De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a navegación Saltar a búsqueda

Este video muestra el flujo de partículas alrededor de la Tierra como eyecta solar asociada con un golpe de eyección de masa coronal.
Heliofísica
Fenómenos

Una eyección de masa coronal ( CME ) es una liberación significativa de plasma y el campo magnético que lo acompaña de la corona solar . A menudo siguen a las erupciones solares y normalmente están presentes durante una erupción de prominencia solar . El plasma se libera en el viento solar y se puede observar en las imágenes del coronógrafo . [1] [2] [3]

Las eyecciones de masa coronal a menudo se asocian con otras formas de actividad solar, pero no se ha establecido una comprensión teórica ampliamente aceptada de estas relaciones. Las CME se originan con mayor frecuencia en regiones activas en la superficie del Sol, como agrupaciones de manchas solares asociadas con llamaradas frecuentes. Cerca de los máximos solares , el Sol produce alrededor de tres CME cada día, mientras que cerca de los mínimos solares , hay aproximadamente una CME cada cinco días. [4]

La perturbación geomagnética más grande registrada, resultado presumiblemente de una CME que golpeó la magnetosfera de la Tierra, fue la tormenta solar de 1859 (el Evento Carrington ), que derribó partes de la red de telégrafos de EE. UU. Recientemente creada, provocando incendios y sorprendiendo a algunos operadores de telégrafos. [5] Algunos telegrafistas, en cambio, pudieron continuar operando con las baterías desconectadas, alimentados por las corrientes inducidas por la aurora en las líneas, con una calidad de señal normal o mejorada. [ cita requerida ]

Descripción [ editar ]

Reproducir medios
Siga una CME a medida que pasa por Venus y luego por la Tierra, y explore cómo el Sol impulsa los vientos y océanos de la Tierra.
Los arcos se elevan por encima de una región activa en la superficie del Sol.

Las eyecciones de masa coronal liberan grandes cantidades de materia y radiación electromagnética al espacio por encima de la superficie del Sol, ya sea cerca de la corona, más adentro del sistema planetario o más allá (CME interplanetario). El material expulsado es un plasma magnetizado que consta principalmente de electrones y protones . Si bien los efectos terrestres de las erupciones solares son muy rápidos (limitados por la velocidad de la luz), las CME son relativamente lentas y se desarrollan a la velocidad de Alfvén . [6]

Las eyecciones de masa coronal están asociadas con enormes cambios y alteraciones en el campo magnético coronal . Suelen observarse con un coronógrafo de luz blanca . [ cita requerida ]

Porque [ editar ]

El fenómeno de la reconexión magnética está estrechamente asociado con las CME y las erupciones solares . [7] [8] En magnetohidrodinámicoEn teoría, la reordenación repentina de las líneas del campo magnético cuando se juntan dos campos magnéticos opuestos se llama "reconexión magnética". La reconexión libera energía almacenada en los campos magnéticos estresados ​​originales. Estas líneas de campo magnético pueden retorcerse en una estructura helicoidal, con un 'giro a la derecha' o un 'giro a la izquierda'. A medida que las líneas del campo magnético del Sol se vuelven cada vez más retorcidas, las CME parecen ser una 'válvula' para liberar la energía magnética que se está acumulando, como lo demuestra la estructura helicoidal de las CME, que de otra manera se renovaría continuamente en cada ciclo solar y eventualmente se rompería. el sol aparte. [9]

En el Sol, la reconexión magnética puede ocurrir en las arcadas solares, una serie de bucles de líneas magnéticas de fuerza que ocurren muy cerca. Estas líneas de fuerza se reconectan rápidamente en una arcada baja de bucles, dejando una hélice de campo magnético desconectada del resto de la arcada. La liberación repentina de energía durante este proceso provoca la llamarada solar y expulsa el CME. El campo magnético helicoidal y el material que contiene pueden expandirse violentamente hacia afuera formando una CME. [10] Esto también explica por qué las CME y las erupciones solares suelen surgir de lo que se conoce como las regiones activas del Sol, donde los campos magnéticos son mucho más fuertes en promedio. [ cita requerida ]

Foto satelital de la aurora boreal que se extiende por Quebec y Ontario en la madrugada del 8 de octubre de 2012.

