UNIVERSIDAD NACIONAL MAYOR DE SAN MARCOS Morfología y

UNIVERSIDAD NACIONAL MAYOR DE SAN MARCOS
FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS
E.A.P. DE FÍSICA
Morfología y características físicas de las eyecciones de
masa coronal solar
Capítulo IV. Antecedentes: Observaciones de las EMC en el medio
interplanetario
MONOGRAFÍA
Para optar el Título Profesional de Licenciado en Física
AUTOR
Tinoco Licas, Silvia Soledad
LIMA – PERÚ
2005
IV.
ANTECEDENTES: OBSERVACIONES DE LA EMC EN EL MEDIO
INTERPLANETARIO.
Las teorías sobre eyecciones de masa coronal o EMC, se origina a partir de
conocimientos de la existencia del viento solar y las observaciones reales de EMC
con coronógrafos a bordo de satélites. Las primeras observaciones sugieren una
relación entre la actividad solar y la actividad geomagnética. Sabine (1 852) ha sido
el primero en notar que la actividad geomagnética ocurre después de la actividad
solar. El primer FLARE ha sido observado en luz blanca, seguido 18 horas mas
tarde por una tormenta geomagnética (fue observado por Carrington,1860). Mas
tarde Newton (1 943) encontró una significante correlación entre grandes FLARES
y tormentas geomagnéticas subsecuentes. En 1931 Hale, posteriormente Chapman
(1950); Piddington (1958) afirmaron que las eyecciones son una consecuencia de
los flares solares. Parker (1961) presentó la idea de una onda expansiva creada por
una elevación extendida en la velocidad de flujo de viento solar. Estas causarían
una disminución del rayo cósmico vía una capa del campo turbulento detrás del
choque. Esto, por supuesto, era una propuesta diferente al de Gold (1 955) [Ref. 4],
donde sugiere la introducción de campo magnético cerrado desde una región de la
corona que no contribuye previamente al viento solar.
En 1963 Parker desarrolló una teoría alternativa de los disturbios interplanetarios
relacionada a la actividad solar. Su modelo inicial de la rapidez de la expansión de
viento solar sugiere que la velocidad del viento solar es relacionada directamente a
la temperatura en la corona baja.
Dunn (1968) fue el primero que estudio los movimientos sistemáticos coronales.
Comentando sobre observaciones relacionadas entre las formas de la actividad
solar y las tormentas geomagnéticas, Lindemann [1919] [Ref. 5] parece haber sido
el primero para sugerir que las tormentas magnéticas resultan de las eyecciones
trasientes del plasma solar que afectan el campo magnético terrestre días después
de a la erupción.
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Aunque hay una clara relación entre los FLARES y EMC, varias observaciones
sugieren que los FLARES no son responsables para las EMC.
Sorprendentemente Wagner registró
0.74 eventos por día en 1973 (cerca del
mínimo de la actividad solar) y 0.9 eventos por día en 1980 (máximo de la
actividad solar. Sheeley (1 982) encontró alrededor de 2 EMC por día con el
SOLWIND. Porque el promedio no cambia mucho durante el ciclo magnético, es
claro que los Flares, no son la principal fuente, sin embargo estos datos no incluyen
la real actividad mínima, cuando los filamentos no están presentes en el disco. La
trágica descarga sobre el P78 de la fuerza aérea de los EEUU imposibilitó esas
observaciones para éste ciclo. La mayor fuente de las EMC es la erupción de
prominencias, las cuales tuvo que ser identificados con alrededor de la mitad de las
EMC observadas. Estos flares identificados con las EMC tienden a ser comparados
con eyecciones de masa con la forma de oleadas o de aerosoles.
Hay un grupo significativo de EMC las cuales no son relacionadas con cualquier
fenómeno óptico solar, pero dadas las limitaciones del tiempo en observaciones
ópticas, no se puede asegurar si ésta es un tipo real, algunos estiman que son
eventos más allá del limbo solar.
