sobre todo mediante la observación de cerca de sus polos.
Tras su lanzamiento en febrero de 2019 y el viaje de tres años aprovechando la gravedad de la Tierra y Venus, Solar Orbiter operará en una órbita elíptica alrededor del Sol. En el punto más próximo, quedará a unos 42 millones de kilómetros de nuestra estrella, aún más cerca que el planeta Mercurio.
En esta imagen vemos una reproducción simulada de Solar Orbiter delante de un tormentoso Sol. La imagen de la estrella se basa en una fotografía tomada por el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA, que captura el comienzo de una erupción solar producida el 7 de junio de 2011. En la parte inferior derecha, una serie de filamentos oscuros escapan del Sol. Durante este fenómeno concreto, el observatorio detectó cómo se expulsaba plasma que luego volvía a caer, creando ‘puntos calientes’ que brillaban en luz ultravioleta.
Los objetivos generales de la misión Solar Orbiter son examinar cómo el Sol crea y controla la heliosfera —la extensa atmósfera del Sol en que nos encontramos— y los efectos en ella de la actividad solar. La sonda combinará observaciones in situ y detección remota cercana al Sol para obtener nueva información sobre la actividad solar y cómo las erupciones producen partículas energéticas, qué provoca el viento solar y el campo magnético coronal, y cómo funciona el dínamo solar.
Sus diez instrumentos científicos se encuentran en las últimas fases de integración en la nave antes de comenzar las numerosas pruebas que la prepararán para su lanzamiento en 2019 desde Cabo Cañaveral (Estados Unidos).
Solar Orbiter es una misión liderada por la ESA con participación de la NASA.
esa
La reciente actividad solar ha llamado la atención de los científicos y meteorólogos espaciales de todo el mundo, subrayando la necesidad de estar pendientes de nuestra estrella y su inmenso poder.
El 6 y el 10 de septiembre se produjeron en el Sol las dos fulguraciones más potentes observadas en más de una década. Se vieron acompañadas de fuertes expulsiones de miles de millones de toneladas de materia al espacio.
Aunque muchas de estas erupciones regresaron a la superficie solar, estas dos no lo hicieron, convirtiéndose en ‘eyecciones de masa coronal’: nubes de partículas atómicas cargadas eléctricamente que escapan del Sol y se expanden por el espacio interplanetario.
Estas nubes de protones, electrones e iones pesados pueden ser detectadas por los sensores de los satélites que rodean nuestro planeta y las sondas que navegan por el espacio interplanetario.
Las llamaradas —y las eyecciones que las acompañaron— surgieron de una ‘región activa’ de la fotosfera, que es la superficie que vemos desde la Tierra.
“La apariencia de esta región activa mientras producía potentes llamaradas y varias eyecciones de masa coronal resultó de lo más interesante, tras meses de muy baja actividad solar”, admite Juha-Pekka Luntama, responsable de la meteorología espacial en la oficina de Conocimiento del Medio Espacial de la ESA.
“Aunque estas erupciones son muy difíciles de predecir y, debido a la rotación, la región en que se produjeron estos eventos ahora se encuentra en el disco solar posterior, seguimos vigilando la situación, especialmente para cuando la región activa vuelva a quedar visible”.
La primera erupción tuvo lugar el 6 de septiembre y desencadenó una potente tormenta geomagnética que alcanzó la Tierra la tarde del 7 de septiembre. Su llegada fue detectada por varias naves de monitorización solar y orbitadores de la ESA y de la NASA.
Además, provocó auroras más fuertes de lo habitual los días 7 y 8 de septiembre, que llegaron a verse hasta en el norte de Alemania y en el norte de los Estados Unidos.
Esta llamarada y su eyección se vieron acompañadas por una oleada de partículas atómicas energizadas procedentes del Sol. Aunque pudieron ser detectadas por satélites en órbita, no fue así en el caso de los sistemas terrestres, debido a que nuestra atmósfera actúa a modo de pantalla.
La segunda erupción se produjo el 10 de septiembre (véase el vídeo anterior). En este caso, tuvo lugar una gran llamarada solar que también emitió un fuerte pulso de rayos X y una oleada de protones a enorme velocidad, algunos de los cuales prácticamente alcanzaron la velocidad de la luz.
Esta eyección fue más rápida que la primera, pero también se fue perdiendo en su trayecto del Sol a la Tierra y solo una pequeña parte cubrió nuestro planeta el 12 de septiembre.
Este evento provocó un fuerte incremento en las partículas energéticas, por lo que las redes de vigilancia detectaron niveles superiores de radiación en la superficie terrestre y, los días 12 y 13 de septiembre, se observó una tormenta magnética moderada.
La radiación que llegó antes de la segunda eyección fue suficiente para hacer que las cámaras de navegación de ciertos satélites quedaran temporalmente cegadas, y se esperaba que pertubara temporalmente las comunicaciones por radio a latitudes elevadas.
Satélite Integral
En un caso, el del satélite Integral de la ESA —un observatorio orbital de rayos gamma con unos instrumentos cuya electrónica resulta especialmente sensible a la radiación—, tuvo que confiar en la autonomía de sus sistemas a bordo para poner sus instrumentos en ‘modo seguro’ y esperar a que descendieran los niveles de radiación.
“Nuestros instrumentos quedaron desconectados durante una revolución de 64 horas, lo que significa que, lamentablemente, perdimos parte del tiempo de observación prioritario —reconoce el responsable de operaciones de Integral, Richard Southworth—. Los instrumentos volvieron a activarse sin signos de daño alguno”.
Gaia cartografía las estrellas de la Vía Láctea
Gaia, el satélite astrométrico de la ESA, también sufrió algunos efectos, aunque comparativamente menores.
“El telescopio de Gaia experimentó un número muy alto de detecciones ‘falsas’ de estrellas, generando los correspondientes datos y pequeñas variaciones en la actitud de la nave”, señala el responsable de operaciones David Milligan.
“Estas falsas detecciones pueden eliminarse del catálogo de datos, y Gaia sigue funcionando a la perfección”.
El segundo evento también destacó por proceder de una región activa del Sol que ya había rotado a través del disco según se ve desde la Tierra, y desaparecer de nuestro campo de visión muy poco después.
“No contamos con naves en ese lado del Sol para poder observar la actividad actual”, explica Juha-Pekka.
“Lo que realmente necesitamos son nuevas formas de ver la cara del Sol que rota hacia la Tierra, lo que nos permitiría mejorar nuestras previsiones y predicciones”.
