Vida con una estrella - Parte 1: Actividad solar

La noche del 1 al 2 de septiembre de 1859 se marcó con la aurora más grande, en toda la historia de las observaciones astronómicas, se pudo observar en toda la Tierra. Se podía leer en las regiones circumpolares por su luz, era tan brillante que despertaba buscadores de oro en las Montañas Rocosas . La mayoría de los telégrafos en Europa y América del Norte están fuera de servicio, y en los postes telegráficos, los testigos observaron chispas. Una evaluación de las consecuencias de tal evento (si sucedió en el mundo moderno, con redes eléctricas centralizadas) arroja un valor de daño de $ 0.6-2.6 billones, solo para los Estados Unidos . Tal fue la manifestación más destructiva del clima espacial en este momento, registrada por la humanidad.

En la primera parte del artículo, describiré los fenómenos de la actividad solar que subyacen al "clima espacial" , y para esto, a su vez, necesitamos profundizar en la estructura del Sol, que se ve así:



Núcleo solar : ocupa una zona desde el centro hasta 0.25 del radio del Sol. Aquí hay una zona con una temperatura máxima (alrededor de 15 millones de K), presión (alrededor de 250 mil millones de atmósferas) y densidad (que alcanza los 150 g / cm ³ ). Dado que la velocidad de las reacciones termonucleares depende en gran medida de la temperatura, la parte principal de la liberación de energía en el Sol ocurre en esta área. Sin embargo, incluso con tales indicadores, la velocidad de las reacciones termonucleares no es muy alta (aproximadamente 275 vatios / m ³ ), por lo tanto, los reactores termonucleares, como ITER , requieren un orden de magnitud de temperaturas más altas para tener indicadores razonables para la relación volumen / potencia.

Zona de transferencia radiante : se extiende desde una profundidad de 0.25 a aproximadamente 0.7 del radio del Sol. Se llama así, porque el método principal de transferencia de energía es la radiación secuencial y la absorción de fotones. Esta es una zona bastante tranquila en la que el tipo principal de movimiento es rotacional: el Sol realiza aproximadamente una revolución en 25.6 días a lo largo de la línea del ecuador (para un observador en la Tierra, teniendo en cuenta nuestra rotación alrededor del Sol, tarda unos 28 días), y en 33.5 días a nivel de poste. La zona radiante, en este caso, tiene una velocidad aproximadamente promedio (entre los dos).

La tacoclina es una región de transición ubicada entre las zonas radiante y convectiva, su espesor es de aproximadamente 0.04 del radio del sol. En esta área, hay una transición de transferencia de calor radiante (silenciosa) a convectiva (turbulenta), y de "rotación en estado sólido" (cuando las capas giran a una frecuencia uniforme) a diferencial (que difiere en regiones polares y ecuatoriales).

Las razones de esta transición son las siguientes: en un límite de aproximadamente 0.7 del radio del Sol, una caída gradual de la temperatura y la presión de las capas solares conduce al hecho de que las condiciones físicas ya no admiten átomos de plasma sin electrones (una vez ionizados - átomos de hidrógeno y dos veces - helio). En consecuencia, el fotoefecto comienza a actuar y la sustancia deja de ser transparente. La transferencia radiante pierde su efectividad, y la transferencia de calor por convección es lo primero.

Explicar la fuente del segundo efecto es una tarea mucho más compleja, y los científicos no han podido resolverlo durante mucho tiempo. Pero en 2013, utilizando los datos del "Observatorio de la dinámica solar" , también se mostró una relación entre el movimiento convectivo en el Sol (que es caótico a escalas pequeñas) y la rotación diferencial estable del Sol:



Los factores clave para comprender los procesos que ocurren en el Sol son los siguientes:

1) La fuente de energía para la ocurrencia de todos los procesos registrados por nosotros en el Sol es la convección turbulenta (y su fuente es el gradiente de temperatura entre el núcleo solar, en el que ocurren las reacciones termonucleares, y la superficie del Sol a través de la cual emite esta energía).

2) Casi toda la materia en el Sol (con la excepción de una cierta fracción de hidrógeno en la fotosfera) está en estado de plasma . Por esta razón, la transferencia de energía ocurre debido a la energía cinética de los flujos convectivos y al campo electromagnético . En este caso, la energía puede transferirse libremente de un tipo a otro (el movimiento del plasma puede generar un campo magnético y, en otro caso, un campo magnético puede acelerar los flujos de plasma).

Zona convectiva : una zona ubicada a una distancia de aproximadamente 0.7 radios y directamente a la superficie más visible. En ausencia de otras posibilidades, la transferencia de calor desde este nivel comienza a ocurrir debido a la mezcla de las capas (es decir, convección, por lo que, de hecho, esta zona se llamaba así). Es esta zona la responsable de todos los fenómenos que comúnmente se denominan "actividad solar" .