La cantidad de masa arrojada al espacio estelar durante una EMC ha sido
determinada por varios autores y se estima como 10 15- 10
3
16
g/día. Comparando
7
con el viento solar que llega a la tierra 1 atomo/cm a 4x 10 cm/segundo por 3x
10
27
cm2, también ≈ 10
16
g/día, tal que las EMC representan la pérdida de masa
total tan importante como el viento solar continuo.
Alrededor de la mitad de las EMC están relacionadas a los flares, el resto a la
erupción de prominencias. En ambos casos, el fenómeno es asociado
con la
inestabilidad en las prominencias.
Jackson (1 981) encuentra un aumento de brillo en la corona K algunas horas antes
de las EMC. Éstos datos sugieren que la erupción no es una explosión, solamente
una transformación magnética de la estructura magnética total.
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Las prominencias ocupan a menudo el núcleo del casco una corriente de plasma
(Streamer), separando regiones unipolares extendidas de signos opuestos y las
líneas del flujo conectadas a éstos bucles atravesando sobre las fronteras de la
corona. Mucho más arriba, las líneas de flujo se abren hacia fuera y son arrastradas
hacia el espacio por el viento solar y la extensión hacia fuera de las líneas de
fuerza desde las dos regiones de polaridad opuestas produciendo un límite preciso
de la inversión de campo, la cual puede ser estabilizada por una hoja de corriente.
La hoja de corriente está sujeta a la reconexión, con las líneas de campo,
cerrándose hacia atrás en las líneas externas del campo reconectándose y fluyendo
hacia fuera. Esto es conocido como el mecanismo de COP-Pneuman (1976). El
material sobre el punto de reconexión es empujado hacia fuera por el campo. El
filamento está normalmente bajo el nivel de reconexiones, tal que la operación real
es desconocida.
La reconexión en la hoja de corriente, podría ser el agente mediante el cual los
campos que sostienen al filamento llegan a ser inestables. Los pies o bases de las
EMC siguen atadas a la superficie durante la erupción y el brillo aumenta mientras
la materia cae detrás. Cómo las líneas del campo detrás de las EMC que se dirigen
para reconectarse y desenredarse (librarse) del Sol, son desconocidas, estas se
dirigen para hacerlo y las EMC recorren al espacio. Ocasionalmente un agujero
coronal se formará de vez en cuando detrás de la EMC. No se sabe si esto es debido
a que se abren las líneas del campo o simplemente si es la pérdida del material
coronal para una erupción. Los nuevos hoyos se forman en aproximadamente 10
horas.
Las observaciones simultáneas en las longitudes de onda múltiples concluyen un
campo visual grande que han mejorado nuestra comprensión de eyecciones
coronales. Las observaciones ultravioletas extremas y los rayos X suaves revelan
las regiones de la fuente de EMC dirigidos a la Tierra.
Las observaciones de microondas y de H-alfa proporcionan la información de las
componentes frías de las EMC. Las observaciones de radio en ondas largas de
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longitud de onda decamétrica y hectométrica rastrean las ondas expansivas de
EMC que apenas entran en el medio interplanetario. Gopalswamy (2 001, “origen y
evolucion temprana de las eyecciones de masa coronal”) hace un resumen de
resultados recientes de observaciones de SOHO, de Yohkoh y del SOLWIND, y
discute cómo las observaciones de EMC cerca del Sol, son útiles para interpretar
acontecimientos transitorios en el interior de la heliósfera.
El monitoreo de la corona solar fue realizado por coronógrafos como el OSO7
[Tousey 1973 [Ref. 6]] y particularmente por el SKYLAB como mencinamos
anteiromente [MacQueen 1974 [Ref. 7]] en 1970 establece que la eyección de
material ocurre comúnmente en la atmósfera solar que nosotros llamamos ahora
eyección de masa coronal.
Hundhausen et al. (1984) definió la eyección de masa como
“....un cambio observable en la estructura coronal que
(1)
ocurre en una escala de tiempo entre unos pocos minutos y varias horas
(2)
consiste en la aparición de un brillo débil, semejante a una luz blanca en el
campo de vista del corónografo “
Munro et al (1 919) y Howard (1 985) definieron a las EMC como el movimientoo
hacia fuera observado a través del campo de vista del coronógrafo SOLWIND.