La ESA ya está definiendo una futura misión al Sol que mejoraría nuestras capacidades de vigilancia y previsión de la meteorología espacial.
esa
Los satélites han
detectado este mes potentes llamaradas del Sol, pero este fenómeno se
viene registrando desde hace más de un siglo. El 10 de septiembre de
1886 un joven astrónomo aficionado, con tan solo 17 años, observó desde
Madrid con su modesto telescopio uno de estos súbitos destellos en una
mancha solar. Escribió lo que veía, lo dibujó y envió los datos a una
revista científica francesa, donde fueron publicados según cuentan ahora
científicos del Instituto de Astrofísica de Canarias y la Universidad
de Extremadura.
Con estas palabras describía Juan Valderrama y Aguilar, un astrónomo aficionado de 17 años, lo que estaba viendo desde Madrid el 10 de septiembre de 1886 con su pequeño telescopio, de tan solo 6,6 cm de apertura y equipado con un filtro neutro para atenuar la luz. El joven apuntó los detalles de sus observaciones, dibujó el destello brillante que había visto salir de la mancha y mandó toda la información a la revista francesa L’Astronomie, que no dudó en publicarlo.
Una llamarada solar (solar flare, en inglés) es un repentino aumento del brillo en una región de la atmósfera del Sol. Se produce en sus capas más externas (cromosfera y corona) cuando cambia la configuración del campo magnético y se libera energía, lo que se puede detectar en diversas bandas del espectro electromagnético, como luz visible o ultravioleta, aunque lo más habitual es en rayos X.
Este mismo mes se han observado varias de estas potentes llamaradas solares, algunas con eyecciones de masa coronal asociadas, que, a su vez, han producido tormentas geomagnéticas y han afectado ligeramente a los sistemas de comunicación en la Tierra, especialmente a las emisiones de radio y los sistemas GPS.
Normalmente los científicos que estudian las llamaradas solares no usan satélites o instrumentos que operan con luz visible, pero un white-light flare se puede observar con un telescopio ‘normal’ que usa ese tipo de luz tan cotidiana, como hizo Valderrama en 1886. “Es algo extraordinario que en la España de finales del siglo XIX aquel joven, con tan solo 17 años, hiciera el descubrimiento y lo enviara a publicar a una revista científica”, destaca Sánchez Almeida.
Primeras observaciones y debates sobre las llamaradas solares
“Además, el flare en luz blanca observado por Valderrama es, cronológicamente, el tercero de los registrados en la historia de la física solar”, añade Manuel Vaquero. La primera llamarada solar la registró el astrónomo británico Richard C. Carrington el 1 de septiembre de 1859 y la segunda fue descrita el 13 de noviembre de 1872 por el italiano Pietro Angelo Secchi. Las dos fulguraciones fueron bien conocidas en su tiempo, ya que en base a ellas se abrió un debate sobre si estas llamaradas podían o no influir en la Tierra.
La vida de Valderrama es mucho menos conocida que la de esos dos pioneros en los estudios solares, pero Manuel Vázquez –también coautor del trabajo e investigador del IAC–, junto a Sánchez Almeida pronto publicarán la biografía de este personaje, que nació en Santa Cruz de Tenerife, vivió su adolescencia en Madrid y regresó a su ciudad natal, donde fue director del observatorio meteorológico municipal hasta su muerte.
SINC
Dibujo de Valderrama de la llamarada solar que observó el 10 de septiembre de 1886 sobre una mancha solar (con su penumbra a rayas y la umbra negra). Sobre ella se observa la llamarada con forma de renacuajo. El documento original se conserva en la Biblioteca del Instituto de Astrofísica de Canarias. / IAC
“En la región oriental del hemisferio austral del Sol se ha formado súbitamente de ayer a hoy una enorme mancha muy bella, y sobre ella he notado un fenómeno extraordinario: en la penumbra, al oeste del núcleo se distinguía un objeto casi circular muy brillante, del que salía un largo rayo luminoso”.
Con estas palabras describía Juan Valderrama y Aguilar, un astrónomo aficionado de 17 años, lo que estaba viendo desde Madrid el 10 de septiembre de 1886 con su pequeño telescopio, de tan solo 6,6 cm de apertura y equipado con un filtro neutro para atenuar la luz. El joven apuntó los detalles de sus observaciones, dibujó el destello brillante que había visto salir de la mancha y mandó toda la información a la revista francesa L’Astronomie, que no dudó en publicarlo.
Con tan solo 17 años, Valderrama registró la tercera llamarada de luz blanca de la historia y publicó sus observaciones en una revista científica francesa
“El caso de Valderrama es muy singular, ya que fue la única persona en el mundo que observó hace más de un siglo un fenómeno relativamente raro: una llamarada solar de luz blanca, y hasta ahora nadie se había dado cuenta”, explica a Sinc José Manuel Vaquero, profesor de la Universidad de Extremadura y coautor de un artículo sobre aquel acontecimiento que se publica ahora en la revista Solar Physics.
Una llamarada solar (solar flare, en inglés) es un repentino aumento del brillo en una región de la atmósfera del Sol. Se produce en sus capas más externas (cromosfera y corona) cuando cambia la configuración del campo magnético y se libera energía, lo que se puede detectar en diversas bandas del espectro electromagnético, como luz visible o ultravioleta, aunque lo más habitual es en rayos X.
Este mismo mes se han observado varias de estas potentes llamaradas solares, algunas con eyecciones de masa coronal asociadas, que, a su vez, han producido tormentas geomagnéticas y han afectado ligeramente a los sistemas de comunicación en la Tierra, especialmente a las emisiones de radio y los sistemas GPS.
“Respecto a las llamaradas o fulguraciones de luz blanca (white-light flares) corresponden a los casos más extremos del fenómeno, donde la energía es tanta que se propaga desde arriba hasta la fotosfera, la calienta, y se produce un exceso de brillo que observamos en forma de luz blanca, de ahí su nombre”, explica otro de los autores, Jorge Sánchez Almeida, del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).
El telescopio solar óptico de la nave japonés Hinode captó en 2006 una llamara de luz blanca. Las imágenes muestran la superficie solar antes (izquierda) y durante el fenómeno (derecha, donde se observa el destello blanco). / NASA / JAXA
Normalmente los científicos que estudian las llamaradas solares no usan satélites o instrumentos que operan con luz visible, pero un white-light flare se puede observar con un telescopio ‘normal’ que usa ese tipo de luz tan cotidiana, como hizo Valderrama en 1886. “Es algo extraordinario que en la España de finales del siglo XIX aquel joven, con tan solo 17 años, hiciera el descubrimiento y lo enviara a publicar a una revista científica”, destaca Sánchez Almeida.
