[Fuente de la noticia: divulgaUNED]

Imagen de un CME capturado por el instrumento COR2 de la misión STEREO. Fuente: STEREO/NASA

Durante los últimos meses está siendo noticia la elevada actividad solar. Continuamente leemos en los medios que ocurren CMEs de gran potencia que podrían alcanzar la Tierra. Pero, ¿qué son exactamente los CMEs? ¿Qué riesgo suponen para nuestro planeta?

Antes de conocer en qué consisten estas poderosas manifestaciones de la actividad solar, conviene recordar que la materia se presenta en cuatro estados, y no en tres, como se suele explicar en el colegio: sólido, líquido, gaseoso y plasmático. A altas temperaturas, como las existentes en el Sol, el hidrógeno y el helio están totalmente ionizados, de modo que su núcleo y los electrones están desligados, moviéndose de modo independientemente. A este estado de la materia se le conoce como plasma.

De hecho, es un estado muy frecuente en el Universo y prácticamente la mayor parte del Sol se encuentra de esa forma. Hay gran cantidad de fenómenos que ocurren en nuestra estrella y que están asociados con el plasma. Las llamadas regiones activas (aquellas que interactúan con el campo magnético) presentan dos fenómenos muy importantes: las erupciones solares y las emisiones de materia coronal, o más conocidas como CMEs, en las que una gran cantidad de gas de la corona solar es emitida al espacio.

Plasma, de la corona solar al espacio

Un CME, por lo tanto, es básicamente materia en forma de plasma, emitida a través de la corona solar al espacio. Su  existencia fue descubierta gracias a diferentes observaciones, que revelaron su presencia a lo largo de todo el ciclo solar: si bien durante el mínimo su frecuencia es de solo uno por semana, durante el máximo pueden ocurrir dos o tres veces al día. Otra característica de este fenómeno es la latitud solar a la que ocurren. Así, mientras en el mínimo suelen originarse cerca del ecuador, durante el máximo pueden ocurrir también en latitudes más altas.

Las erupciones solares tienen una clasificación compuesta por una letra y un número, por ejemplo X8. Esta clasificación se realiza en base al valor máximo del flujo en rayos X (de 100 a 800 nanómetros)  que se detecta, y se mide en vatios por metro cuadrado. Las categorías, de menor a mayor intensidad, son A, B, C, M y X. Cada categoría es 10 veces mas intensa que la anterior.

Pero además tiene otro índice, un número entre 1 y 9 que indica a su vez, dentro de la misma clase, la diferencia de intensidad. De este modo, una erupción de clase C1 es 10 veces más intensa que una B1, y una M5 es 3 veces más intensa que una M2. Las erupciones más habituales son las de categoría A, B y C. Las erupciones de categoría M y en particular las X son muy intensas, y generalmente tienen efectos en el entorno espacial de la Tierra.

¿Por qué surgen las emisiones?

El campo magnético del Sol es un dipolo, cuyos polos se encuentran cerca de los polos de rotación y probablemente esté generado por un efecto dinamo, a causa de la rotación de material magnético con respecto a un segundo material magnético (quizás entre las zonas convectiva y de radiación).

Este campo magnético, varía en un periodo de 22 años, invirtiendo la polaridad cada 11 años. Son justamente estos 11 años (de promedio) los que se conocen como ciclo solar, y durante los cuales varía la actividad solar, siendo una manifestación de la misma la observación en el visible de las llamadas manchas solares.

Capas del Sol. Fuente: Hinode/NASA.

Las llamadas reconexiones magnéticas se originan en pequeñas regiones donde ocurren cambios muy fuertes en el campo magnético debido a que dos líneas de campo opuestas y el plasma están forzados a estar muy próximos. Estas reconexiones podrían ser las causantes de las erupciones solares y los CMEs.

Consecuencias espaciales y terrestres

Los CMEs, dado que pueden ocurrir en cualquier dirección espacial, en ocasiones dicha dirección está alineada con la Tierra. Viajan por el espacio a velocidades de incluso 2.000 kilómetros por segundo y colisionan contra la magnetosfera terrestre, creando tormentas magnéticas. Dado que los CMEs emiten principalmente protones altamente energéticos, la exposición a los mismos es peligrosa, y por lo tanto, las consecuencias pueden ser peligrosas para satélites en órbita o llegar a las partes mas altas de la atmósfera afectando a las telecomunicaciones (en concreto los CMEs de clase X).