Las EMC, han sido observadas por el coronógrafo que está orbitando en el
observatorio solar 7 (OSO7, Tousey), Skylab (MacQueen et al 1 974[Ref. 7]), el
satélite P78-1 (SOLWIND, 1979-1981) y el SOLAR MAXIMUM MISSION
(SMM). En éstas observaciones las EMC aparecen como un brillo (crecimiento de
densidad en la línea de vista) expandiéndose hacia el exterior con una velocidad de
varios kilómetros por segundo por arriba de los 2000 km/s. Éstos representan
eventos discretos, en el que el campo magnético es roto a gran escala y una
significativa cantidad de plasma (~1015 -1016 g) y energía magnética (~1031- 1033
erg) es inyectada hacia el viento solar (Gosling et all 1974) [Ref. 8 .
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Las EMC estan relacionadas con las ocurrencias de tormentas geomagnéticas
(Gosling et al 1974) [Ref. 8]. Se ha observado que hay dos categorías distintas de
tormentas magnéticas, aquellas que se repiten con el periodo de rotación solar de
27 días (Maunder 1905) y aquellas que no se repiten. Las tormentas recurrentes
tienden a ser moderadas, y su frecuencia es anticorrelacionada con el número de
manchas solares (Greaves y Newton 1929). En suma, una gran tormenta tiende a
ser no periódica o aperiodica y ocurre cerca del máximo solar. Fue encontrada la
relacion de las tormentas no periódicas con los FLARES solares
Se ha ido entendiendo progresivamente que las perturbaciones solares relacionadas
con la ocurrencia de las EMC proveen una mejor correlación con una gran
tormenta aperiódica (Gosling et al 1991, Khaler 1992, Gosling 1993[Ref. 9])
.Anteriormente se encontraron que las tormentas aperiódicas tienden
a ser
correlacionadas con prominencias eruptivas. En suma, las EMC estan
estrechamente relacionadas con la erupción de las prominencias más que con los
FLARES (Gosling et al 1974, Sheeley et al 1983, Webb y Hundhausend 1987[Ref.
10]).
Las EMC se propagan en el cinturón de la corriente de plasma (STREAMER), que
puede ser responsable de una gran tormenta periódica cerca al mínimo solar. Las
EMC proporcionan una conexión dominante.
En 1 924 en un estudio de los datos basados del Yohkoh sobre las películas
estándar de las imágenes, encontró que las características ampliamente encontradas
en el limbo que tenía parámetros similares (anchuras, velocidades y los promedios
de ocurrencia) a aquellas EMC fueron observadas en ésos coronógrafos.
Golpaswamy (1996) ha descrito las observaciones de Yohkoh de una eyección
lenta en el limbo entre el 10 –11 de julio de 1993, en el cual aparecen incorporados
los tres elementos “clásicos” de la EMC, frente, cavidad y filamento incrustado. En
este caso, el filamento ha sido bien
observado con el radio heliógrafo de
Nobeyama que trabaja en la frecuencia de 17 GHz, y claramente se notaba el lento
aumento del frente de la estructura magnetica. La masa de este evento fue estimada
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como 1,2 x 1014 g, en el extremo inferior del rango de masas de EMC en luz blanca
(Hundhausen et all 1994).
Hudson et al 1996 [Ref. 11], registro diferentes acontecimientos de eyecciones de
masa por Yohkoh SXT, sin embargo tambien tiene limitaciones de muestreo. Con
imágenes más frecuentes y con un mejor rango dinámico de las imágenes al campo
de la velocidad, se habría podido medir más fácilmente.