Primeras observaciones y debates sobre las llamaradas solares
“Además, el flare en luz blanca observado por Valderrama es, cronológicamente, el tercero de los registrados en la historia de la física solar”, añade Manuel Vaquero. La primera llamarada solar la registró el astrónomo británico Richard C. Carrington el 1 de septiembre de 1859 y la segunda fue descrita el 13 de noviembre de 1872 por el italiano Pietro Angelo Secchi. Las dos fulguraciones fueron bien conocidas en su tiempo, ya que en base a ellas se abrió un debate sobre si estas llamaradas podían o no influir en la Tierra.
La vida de Valderrama es mucho menos conocida que la de esos dos pioneros en los estudios solares, pero Manuel Vázquez –también coautor del trabajo e investigador del IAC–, junto a Sánchez Almeida pronto publicarán la biografía de este personaje, que nació en Santa Cruz de Tenerife, vivió su adolescencia en Madrid y regresó a su ciudad natal, donde fue director del observatorio meteorológico municipal hasta su muerte.
SINC
El Dolmen de Soto, enclavado en el municipio de Trigueros (Huelva), espera desde este viernes y durante todo el fin de semana la llegada del 'Milagro del Sol' en el equinoccio de otoño.
Se trata de una adoración al sol que se cumple año tras año. Un peculiar momento en el que el primer rayo de sol comienza a iluminar la galería del monumento hasta alcanzar el fondo de la cámara funeraria. 'El Milagro del Sol' se produce en los equinoccios de primavera y otoño. En concreto, el de otoño es este fin de semana y para disfrutarlo hay que reservar las visitas de manera obligatoria porque las plazas están muy limitadas, según han informado a Europa Press desde el Consistorio.
Este ritual prehistórico constata el conocimiento pleno sobre los astros, el cielo y la propia naturaleza pues, es imposible explicar, cómo sin ningún tipo de instrumentación o adelanto tecnológico, pudiesen calcular de manera tan exacta esa orientación perfecta para que el sol recorra los 21 metros de galería alcanzando la zona más profunda del Dolmen.
Así, el Dolmen de Trigueros despierta un verdadero interés entre la gente que lo visita, ya sea de manera libre o con las visitas guiadas que el Ayuntamiento pone a disposición de los interesados. Además, en verano se ha organizado una nueva edición de 'Las Lunas de Soto', donde cada noche se llevan a cabo actividades culturales y lúdicas, como un concierto de piano, clases de yoga, entre otras, en el enclave, terminando siempre con una clase de astronomía para los asistentes.
El Sol liberó este 6 de septiembre dos llamaradas de clase X, la categoría más poderosa, la segunda de las cuales ha sido la más fuerte en más de una década.
A las 09.10 GMT, una llamarada solar de clase X explotó desde una gran mancha solar en la superficie del sol --la misma que registró una eyección de masa coronal el 4 de septiembre, con una tormenta magnética que alcanzará la Tierra este mismo 6 de septiembre--.
Según la SWPC, estas llamaradas pueden resultar en apagones radioeléctricos: la radio de alta frecuencia experimentó una "amplia zona de apagones, pérdida de contacto durante una hora sobre el lado iluminado por el Sol de la Tierra", y la comunicación de baja frecuencia, utilizada en la navegación, se degradó durante una hora.
Las llamaradas solares ocurren cuando el campo magnético del sol -que crea las manchas oscuras en la superficie de la estrella- se retuerce y se vuelve a conectar, haciendo explotar la energía hacia fuera y sobrecalentando la superficie solar. Los destellos solares de clase X pueden causar tormentas de radiación en la atmósfera superior de la Tierra y desencadenar apagones de radio, como sucedió en este último caso.
La mancha solar responsable de las llamaqradas es la región activa 2673, la más pequeña de dos manchas masivas en la superficie del Sol, y en las que cabe varias veces la Tierra.
El 4 de septiembre, esa misma mancha solar emitió una llamarada solar de clase M, una décima del tamaño de una llamarada de clase X, lo que condujo a una eyección de masa coronal dirigida hacia la Tierra que podría causar auroras en latitudes tan al sur de Estados Unidos como Ohio e Indiana.
Si las nuevas llamaradas han provocado eyecciones de masa coronal y apuntan hacia la Tierra, podría llevar a auroras aún más espectaculares, pero también podría dañar satélites, comunicaciones y sistemas de energía. Esa nube de plasma cargado llegaría dentro de 3 o 4 días, según Space.com, aunque los CMEs accionados por las llamaradas enérgicas vienen generalmente rápidamdente.
La oleada de actividad puede parecer sorprendente, ya que el Sol se acerca a su mínimo solar, con los niveles más bajos de actividad en su ciclo de 11 años.
EUROPAPRESS
Leer mas: http://www.europapress.es/ciencia/astronomia/noticia-sol-expulsa-destello-gigante-mas-fuerte-2006-20170906174409.html
(c) 2015 Europa Press. Está expresamente prohibida la redistribución y la redifusión de este contenido sin su previo y expreso consentimiento.
Este miércoles el Sol
ha emitido una de las llamaradas más potentes de los últimos años,
catalogada dentro de la clase X9, una de las mayores en la escala que
mide la intensidad de estas fulguraciones. Los científicos siguen de
cerca la radiación y posibles emisiones de masa coronal asociadas al
fenómeno, ya que podrían afectar en los próximos días a las
comunicaciones, además de producir auroras boreales en latitudes más
bajas de lo habitual.
El Sol ha emitido este 6 de septiembre dos potentes llamaradas solares, con un primer pico de radiación a las 11:10 h (hora peninsular española) y otro, mucho más intenso, a las 14:02 h. El satélite Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA y otros instrumentos lo han captado desde el espacio.
Las llamaradas o fulguraciones solares son poderosas ráfagas de radiación que aumentan repentinamente el brillo de una región de la atmósfera del Sol. Esa radiación no puede atravesar la atmósfera de la Tierra y afectar físicamente a los seres humanos, pero cuando es suficientemente potente puede perturbar la capa atmosférica por donde viajan las señales de comunicaciones (las de radio, sobre todo) y GPS.