La estructura básica de la zona convectiva (y la "superficie" visible del Sol) consiste en gránulos (con un diámetro típico de 1000 km y una vida útil de 8 a 20 minutos) y supergránulos (30 mil km de tamaño y un tiempo de vida de aproximadamente un día) . Estructura granular: consiste en áreas brillantes (donde la sustancia se eleva desde las profundidades del Sol) y espacios oscuros entre ellas (donde la sustancia cae en consecuencia). La velocidad vertical de la sustancia es de 1-2 km / s, y la profundidad de los gránulos es de cientos y miles de kilómetros.



Las manchas solares son áreas en las que fuertes campos magnéticos impiden el movimiento convectivo de la materia. A pesar del nombre, pueden llamarse "puntos" con un estiramiento: la temperatura dentro de ellos es de 3000-4500 K. Y su negrura visible se explica por la temperatura de la sustancia circundante (un promedio de 5780 K) y, en consecuencia, los "puntos" de emisión de luz significativamente más bajos en Fondo externo. Casi desde el comienzo de las observaciones sistemáticas de las manchas solares en 1749, se convirtieron en la principal evidencia de la existencia de un ciclo de actividad solar de 11 años (por lo tanto, el que se estaba ejecutando en ese momento se eligió como el ciclo cero, del que se contaba, comenzó en 1745):



Para ser más precisos, el ciclo tiene una duración promedio de aproximadamente 11.2 años, y varía en el rango de 7 a 17 años (cuanto más corto es el ciclo, mayor es su resistencia). La etapa de crecimiento en el ciclo lleva un período de tiempo más corto (4,6 años, frente a 6,7 ​​años, en promedio en la etapa de disminución). Al comienzo del ciclo, aparecen manchas en latitudes del orden de ± 35-40 °, luego cambian a la región de ± 15 ° en el período máximo, y hacia el final del ciclo, la mayoría de ellas ocurren en latitudes de ± 5-8 ° (la llamada ley de Spörer ):


Tal comportamiento cíclico y la cantidad de puntos están asociados con el ciclo de 11 años de cambiar los polos magnéticos del Sol (mientras que el ciclo completo de cambiar la polaridad norte / sur toma 22 años, respectivamente). Sin embargo, este período de 22 años ( el ciclo Hale ) no recibió una gran popularidad, ya que además de cambiar la polaridad, prácticamente no se manifiesta.

La presencia de estadísticas durante más de 400 años sugiere la existencia de un ciclo secular de actividad solar (el llamado ciclo de Gleisberg, que dura en el intervalo de 70-100 años, con un valor promedio de 87 años). Pero para demostrar realmente su presencia, solo fue posible con el advenimiento del análisis de radiocarbono: el hecho es que durante los períodos de máximo solar, el viento solar se vuelve más denso y la heliosfera solar se expande ligeramente (esta fue la base de una serie de informes sobre la salida de Voyager-1 más allá de los límites del sistema solar: 1 , 2 , 3 , 4 ), mientras se reduce el flujo de rayos cósmicos galácticos , y con ello se reduce la producción de carbono-14 radioactivo en las capas superiores de la atmósfera. Se encuentran rastros de estos cambios en los últimos 11 mil años en los núcleos de hielo y los anillos de los árboles :



Las manchas solares a menudo se forman en grupos, con el punto principal con la misma polaridad que la polaridad actual de este hemisferio, y la parte posterior es la opuesta. Puede existir un grupo de manchas desde varias horas hasta varios meses (esta es la base para un pronóstico a largo plazo de 27 días, cuando las manchas que hacen una revolución volverán a la misma posición que ahora).

Las antorchas solares son una especie de "puntos por revolución": en este caso, el campo magnético actúa como un amplificador de convección, que a su vez eleva la temperatura y la luminosidad de la "superficie" del Sol.

Las prominencias son formaciones extrañas en un estado estable que se asemeja a la mitad de un toro , descansando en la "superficie" del Sol:



Le deben esta forma al campo magnético, que es su fuente: el flujo de materia que se mueve a lo largo de las líneas magnéticas al principio se eleva desde las profundidades del Sol, luego describe un arco y vuelve a caer sobre el Sol. Tales fuentes de materia pueden existir hasta meses. Pueden contener una energía enorme, que puede liberarse en dos fenómenos físicos, que se analizarán a continuación.


Sol, gran prominencia y Júpiter con la Tierra - a escala

Las erupciones solares son emisiones gigantescas de energía (la mayor de las cuales se describe al comienzo de este artículo). En un brote típico, se puede liberar energía del orden de 10 ²⁰ J (aproximadamente 10 gigatoneladas en equivalente TNT), en general, aproximadamente 10 ²⁵ J (aproximadamente 1 billón de megatones). Su fuente es la reconexión de campos magnéticos en el Sol (cuando dos "anillos" magnéticos se tocan y cambian su estructura dramáticamente):


La evidencia precisa de tal proceso se obtuvo recientemente . Durante una llamarada solar, se libera energía en todo el espectro de radiación electromagnética, la mayor parte se emite en radiación ultravioleta dura, así como en rayos X y rayos gamma (esto se debe al hecho de que los campos magnéticos durante el proceso de reconexión calientan el plasma a decenas de millones de grados). Solo una pequeña parte de la energía se libera en el rango visible de luz, por lo que en una situación normal, no son visibles. Pero en el caso del evento Carrington , el destello se pudo observar incluso a simple vista.