El Skylab, el Solwind P78-1 y la observación del Solar Maximum Mision
mostraron que hay una relación compleja entre la EMC, observada en luz blanca, y
la corona observada en rayos X suaves desde la fotometría del satélite GOES. Ésta
situación podía ser atribuible a la pobre cobertura temporal de los datos obtenidos
por los coronógrafos, a la baja sensibilidad del satélite GOES en rayos X, para la
mayor parte del material eyectado de la coronal o por supuesto a una débil relación
física. Con la sensibilidad mejorada de las imágenes obtenidas de Yohkoh en rayos
X se esperó encontrar señales constantes de EMC en la corona baja. Esto resultó no
ser tan simple: algunos de los movimientos de EMC se pueden observar
directamente en rayos X, pero la morfología puede también ser diferente. El
Yohkoh detecta algunas clases de eyección de masa que no se asemeja en todas a
EMC. Hay claramente diversos efectos físicos en el trabajo, se distingue por la
dirección (paralela o perpendicular al campo) y la velocidad del movimiento.Los
flujos mas comunes son los flujos paralelos mucho más lentos que la velocidad de
Alfvén, dando indicio de la conducción hidrodinámica, mientras que los flujos
perpendiculares proporcionan una buena evidencia de la conducción magnética.
La imagen de la corona solar en rayos X suaves revela varias formas de eyección
de masa, algunas de las cuales son nuevas comparadas con las observaciones de
Yohkoh STX. Comparado con las observaciones tradicionales del coronógrafo o
del coronómetro K, los datos de Yohkoh tienen una sensibilidad y mejor muestreo,
y una vista entera del hemisferio visible. Los acontecimientos probablemente
relacionados con las EMC a menudo muestran claramente
el oscurecimiento
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cuantificable de la corona en rayos X cerca del sitio de un FLARE o un casco
brillante.
El oscurecimiento en rayos X se puede interpretar como la expansión y abertura de
las líneas del campo magnético durante la fase temprana de un EMC. Los agujeros
coronales transitorios, el oscurecimiento visto frente al disco, aparecen usualmente
al mismo tiempo o más tarde que la primera arcada brillante y se bifurca
relativamente concerniente a su centro, sugiriendo que ellos marcan la base
evacuada del levantamiento de las cuerdas del flujo del EMC. En general, el brillo
principal de la arcada sigue la eyección de masa y la fase impulsiva de cualquier
FLARE asociada (“impulsivo” aquí significa la energía no térmica liberada y
detectado como Bremsstrahlung según las rayo X duros; Hudson et al (1994)
muestra que ésto ocurre incluso en acontecimientos de levantamiento lento del
arco).
En algunos de los casos, las observaciones de Yohkoh STX muestran los detalles
del origen del material expulsado. Por ejemplo, del 13 de noviembre de 1994 el
evento de nube tiene el aspecto de una estructura grande con aproximadamente una
torcedura completa (~2π) la estructura parece estar asegurada en un extremo de una
región activa resplandeciente [Hudson et al 1996]. El evento del 21 de febrero de
1992 y otros, por el contrario, parece oscurecerce solamente en el desarrollo de la
arcada, incluso vistas desde perspectivas aparentemente diferentes respecto al eje
del arco. Finalmente, algunos de los acontecimientos de la arcada en gran escala
parecen mostrar el oscurecimiento a ámbos lados de la localización de la arcada.
Estas señales de diferentes oscurecimientos dan indicio que puede haber una
variedad de procesos físicos implicados.
La relación entre la EMC y las FLARES tampoco parece ser tan simple como se
pensó previamente; esto se observa en muchos casos en los que no hay un retardo
apreciable entre el lanzamiento de la masa y la brillantez relacionada al FLARE
[Hudson 1997[Ref. 12]]. Esto es consistente con discusiones respecto a esta
relación por Feynman y Hundhausen [1994] y Harrison [1995[Ref. 13]]. La
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comparación de STX y los datos de Mauna Loa aclara mejor la interpretación física
de los inicios de EMC. Mediante la EMC, usualmente podemos encontrar la
brillantez y la expansión de la estructura en rayos X, que es típicamente semejante
a un bucle con el extremo incrustado en una región activa resplandeciente. Por otra
parte, tales bucles que se amplían no son generalmente relacionadas con la EMC
en el Mauna Loa, a pesar de tener velocidades, anchuras y promedio de ocurrencia
similares a EMC [Klimchuk et el 1994 [Ref. 14]].