Los expertos han clasificado la primera llamarada del tipo X2.2 y la segunda como X9.3. Las de clase X son las que presentan picos de flujo (en vatios por metro cuadrado, W/m2) más potentes. El resto son las clases A, B, C y M. El número que sigue a cada letra hace referencia a su intensidad, de tal forma que una X2 es dos veces más intensa que una X1, una X3 es tres veces más intensa, etc.
La llamarada X9.3 ha sido la más grande registrada en el actual ciclo solar, un periodo de aproximadamente 11 años durante el cual la actividad del Sol sube y baja. El actual ciclo solar comenzó en diciembre de 2008, y ahora está disminuyendo en intensidad, dirigiéndose hacia el mínimo solar. En esta fase las fulguraciones deberían ser cada vez más raras en el Sol, pero la historia y los últimos ejemplos han demostrado que pueden surgir algunas muy potentes.
Animación de las llamaradas solares X2.2 y X9.3 captadas por el satélite SDO el 6 de septiembre de 2017. / NASA/Goddard/SDO
Los satélites han detectado que las dos llamaradas de esta semana salieron de una región activa del Sol etiquetada como AR 2673, donde también se produjo otra de clase M5.5 el pasado 4 de septiembre. En este caso se ha confirmado una emisión de masa coronal asociada al fenómeno, por lo que los expertos están pendientes de sus posibles efectos en la magnetosfera terrestre en forma de tormentas geomagnéticas, al igual que harán con la X9.3.
Seguimiento de las llamaradas
Para seguir los efectos de las últimas llamaradas solares sobre la Tierra, la NASA recomienda visitar la web del Centro de Predicción del Tiempo Espacial (SWPC) de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica (NOAA), la fuente oficial del gobierno estadounidense para pronósticos meteorológicos, espaciales, alertas y avisos. Desde España sus datos los recoge el Servicio Nacional de Meteorología Espacial (SeNMEs) y la Asociación Española de Protección Civil para el Clima Espacial (AEPCCE).
El centro estadounidense también proporciona previsiones sobre las auroras boreales que se prevé que genere la potente llamarada solar en nuestro planeta durante los próximos días. Según las previsiones, estas espectaculares ‘luces del norte’ se podrían llegar a ver en latitudes más bajas de lo habitual, incluyendo los estados del norte de EE UU y Europa.
Hasta ahora la llamarada solar más potente jamás registrada fue la del 4 de noviembre de 2003, cuando se detectó una explosión tan colosal que alcanzó la categoría X28, que desde entonces encabeza la lista de estas gigantescas explosiones solares.
Aviso de tormentas geomagnéticas y pronóstico de auroras boreales para el 8 de septiembre. / SWPC-NOAA
Potente llamarada solar captada este miércoles desde el Solar Dynamics Observatory de la NASA. / NASA/Goddard/SDO
El Sol ha emitido este 6 de septiembre dos potentes llamaradas solares, con un primer pico de radiación a las 11:10 h (hora peninsular española) y otro, mucho más intenso, a las 14:02 h. El satélite Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA y otros instrumentos lo han captado desde el espacio.
La llamarada X9.3 ha sido la más grande registrada en el actual ciclo solar, un periodo de once años que comenzó en 2008
Las llamaradas o fulguraciones solares son poderosas ráfagas de radiación que aumentan repentinamente el brillo de una región de la atmósfera del Sol. Esa radiación no puede atravesar la atmósfera de la Tierra y afectar físicamente a los seres humanos, pero cuando es suficientemente potente puede perturbar la capa atmosférica por donde viajan las señales de comunicaciones (las de radio, sobre todo) y GPS.
Los expertos han clasificado la primera llamarada del tipo X2.2 y la segunda como X9.3. Las de clase X son las que presentan picos de flujo (en vatios por metro cuadrado, W/m2) más potentes. El resto son las clases A, B, C y M. El número que sigue a cada letra hace referencia a su intensidad, de tal forma que una X2 es dos veces más intensa que una X1, una X3 es tres veces más intensa, etc.
La llamarada X9.3 ha sido la más grande registrada en el actual ciclo solar, un periodo de aproximadamente 11 años durante el cual la actividad del Sol sube y baja. El actual ciclo solar comenzó en diciembre de 2008, y ahora está disminuyendo en intensidad, dirigiéndose hacia el mínimo solar. En esta fase las fulguraciones deberían ser cada vez más raras en el Sol, pero la historia y los últimos ejemplos han demostrado que pueden surgir algunas muy potentes.
Animación de las llamaradas solares X2.2 y X9.3 captadas por el satélite SDO el 6 de septiembre de 2017. / NASA/Goddard/SDO
Los satélites han detectado que las dos llamaradas de esta semana salieron de una región activa del Sol etiquetada como AR 2673, donde también se produjo otra de clase M5.5 el pasado 4 de septiembre. En este caso se ha confirmado una emisión de masa coronal asociada al fenómeno, por lo que los expertos están pendientes de sus posibles efectos en la magnetosfera terrestre en forma de tormentas geomagnéticas, al igual que harán con la X9.3.
En los próximos días se podrían ver auroras boreales en latitudes más bajas de lo habitual
Seguimiento de las llamaradas
Para seguir los efectos de las últimas llamaradas solares sobre la Tierra, la NASA recomienda visitar la web del Centro de Predicción del Tiempo Espacial (SWPC) de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica (NOAA), la fuente oficial del gobierno estadounidense para pronósticos meteorológicos, espaciales, alertas y avisos. Desde España sus datos los recoge el Servicio Nacional de Meteorología Espacial (SeNMEs) y la Asociación Española de Protección Civil para el Clima Espacial (AEPCCE).
El centro estadounidense también proporciona previsiones sobre las auroras boreales que se prevé que genere la potente llamarada solar en nuestro planeta durante los próximos días. Según las previsiones, estas espectaculares ‘luces del norte’ se podrían llegar a ver en latitudes más bajas de lo habitual, incluyendo los estados del norte de EE UU y Europa.
Hasta ahora la llamarada solar más potente jamás registrada fue la del 4 de noviembre de 2003, cuando se detectó una explosión tan colosal que alcanzó la categoría X28, que desde entonces encabeza la lista de estas gigantescas explosiones solares.
Aviso de tormentas geomagnéticas y pronóstico de auroras boreales para el 8 de septiembre. / SWPC-NOAA
Gracias al observatorio Heliosférico y Solar (SOHO) de la ESA/NASA y tras una larga búsqueda, los científicos han detectado modos de vibración sísmica que implicarían una velocidad de rotación del núcleo solar cuatro veces mayor que en la superficie.