Los flashes de intensidad se dividen en cinco clases: A, B, C, M, X. Cada clase posterior es diez veces más potente que la anterior. Cada clase se divide en una escala lineal de 1.0 a 9.9, la clase X no tiene un límite superior: en este momento, el flash más potente registrado desde 1957 (cuando comenzaron las observaciones extraatmosféricas, y la potencia total sobre todo el espectro de radiación, se hizo posible establecer), sucedió 4 de noviembre de 2003 , y según datos actualizados, tenía clase X45.

Clase flash	La intensidad en rayos gamma de 0.5-8 Å, W \ m 2
Un	hasta 10 -7
B	de 10 -7 a 10 -6
C	de 10 -6 a 10 -5
M	de 10-5 a 10 -4
X	más de 10 -4

Las eyecciones de masa coronal son los arrebatos acompañantes (pero no siempre), el proceso de expulsión de grandes masas de materia (que se refleja en el nombre de este proceso). En promedio, las emisiones ascienden a aproximadamente mil millones de toneladas, y proceden a alta velocidad (aproximadamente 500 km / s). La fuente de tales masas son las prominencias. En el proceso de reconexión del campo magnético, las líneas magnéticas se precipitan desde el Sol hasta el infinito, seguidas por las masas de plasma que se mueven a lo largo de ellas:
Los últimos modelos de computadora describen los procesos que tienen lugar en el Sol con alta precisión; esto nos permite esperar que pronto el período de pronósticos precisos para el clima espacial se pueda obtener no en 3 días, sino en un período mucho más largo.
La fotosfera es la "superficie" visible del Sol. Tiene aproximadamente 300 km de espesor, y es allí donde se produce la radiación de una gran parte del espectro visible. La densidad de esta capa es de 10 ^-8 a 10 ^-9 g \ cm ³ . Es aquí donde se alcanza la temperatura mínima del Sol (4300 K), pero la temperatura promedio de esta área está cerca de una temperatura de 5777 K:



En realidad es una continuación de la zona convectiva, la fotosfera es un reflejo visible (para nosotros) de esos fenómenos y la estructura que existe en la zona convectiva (que se describe más arriba).

La cromosfera es una capa de aproximadamente 10 mil km de espesor, ubicada entre la fotosfera y la corona. Aquí la presión comienza a caer bruscamente y la temperatura comienza a aumentar nuevamente:



Debido al hecho de que la presión en esta capa es muy baja, su luminosidad (a pesar del aumento de temperatura) es cientos de veces menor que la de la fotosfera. Por esta razón, se descubrió por primera vez debido a los eclipses lunares (cuando la luz de la fotosfera no interfirió con la observación de esta capa). Fue en esta área del Sol donde se descubrió el helio por primera vez.

La cromosfera consiste principalmente en espículas, objetos de forma oblonga, que tienen varios miles de kilómetros de diámetro y aproximadamente mil de profundidad:



Surgiendo de la fotosfera, transfieren materia a las capas superiores del Sol. Otro componente de la cromosfera son las fibrillas. Son bucles verticales de materia llevados por un campo magnético (similar a las prominencias).

Corona : comienza desde el radio visible del Sol y se extiende hasta 10-20 de sus diámetros. Consiste en una sustancia muy escasa y de distribución desigual, con una temperatura superior a un millón de grados Kelvin.



Según los últimos datos , la fuente de una temperatura tan alta de la corona son las espículas cromosféricas que la alimentan con partículas de alta energía. La estructura de la corona depende en gran medida del período de actividad solar: durante los máximos, tiene una forma esférica, durante los mínimos se alarga en la dirección del ecuador:



El viento solar es una corriente de materia solar altamente enrarecida, con una temperatura cercana a la corona, que se mueve a gran velocidad (en la órbita de la Tierra, su velocidad es de 300-400 km \ s):



Esta sustancia es acelerada por los campos magnéticos del Sol (esto hace una diferencia de velocidad tan alta entre el ecuador y los polos). La presión que produce es de 1-6 nPa en la órbita de la Tierra (dependiendo del período del ciclo de 11 años y la presencia de emisiones coronales). Por el viento solar: el Sol pierde aproximadamente ^10-14 M _C (esto es varios órdenes de magnitud menos de lo que pierde debido a la radiación).

P.S. La segunda parte del artículo trata sobre el clima espacial, las naves espaciales que exploran el Sol y los servicios que monitorean su estado.