En casos muy extremos podría llegar a la superficie (principalmente en regiones nórdicas) y causar el equivalente a un pulso electromagnético, pudiendo destrozar instalaciones eléctricas. Todo esto dependerá de la intensidad del CME y del estado de la magnetosfera terrestre, que normalmente se extiende hasta diez radios terrestres (si bien esto es un promedio y dado que el campo magnético terrestre se invierte, se sabe que en el pasado la magnetosfera fue más débil que en la actualidad).
En 1859 se cree que un CME de gran magnitud alcanzó la Tierra ocasionando graves daños al sistema telegráfico de la época y permitiendo la observación de auroras boreales desde latitudes inusuales. Otros CMEs más recientes y de gran intensidad han ocurrido en 1989 (Clase X20), 2001 (Clase X20) y en 2003 (Clase X28).

Las capas de la estrella

Nuestra estrella, el Sol, tiene diversas capas. En la parte más interna se encuentra el núcleo donde se fusiona el hidrógeno en helio, abarcando hasta 0,25 radios solares y, un 1,6% de su volumen. Las presiones en el núcleo son muy altas y supone el 35% de la masa total. El centro del Sol consiste principalmente en plasma comprimido a altas densidades, con presiones de hasta 340.000 millones de bares y temperaturas superiores a 15 millones de grados Kelvin. En estos extremos, el hidrógeno se fusiona creando energía en grandes cantidades.

Alrededor del núcleo se encuentra la llamada zona de radiación. En esta zona el plasma es aún tan denso, que la energía que procede el núcleo es continuamente absorbida y emitida, mediante el fenómeno conocido como difusión de radiación, tardando 170.000 años de media en alcanzar la siguiente capa exterior
A continuación, a medida que nos alejamos del centro, nos encontramos con la zona convectiva, donde la energía es transportada al exterior por convección (por ejemplo, ascenso y descenso de flujos en fluidos calientes). En 10 días este plasma alcanza la superficie y puede enfriarse liberando radiación magnética. Esta convección se transporta en celdas llamadas celdas de convección, cuya manifestación en la superficie es el llamado gránulo.
La superficie solar es definida como la superficie que separa el interior y la atmósfera solar. Esto es algo ambiguo pudiendo dar problemas para establecer un punto claro. A 696.000 kilómetros del centro, el plasma se vuelve muy poco denso de modo que los fotones en la región visible del espectro pueden escapar. Por tanto, como definición exacta de superficie solar se determina que ésta es la capa en la cual, la luz visible, a 500 nanómetros, puede escapar.  La superficie se encuentra a unos 5.800 grados Kelvin (K).
Comenzamos a abandonar la superficie solar, pero no por ello abandonamos el reino del Sol, que se extiende muy lejos. La fotosfera es la primera capa de la atmósfera solar, que va de los 400 a los 500 kilómetros sobre la superficie,  siendo la capa de la que prácticamente vemos toda la luz solar.
A continuación está una región tenue, llamada cromosfera, donde la temperatura sube de 4.400 K a los 25.000 K a 2.000 kilómetros  de altura. Tras la cromosfera hay una región de transición y a continuación nos encontramos la corona solar. Es la capa más externa y se denomina así porque en los eclipses aparece como una corona. Se extiende varios millones de kilómetros, hasta donde nace el llamado viento solar. Desde la región de transición hasta los 30.000 kilómetros sobre la superficie,  la temperatura aumenta de 25.000 K hasta ¡los 2.000.000 K. El mecanismo responsable es aún desconocido pero probablemente esté relacionado con el intenso campo magnético solar.
Hoy en día se puede acceder a través de internet a información de la actividad solar prácticamente en tiempo real. Para ello recomiendo dos sitios web:  SolarMonitor.org  y SpaceWeather.com.

Referencias

– Harvard 2002, Nearest Star: The surprising science of our Sun, Leon Golub & Jay M. Pasachoff, United States of America
– Springer  2007, The Sun and Space Weather, 2nd edition, Arnold Hanslmeier, The Netherlands
– Freeman 2007, Universe, 8th edition, Roger A. Freedman & William J. Kaufmann III, United States of America

[Fuente de la noticia: divulgaUNED]