Al igual que la sismología revela la estructura del interior de la Tierra gracias a la forma en que la atraviesan las ondas generadas por los terremotos, los físicos solares utilizan la ‘heliosismología’ para estudiar el interior del Sol analizando las ondas acústicas que reverberan a través de él. En la Tierra, normalmente hay un fenómeno responsable de generar las ondas sísmicas en un momento concreto; en cambio, el Sol oscila continuamente debido a los movimientos de convección dentro de su gigante cuerpo gaseoso.
Las ondas de frecuencia más alta, denominadas ondas de presión (u ondas p), se detectan fácilmente por las oscilaciones superficiales provocadas por la resonancia de las ondas acústicas a medida que atraviesan las capas superiores del Sol. Debido a la alta velocidad con que atraviesan las capas más profundas, no son sensibles a la rotación del núcleo solar.
Por el contrario, las ondas de gravedad (ondas g) que, con una frecuencia menor, representan las oscilaciones de lo profundo del interior solar, no tienen un efecto claro en la superficie, por lo que no es fácil detectarlas directamente.
A diferencia de las ondas p, en las que la fuerza restauradora es la presión, en el caso de las ondas de gravedad es la flotabilidad (gravedad) la que actúa como fuerza restauradora.
“Todas las oscilaciones solares estudiadas hasta el momento son ondas acústicas, pero en el Sol también debía haber ondas de gravedad, con movimientos verticales y horizontales, como las olas del mar”, sugiere Eric Fossat, autor principal del artículo que describe los resultados, publicado en Astronomy & Astrophysics.
“Llevamos más de 40 años buscando estas escurridizas ondas g en nuestro Sol y, aunque los intentos anteriores ya apuntaban detecciones, ninguno resultó definitivo. Ahora, por fin, hemos descubierto cómo obtener señales de forma inequívoca”.
Eric y sus colegas emplearon 16,5 años de datos recopilados por el instrumento ‘Oscilaciones Globales a Bajas Frecuencias’ (GOLF) de SOHO. Aplicando distintas técnicas analíticas y estadísticas, descubrieron una impresión regular de los modos g sobre los modos p.
En particular, observaron un parámetro de modo p que mide cuánto tarda una onda acústica en atravesar el Sol y volver a la superficie, sabiendo que debe ser 4 horas y 7 minutos. La detección de una serie de modulaciones en este parámetro de modo p podía interpretarse como si se debiera a que las ondas g alteran la estructura del núcleo.
La marca en las ondas g halladas sugiere que el núcleo gira una vuelta por semana, casi cuatro veces más rápido que las capas superficiales e intermedias observadas, que varían de 25 días en el ecuador a 35 días en los polos.
“Ya se han detectado modos g en otras estrellas y ahora, gracias a SOHO, por fin hemos dado con una prueba evidente de su presencia en nuestro Sol —añade Eric—. Resulta muy especial estudiar el núcleo de nuestra propia estrella para obtener una primera medida indirecta de su velocidad de rotación. Aunque queden décadas hasta que podamos dar por concluida la búsqueda, se abre una nueva ventana en la física solar”.
Esta rapidez de rotación tiene varias consecuencias: por ejemplo, ¿hay pruebas de la existencia de una zona de cizalla entre las capas que rotan a distinta velocidad? ¿Qué nos dicen los periodos de las ondas g sobre la composición química del núcleo? ¿Qué implicación tiene todo esto en la evolución estelar y en los procesos termonucleares del núcleo?
“Aunque el resultado plantea multitud de nuevas preguntas, la detección inequívoca de ondas de gravedad en el núcleo solar era el objetivo principal de GOLF. Es el resultado más importante de SOHO en la última década y uno de los mayores descubrimientos de la historia de este observatorio”, reconoce Bernhard Fleck, científico del proyecto SOHO de la ESA.
La próxima misión solar de la ESA, Solar Orbiter, también estudiará el interior de nuestra estrella, pero para proporcionar información detallada de las regiones polares y de la actividad solar. Entretanto, la futura misión de búsqueda de planetas de la ESA, Plato, investigará la actividad sísmica en las estrellas de los sistemas exoplanetarios que descubra, aumentando nuestros conocimientos sobre los procesos relevantes en estrellas similares a nuestro Sol.
esa
Desde hace más de un
siglo se observan gigantescos chorros de plasma saliendo disparados de
la superficie del Sol: las espículas. Ahora un equipo internacional de
astrofísicos, liderado por un español, ha descubierto que se forman por
las interacciones entre los campos magnéticos y el gas parcialmente
ionizado de la atmósfera solar. Las observaciones de un telescopio de
Canarias, otro de la NASA y avanzadas simulaciones por ordenador han
permitido el hallazgo.
Las espículas son chorros de plasma de la atmósfera solar lanzados a velocidades de 100 km por segundo. Se producen miles de veces al día y hace más de un siglo que se conocen, pero hasta la fecha no se sabía cómo y por qué se forman.
La solución al misterio llega ahora de la mano de un equipo internacional de investigadores, liderados por el español Juan Martínez-Sykora, del Lockheed Martin’s Solar and Astrophysics Laboratory ((LMSAL, en California, EE UU).
Simulaciones y observaciones con telescopios
Para descubrir este mecanismo de formación de las espículas, los investigadores utilizaron modelos numéricos muy avanzados, con los que generaron simulaciones que produjeron numerosos de estos chorros de plasma de forma espontánea.
Uno de sus hallazgos más notables es que los datos de las simulaciones coinciden con las observaciones de espículas reales captadas por el satélite espacial Interface Region Imaging Spectograph (IRIS) de la NASA y el Telescopio Solar Sueco del Observatorio del Roque de los Muchachos, situado en la isla canaria de La Palma.
El modelo generado se basa en la dinámica del plasma, un gas muy caliente parcialmente ionizado y que fluye a lo largo de los campos magnéticos. Las versiones anteriores consideraban la parte baja de la atmosfera como un plasma uniforme o completamente cargado, pero sospechaban que algo faltaba ya que nunca detectaron espículas en las simulaciones.
La clave estaba en las partículas neutras
La solución, finalmente, la hallaron en las partículas neutras. Los científicos se inspiraron en la propia ionosfera de la Tierra, una región superior de la atmósfera donde las interacciones entre partículas neutras y cargadas son responsables de numerosos procesos dinámicos. En regiones más frías del Sol, como la región de transición, no todas las partículas de gas están eléctricamente cargadas. Algunas partículas siguen siendo neutras y no están sujetas a los campos magnéticos.