Los fenómenos observables en la corona baja, del disco solar; en principio, nos dan
posibles muestras tempranas de que se ha lanzado una EMC y pudo golpear la
Tierra. Podemos esperar adicionalmete que estos fenómenos pueda incluso
ayudarnos
a
predecir
las
consecuencias
terrestres
(“clima
espacial”).
Desafortunadamente, en la actualidad no tenemos ninguna base teórica firme para
tales predicciones, sino que podemos esperar que la comprensión empírica
adicional también nos ayude a entender la base física.
Gosling ha observado que los movimientos adyacentes a las regiones coronales
durante la progresión hacia fuera de algunas eyecciones indican que aquellas,
muchas veces, conducen ondas de presión en la corona alrededor del viento solar.
Cuando la velocidad exterior es suficientemente alta, las eyecciones producen
ondas de choque (figura 9) que perturban el viento solar lejos del Sol (medio
interplanetario) [Gosling 1975[Ref. 15]].
De hecho, las EMC están relacionadas con otro tipo de ondas
de choques
interplanetarias, las cuales tienen una naturaleza distinta a los choques corrotantes
o tambien conocicos como choques transitorios (figura 10.a y 10.b).
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Figura 9
Figura 8. Esquema de una onda de choque interplanetaria acercándose a la órbita
de la tierra.
Figura 10.a
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Figura 10.b
Figura 10.a.- Formación de una región corrotante de interacción en el medio interplanetario
(dibujo en dos dimensiones en el plano de la eclíptica).
Figura 10.b.- Formación de una región corrotante de interacción en el medio interplanetario
(dibujo en tres dimensiones en el plano de la eclíptica).
Su nombre indica implícitamente que están relacionados a eventos transitorios en el
Sol.
En un principio, se pensaba que estos choques transitorios eran producidos por
ráfagas solares, las cuales son explosiones muy violentas en la atmósfera del Sol
que liberan una enorme cantidad de energía. Sin embargo, pronto se dieron cuenta
de que al combinar observaciones de diferentes instrumentos (las ráfagas se
detectan en observatorios solares en la Tierra y las ondas de choque interplanetario
se detectan por naves espaciales en el viento solar) y comparar las observaciones de
ambos eventos, las correlaciones entre choques transitorios y ráfagas solares no
eran muy evidentes, y por consiguiente, los choques transitorios deberían ser
producidos
combinando
por otro mecanismo. Posteriormente, se hicieron otros estudios
observaciones
de
EMC
con
observaciones
de
choques
interplanetarios.
De este estudio, se encontró que cada vez que la nave espacial detectaba un choque
transitorio en el medio interplanetario, previamente el coronógrafo había observado
una EMC, por lo que se estableció que los choques transitorios están relacionados
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con las EMC. Hay que tener presente que hay muchas más EMC, que choques
transitorios, por lo que la relación no es uno a uno.
A continuación se muestra un esquema de cómo piensan algunos científicos que se
forman los choques transitorios (figura 11) en el medio interplanetario.
Figura 11
Figura 11. Esquema de masa ejectada saliendo del Sol y una onda de choque
transitoria
Un evento explosivo en el Sol, que está asociado con cambios en la configuración
magnética a gran escala en la corona, expulsa una nube de plasma (eyecta) al
medio interplanetario, esto es una EMC. Al frente de la EMC se observa una onda
de choque. Muchos científicos piensan que las EMC son en realidad manejados
("drivers") de los choques. Algo así como un avión supersónico que lleva al frente
una onda de choque.
Las medidas de radio de ocultación complementan las medidas de EMC en luz
blanca en otros caminos que proveen importante información de la velocidad del
viento solar, y el campo magnético. Particularmente, porque las fluctuaciones de
densidad son mejoradas, y porque la medida de radio de ocultación es mucho más
sensible que las medidas en luz blanca, aspectos tales como la compresión del
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plasma delante de las EMC y los choques interplanetarias que no pueden aparecer
en las medidas en luz blanca
y son rápidamente detectados en medidas de
ocultamiento de radio.
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