Las partículas neutras proporcionan la flotabilidad que los nudos magnéticos necesitan para atravesar el plasma hirviendo, y alcanzar la superficie. Allí, se rompen en espículas, liberando la tensión en forma plasma y energía. Las simulaciones del modelo coincidían estrechamente con las observaciones: las espículas se sucedían de forma natural y frecuente.
Con la unión de simulaciones y observaciones los investigadores lograron determinar las interacciones físicas entre los campos magnéticos y el plasma solar que acaban generando las espículas, un avance que también podría ayudar a los científicos a solucionar otro enigma: ¿Por qué las capas exteriores de la atmósfera del Sol están mucho más calientes (millones de grados centígrados, en la corona) que las interiores (unos cuantos miles de grados centígrados)?.
Ondas de Álfvén y fuerza de Lorentz
En el calentamiento de la corona y la producción del viento solar también se cree que intervienen de alguna forma unas ondas magnéticas denominadas ondas de Alfvén, y este estudio también aporta un mecanismo que las puede generar. “En el caso de las ondas de sonido (como las olas del mar), la fuerza que las restaura es la presión, mientras que la que restaura las ondas de Alfvén es la llamada fuerza de Lorentz, que genera el propio campo magnético”, dice Martínez-Sykora .
Este año la Academia Nacional de Ciencias de EE UU ha concedido la Medalla Arctowski 2017 a Mats Carlsson y Viggo H. Hansteen, coautores de este estudio e investigadores de la Universidad de Oslo (Noruega), por liderar el equipo que ha desarrollado el código del modelo utilizado por Juan Martínez-Sykora en sus simulaciones.
SINC/IAC
En el limbo o borde del Sol se
observan multitud de espículas, que salen disparadas desde la
superficie, según ha captado el satélite IRIS de la NASA / NASA IRIS
spectrograph
Las espículas son chorros de plasma de la atmósfera solar lanzados a velocidades de 100 km por segundo. Se producen miles de veces al día y hace más de un siglo que se conocen, pero hasta la fecha no se sabía cómo y por qué se forman.
La solución al misterio llega ahora de la mano de un equipo internacional de investigadores, liderados por el español Juan Martínez-Sykora, del Lockheed Martin’s Solar and Astrophysics Laboratory ((LMSAL, en California, EE UU).
Las interacciones entre los campos magnéticos y el gas parcialmente ionizado de la atmósfera solar, con partículas neutras y cargadas, genera las espículas
“Básicamente, las espículas se producen por una cadena de eventos”, explica a Sinc Martínez-Sykora, que lo resume así: “Lo que detona el proceso es la ‘liberación’ de la tensión del campo magnético en la parte baja de la atmósfera solar (la cromosfera), una tensión que se genera en las proximidades de la superficie del Sol por los movimientos aleatorios de ebullición”.
“Después –continúa–, la presencia de partículas neutras (sin carga) facilitan que el campo magnético que contiene esa tensión atraviese la superficie solar. Además, la interacción entre partículas cargadas y neutras desempeña también otro papel fundamental, ya que ayuda a liberar la tensión como si de un latigazo se tratase”.
Simulaciones y observaciones con telescopios
Para descubrir este mecanismo de formación de las espículas, los investigadores utilizaron modelos numéricos muy avanzados, con los que generaron simulaciones que produjeron numerosos de estos chorros de plasma de forma espontánea.
Uno de sus hallazgos más notables es que los datos de las simulaciones coinciden con las observaciones de espículas reales captadas por el satélite espacial Interface Region Imaging Spectograph (IRIS) de la NASA y el Telescopio Solar Sueco del Observatorio del Roque de los Muchachos, situado en la isla canaria de La Palma.
“Las simulaciones contienen la física que creemos necesaria para explicar los fenómenos de la atmósfera solar –apunta Martínez-Sykora–. Es algo parecido a los modelos de predicción del tiempo, pero la gran diferencia es que la física (ecuaciones y matemáticas) que nosotros introducimos aquí es mucho más compleja. De hecho, los procesos que modelamos no se pueden reproducir en laboratorios de la Tierra, de ahí el interés que lleva combinar la observación y los modelos numéricos para entender el Sol”.
El estudio también podría ayudar a descubrir por qué las capas exteriores de la atmósfera solar están mucho más calientes que las interiores
El modelo generado se basa en la dinámica del plasma, un gas muy caliente parcialmente ionizado y que fluye a lo largo de los campos magnéticos. Las versiones anteriores consideraban la parte baja de la atmosfera como un plasma uniforme o completamente cargado, pero sospechaban que algo faltaba ya que nunca detectaron espículas en las simulaciones.
La clave estaba en las partículas neutras
La solución, finalmente, la hallaron en las partículas neutras. Los científicos se inspiraron en la propia ionosfera de la Tierra, una región superior de la atmósfera donde las interacciones entre partículas neutras y cargadas son responsables de numerosos procesos dinámicos. En regiones más frías del Sol, como la región de transición, no todas las partículas de gas están eléctricamente cargadas. Algunas partículas siguen siendo neutras y no están sujetas a los campos magnéticos.
"Normalmente –apunta Martínez-Sykoraajo– los campos magnéticos están fuertemente asociados a partículas cargadas. Si solo considerábamos a estas últimas, esos campos se atascaban y no despegaban de la superficie. Pero cuando añadimos partículas neutras, los campos magnéticos podían moverse con mayor libertad”.
Las partículas neutras proporcionan la flotabilidad que los nudos magnéticos necesitan para atravesar el plasma hirviendo, y alcanzar la superficie. Allí, se rompen en espículas, liberando la tensión en forma plasma y energía. Las simulaciones del modelo coincidían estrechamente con las observaciones: las espículas se sucedían de forma natural y frecuente.
Imágenes de las espículas del Sol captadas con el espectrógrafo IRIS de la NASA (arriba), con el modelo numérico (centro) y desde el Telescopio Solar Sueco en La Palma (abajo). / NASA IRIS spectrograph, Bifrost code developed at the University of Oslo, and Swedish 1-m Solar Telescope at the Roque de los Muchachos (La Palma, Spain)
Con la unión de simulaciones y observaciones los investigadores lograron determinar las interacciones físicas entre los campos magnéticos y el plasma solar que acaban generando las espículas, un avance que también podría ayudar a los científicos a solucionar otro enigma: ¿Por qué las capas exteriores de la atmósfera del Sol están mucho más calientes (millones de grados centígrados, en la corona) que las interiores (unos cuantos miles de grados centígrados)?.
“Debido al gran número de espículas que se producen de forma continuada en el Sol, son un candidato a tener en cuenta para proporcionar calor y viento solar a las capas más exteriores de la atmósfera solar”, señala el astrofísico español, aunque adelanta: “Pero explicar si esto deposita energía en la corona conllevará combinar nuestros resultados con otras investigaciones futuras”.
Ondas de Álfvén y fuerza de Lorentz
En el calentamiento de la corona y la producción del viento solar también se cree que intervienen de alguna forma unas ondas magnéticas denominadas ondas de Alfvén, y este estudio también aporta un mecanismo que las puede generar. “En el caso de las ondas de sonido (como las olas del mar), la fuerza que las restaura es la presión, mientras que la que restaura las ondas de Alfvén es la llamada fuerza de Lorentz, que genera el propio campo magnético”, dice Martínez-Sykora .
“Ahora hemos visto que el mecanismo de formación de las ondas de Alfvén está fuertemente ligado con la creación de las espículas –añade–. Al liberarse la tensión magnética de la que hablamos se sacude el campo magnético de los alrededores produciendo estas ondas, que viajan a lo largo del campo magnético hacia la corona”.
Este año la Academia Nacional de Ciencias de EE UU ha concedido la Medalla Arctowski 2017 a Mats Carlsson y Viggo H. Hansteen, coautores de este estudio e investigadores de la Universidad de Oslo (Noruega), por liderar el equipo que ha desarrollado el código del modelo utilizado por Juan Martínez-Sykora en sus simulaciones.
SINC/IAC
El 21 de junio de 2017, los habitantes del hemisferio norte de la Tierra disfrutaron del mayor número de horas de luz natural en un solo día. El solsticio de verano se produce cuando el eje de nuestro planeta alcanza su inclinación máxima hacia el Sol, que se encuentra directamente sobre el Trópico de Cáncer.
El observatorio Heliosférico y Solar (SOHO) de la ESA/NASA nos ha ofrecido una vista alternativa del fenómeno. SOHO lleva desde 1995 observando el Sol, estudiando su interior, vigilando su superficie y su tormentosa atmósfera, así como la forma en que el ‘viento solar’ sopla a través del Sistema Solar.
Este montaje de imágenes muestra nuestro Sol a primera hora de la mañana del 21 de junio a distintas longitudes de onda de luz ultravioleta, correspondientes a distintas temperaturas de la materia solar.
De izquierda a derecha, la materia más brillante de cada imagen corresponde a temperaturas de 60.000–80.000, 1 millón, 1,5 millones y 2 millones de grados, respectivamente. Cuanto mayor es la temperatura, mayor es la altura que se ve en la atmósfera solar. Las áreas más calientes resultan más brillantes, mientras que las más oscuras son relativamente más frías.
De vuelta en la Tierra, el Sol ahora está comenzando a realizar un trayecto más bajo por el cielo cada día. El solsticio de invierno se producirá dentro de seis meses, el 21 de diciembre, cuando el eje de la Tierra esté inclinado lo más lejos posible del Sol. Con nuestra estrella directamente sobre el Trópico de Capricornio, el hemisferio norte experimentará el número más bajo de horas de luz por día. En el hemisferio sur sucede exactamente lo contrario, donde el 21 de junio marca el solsticio de invierno y el 21 de diciembre, el de verano.
¡Y no olvidemos que nunca se debe mirar al Sol a simple vista sin protección adecuada!
Para más información sobre SOHO, incluyendo imágenes en tiempo eral del Sol, visita https://soho.nascom.nasa.gov
esa
El experimento CLASP, motivado por investigaciones teóricas
realizadas en el IAC, abre una nueva ventana de investigación en
Astrofísica al lograr medir señales de polarización en dos líneas
espectrales de la radiación ultravioleta del Sol. La polarización
observada proporciona información sobre el campo magnético y geometría
del plasma en la enigmática región de transición entre la cromosfera y
corona del Sol. CLASP es un proyecto internacional cuyos primeros
resultados se acaban de publicar en la revista “The Astrophysical
Journal”.
PIE DE FOTO: Observaciones obtenidas con CLASP de la intensidad y polarización de la radiación solar en la línea Lyman-alfa del hidrógeno a 1216 Angstroms. PANEL IZQUIERDO: imagen de la región del Sol observada por CLASP (1 arcsec corresponde a 725 km sobre el disco solar). La línea negra indica la posición de la rendija del espectro-polarímetro. PANEL DERECHO: para cada punto a lo largo de dicha rendija, la figura muestra la variación con la longitud de onda de la intensidad I (primer panel) y de la polarización lineal fraccional Q/I (paneles segundo y tercero) y U/I (paneles cuarto y quinto). El parámetro de Stokes I cuantifica la intensidad de la radiación para cada longitud de onda, mientras que los parámetros de Stokes Q y U cuantifican la polarización lineal. Crédito: Kano, Trujillo Bueno, Winebarger et al. (2017; ApJ, 839, L10).
Más información en los artículos publicados en “The Astrophysical Journal”:
(1) Kano, R., Trujillo Bueno, J., Winebarger, A. et al. 2017, “Discovery of Scattering Polarization in the Hydrogen Lyman-alpha Line of the Solar Disk Radiation”, The Astrophysical Journal Letters, 839, L10
(2) Ishikawa, R., Trujillo Bueno, J., Uitenbroek, H., et al., “Indication of the Hanle Effect by Comparing the Scattering Polarization Observed by CLASP in the Lyman-α and Si III 120.65 nm Lines”, The Astrophysical Journal, issue of May 2017
Los Investigadores Principales del proyecto CLASP son:
· Amy Winebarger (NASA Marshall Space Flight Center, NASA/MSFC)
· Ryouei Kano (National Astronomical Observatory of Japan, NAOJ)
· Frédéric Auchère (Institut d'Astrophysique Spatiale, IAS)
· Javier Trujillo Bueno (Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC)
IAC
PIE DE FOTO: Observaciones obtenidas con CLASP de la intensidad y polarización de la radiación solar en la línea Lyman-alfa del hidrógeno a 1216 Angstroms. PANEL IZQUIERDO: imagen de la región del Sol observada por CLASP (1 arcsec corresponde a 725 km sobre el disco solar). La línea negra indica la posición de la rendija del espectro-polarímetro. PANEL DERECHO: para cada punto a lo largo de dicha rendija, la figura muestra la variación con la longitud de onda de la intensidad I (primer panel) y de la polarización lineal fraccional Q/I (paneles segundo y tercero) y U/I (paneles cuarto y quinto). El parámetro de Stokes I cuantifica la intensidad de la radiación para cada longitud de onda, mientras que los parámetros de Stokes Q y U cuantifican la polarización lineal. Crédito: Kano, Trujillo Bueno, Winebarger et al. (2017; ApJ, 839, L10).
El instrumento CLASP (Chromospheric Lyman-Alpha SpectroPolarimeter), lanzado el 3 de septiembre de 2015 en un cohete suborbital de la NASA, midió por primera vez la polarización de la radiación ultravioleta del Sol en las líneas Lyman-alfa del hidrógeno y del Si III a 1206 Angstroms. El instrumento realizó las observaciones por encima de 150 km de altura, donde dicha radiación ultravioleta comienza a ser medible, mientras ascendía hasta 300 kilómetros de altura siguiendo una trayectoria parabólica (véase el vídeo abajo). Los cuatro centros de investigación responsables de esta misión (NAOJ, NASA/MSFC, IAS, IAC) anuncian hoy los primeros resultados publicados.
La importancia de este experimento internacional, que surgió como resultado de investigaciones teóricas realizadas en el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), reside en que abre una nueva ventana para la exploración del campo magnético y la geometría del plasma en la región de transición entre la cromosfera y la corona del Sol. Se sabe muy poco de los mecanismos físicos que dominan el comportamiento de esta enigmática región de la atmósfera solar donde, en apenas 100 km, la temperatura pasa de diez mil grados en la cromosfera a más de un millón de grados en la corona. La clave está en los campos magnéticos. Por ello, CLASP observa la polarización en líneas del espectro ultravioleta, sensible mediante el efecto Hanle a la presencia de campos magnéticos en la base de la corona solar. El efecto Hanle consiste en la modificación, debida a la acción de un campo magnético, de la polarización lineal producida por procesos de “scattering” (absorción y re-emisión de fotones) en una línea espectral.
“Mientras que la polarización de la línea Lyman-alfa es sensible a campos magnéticos con intensidades entre 10 y 100 gauss –explica Javier Trujillo Bueno, Profesor de Investigación del CSIC en el IAC y uno de los cuatro investigadores principales del proyecto CLASP-, la línea del Si III lo es a campos magnéticos más intensos. La medida simultánea de la polarización en dos líneas espectrales con diferente sensibilidad puede ayudarnos a determinar con mayor precisión el campo magnético en las regiones externas de la atmósfera solar (cromosfera, región de transición y corona)”.
Además, es en esas regiones de la atmósfera solar donde se producen los fenómenos explosivos que pueden afectar seriamente a la magnetosfera de la Tierra, el escudo que nos protege de las partículas energéticas del viento solar. “Por eso es de enorme importancia –asegura Andrés Asensio Ramos, otro de los científicos del IAC que participa en el proyecto CLASP- desarrollar nuevas técnicas para determinar el campo magnético del plasma en la alta cromosfera y corona del Sol”.
Espectropolarimetría ultravioleta
Al haber medido por primera vez la polarización predicha, este experimento supone un hito en Física Solar. CLASP ha abierto una nueva ventana de investigación en Astrofísica: la espectropolarimetría ultravioleta.
“Este experimento –asegura Luca Belluzzi, otro de los miembros del proyecto CLASP que trabaja ahora en el Istituto Ricerche Solari Locarno (IRSOL, Suiza)- ha confirmado los resultados de las investigaciones teóricas que motivaron su desarrollo. Por ejemplo, las significativas señales de polarización observadas en las alas de la línea Lyman-alfa demuestran el importante impacto de las interferencias mecano-cuánticas que se producen entre los niveles atómicos superiores de tal línea espectral (efectos que no pueden observarse fácilmente en los laboratorios terrestres)”.
Por otra parte, CLASP ha mostrado una sorpresa de gran interés científico. “En el centro de la línea Lyman-alfa, donde opera el efecto Hanle, la variación espacial de la polarización lineal observada no se puede explicar con los modelos tridimensionales actuales de la cromosfera solar”, comenta Jiri Stepan, científico de la Academia de Ciencias de la República Checa que se encuentra actualmente en estancia de sabático en el IAC en el marco del programa de investigadores visitantes de la Fundación Jesús Serra y del programa Severo Ochoa. “Este hecho sugiere que su estructura térmica y magnética es mucho más compleja”, apunta este investigador que también es miembro del proyecto CLASP.
Con la ayuda de supercomputadores, como el MareNostrum del Centro Nacional de Supercomputación, en Barcelona, estos científicos están descifrando cómo es el magnetismo y geometría del plasma de la región de transición entre la cromosfera y corona del Sol. Asimismo, en el marco de la ERC Advanced Grant, prestigiosa subvención del Consejo Europeo de Investigación, concedida recientemente a Javier Trujillo Bueno, el equipo realizará nuevas investigaciones. Estas serán importantes para el segundo vuelo de CLASP, recientemente aceptado por la NASA, que en el año 2019 observará las líneas resonantes del magnesio ionizado, así como para interpretar las extraordinarias observaciones espectro-polarimétricas que se lograrán con la nueva generación de telescopios terrestres y espaciales.
Más información en los artículos publicados en “The Astrophysical Journal”:
(1) Kano, R., Trujillo Bueno, J., Winebarger, A. et al. 2017, “Discovery of Scattering Polarization in the Hydrogen Lyman-alpha Line of the Solar Disk Radiation”, The Astrophysical Journal Letters, 839, L10
(2) Ishikawa, R., Trujillo Bueno, J., Uitenbroek, H., et al., “Indication of the Hanle Effect by Comparing the Scattering Polarization Observed by CLASP in the Lyman-α and Si III 120.65 nm Lines”, The Astrophysical Journal, issue of May 2017
Los Investigadores Principales del proyecto CLASP son:
· Amy Winebarger (NASA Marshall Space Flight Center, NASA/MSFC)
· Ryouei Kano (National Astronomical Observatory of Japan, NAOJ)
· Frédéric Auchère (Institut d'Astrophysique Spatiale, IAS)
· Javier Trujillo Bueno (Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC)
IAC
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