Impacto en la Tierra [ editar ]

Cuando la eyección se dirige hacia la Tierra y la alcanza como una CME interplanetaria (ICME), la onda de choque de la masa viajera provoca una tormenta geomagnética que puede interrumpir la magnetosfera de la Tierra , comprimiéndola en el lado diurno y extendiendo la cola magnética del lado nocturno . Cuando la magnetosfera se vuelve a conectar en el lado nocturno, libera energía del orden de una escala de teravatios , que se dirige hacia la atmósfera superior de la Tierra . [ cita requerida ]

Las partículas de energía solar pueden causar auroras particularmente fuertes en grandes regiones alrededor de los polos magnéticos de la Tierra . Estos también son conocidos como las Luces del Norte (aurora borealis) en el hemisferio norte, y las luces del sur (aurora australis) en el hemisferio sur. Las eyecciones de masa coronal, junto con las erupciones solares de otro origen, pueden interrumpir las transmisiones de radio y causar daños a los satélites y las instalaciones de la línea de transmisión eléctrica , lo que resulta en cortes de energía potencialmente masivos y duraderos . [11] [12]

Los protones energéticos liberados por una CME pueden causar un aumento en el número de electrones libres en la ionosfera , especialmente en las regiones polares de alta latitud. El aumento de electrones libres puede mejorar la absorción de ondas de radio, especialmente dentro de la región D de la ionosfera, lo que conduce a eventos de absorción del casquete polar. [13]

Los seres humanos en altitudes elevadas, como en aviones o estaciones espaciales, corren el riesgo de exponerse a eventos de partículas solares relativamente intensos . La energía absorbida por los astronautas no se reduce con un diseño de escudo típico de una nave espacial y, si se proporciona alguna protección, resultaría de cambios en la falta de homogeneidad microscópica de los eventos de absorción de energía. [ cita requerida ]

Propiedades físicas [ editar ]

Reproducir medios
Un video de la serie de CME en agosto de 2010 .
Reproducir medios
Este video presenta dos corridas de modelos. Se observa una eyección de masa coronal moderada (CME) de 2006. La segunda serie examina las consecuencias de una eyección de masa coronal grande, como la CME de clase Carrington de 1859.

Una eyección de masa coronal típica puede tener cualquiera o las tres características distintivas: una cavidad de baja densidad electrónica, un núcleo denso (la prominencia , que aparece en las imágenes del coronógrafo como una región brillante incrustada en esta cavidad) y un borde de ataque brillante. [ cita requerida ]

La mayoría de las eyecciones se originan en regiones activas en la superficie del Sol, como agrupaciones de manchas solares asociadas con llamaradas frecuentes. Estas regiones tienen líneas de campo magnético cerradas, en las que la intensidad del campo magnético es lo suficientemente grande como para contener el plasma. Estas líneas de campo deben romperse o debilitarse para que la eyección escape del sol. Sin embargo, las CME también pueden iniciarse en regiones superficiales tranquilas, aunque en muchos casos la región tranquila estuvo activa recientemente. Durante el mínimo solar , las CME se forman principalmente en el cinturón espantapájaros coronal cerca del ecuador magnético solar. Durante el máximo solar , se originan en regiones activas cuya distribución latitudinal es más homogénea.

Las eyecciones de masa coronal alcanzan velocidades de 20 a 3,200 km / s (12 a 1,988 mi / s) con una velocidad promedio de 489 km / s (304 mi / s), según las mediciones de SOHO / LASCO entre 1996 y 2003. Estas velocidades corresponden a los tiempos de tránsito desde el Sol hasta el radio medio de la órbita de la Tierra de aproximadamente 13 horas a 86 días (extremos), con aproximadamente 3,5 días como promedio. La masa promedio expulsada es de 1,6 × 10 12  kg (3,5 × 10 12  lb). Sin embargo, los valores de masa estimados para las CME son solo límites inferiores, porque las mediciones del coronógrafo proporcionan solo datos bidimensionales. La frecuencia de las eyecciones depende de la fase del ciclo solar : desde aproximadamente 0,2 por día cerca delmínimo solar a 3,5 por día cerca del máximo solar . [14] Estos valores también son límites más bajos porque las eyecciones que se propagan lejos de la Tierra (CME de la parte trasera) generalmente no pueden ser detectadas por coronógrafos.

El conocimiento actual de la cinemática de eyección de masa coronal indica que la eyección comienza con una fase inicial de preaceleración caracterizada por un movimiento ascendente lento, seguido de un período de rápida aceleración alejándose del Sol hasta que se alcanza una velocidad casi constante. Algunas CME de globos , generalmente las más lentas, carecen de esta evolución en tres etapas, y en cambio aceleran lenta y continuamente durante su vuelo. Incluso para las CME con una etapa de aceleración bien definida, la etapa de preaceleración a menudo está ausente o quizás no es observable. [ cita requerida ]

Asociación con otros fenómenos solares [ editar ]

Reproducir medios
Video del lanzamiento de un filamento solar

Las eyecciones de masa coronal a menudo se asocian con otras formas de actividad solar, en particular:

  • Erupciones solares
  • Prominencia eruptiva y sigmoides de rayos X [15]
  • Atenuación coronal (disminución de brillo a largo plazo en la superficie solar)
  • Olas de Moreton
  • Ondas coronales (frentes brillantes que se propagan desde el lugar de la erupción)
  • Arcadas post-eruptivas

La asociación de una CME con algunos de esos fenómenos es común, pero no se comprende completamente. Por ejemplo, las CME y los brotes normalmente están estrechamente relacionados, pero hubo confusión sobre este punto causada por los eventos que se originaron más allá de la extremidad. Para tales eventos no se pudo detectar ningún brote. La mayoría de los brotes débiles no tienen EMC asociadas; los más poderosos lo hacen. Algunas CME ocurren sin ninguna manifestación similar a un brote, pero estas son las más débiles y lentas. [dieciséis]Ahora se piensa que las CME y los brotes asociados son causados ​​por un evento común (la aceleración máxima de la CME y la fase impulsiva del brote generalmente coinciden). En general, se cree que todos estos eventos (incluido el CME) son el resultado de una reestructuración a gran escala del campo magnético; la presencia o ausencia de una CME durante una de estas reestructuraciones reflejaría el entorno coronal del proceso (es decir, ¿puede la erupción estar confinada por una estructura magnética superpuesta o simplemente se abrirá paso y entrará en el viento solar ).

Modelos teóricos [ editar ]

Primero se postuló que las CME podrían ser impulsadas por el calor de una bengala explosiva. Sin embargo, pronto se hizo evidente que muchas EMC no estaban asociadas con brotes, e incluso aquellos que a menudo se iniciaban antes del brote. Debido a que las CME se inician en la corona solar (que está dominada por energía magnética), su fuente de energía debe ser magnética.

Debido a que la energía de las CME es tan alta, es poco probable que su energía pueda ser impulsada directamente por campos magnéticos emergentes en la fotosfera (aunque esto todavía es una posibilidad). Por lo tanto, la mayoría de los modelos de CME asumen que la energía se almacena en el campo magnético coronal durante un largo período de tiempo y luego se libera repentinamente por alguna inestabilidad o pérdida de equilibrio en el campo. Todavía no hay consenso sobre cuál de estos mecanismos de liberación es correcto, y las observaciones actualmente no pueden restringir estos modelos muy bien. Estas mismas consideraciones se aplican igualmente bien a las erupciones solares , pero las firmas observables de estos fenómenos difieren. [ cita requerida ]

Eyecciones de masa coronal interplanetaria [ editar ]

Ilustración de una eyección de masa coronal que se mueve más allá de los planetas hacia la heliopausa

Las CME suelen llegar a la Tierra de uno a cinco días después de salir del Sol. Durante su propagación, las CME interactúan con el viento solar y el campo magnético interplanetario (IMF). Como consecuencia, las CME lentas se aceleran hacia la velocidad del viento solar y las CME rápidas se desaceleran hacia la velocidad del viento solar. [17] La desaceleración o aceleración más fuerte ocurre cerca del Sol, pero puede continuar incluso más allá de la órbita terrestre (1 AU ), que se observó utilizando mediciones en Marte [18] y por la nave espacial Ulysses . [19] Las CME más rápidas de aproximadamente 500 km / s (310 mi / s) eventualmente generan una onda de choque .[20] Esto sucede cuando la velocidad de la CME en el marco de referencia que se mueve con el viento solar es más rápida que la velocidad magnetosónica rápida local. Estos choques han sido observados directamente por coronógrafos [21] en la corona y están relacionados con ráfagas de radio de tipo II. Se cree que a veces se forman tan bajo como 2  R ☉ ( radios solares ). También están estrechamente relacionados con la aceleración de las partículas energéticas solares . [22]

Misiones de observación solar relacionadas [ editar ]

Misión de la NASA Wind [ editar ]

El 1 de noviembre de 1994, la NASA lanzó la nave espacial Wind como un monitor de viento solar para orbitar el punto L 1 Lagrange de la Tierra como el componente interplanetario del Programa Global Geoespace Science (GGS) dentro del programa International Solar Terrestrial Physics (ISTP). La nave espacial es un satélite estabilizado con eje de giro que lleva ocho instrumentos que miden partículas de viento solar desde energías térmicas a> MeV, radiación electromagnética desde ondas de radio de CC a 13 MHz y rayos gamma. Aunque el vientoLa nave espacial tiene más de dos décadas de antigüedad, y todavía proporciona la resolución de tiempo, angular y energía más alta de todos los monitores de viento solar. Continúa produciendo investigaciones relevantes ya que sus datos han contribuido a más de 150 publicaciones solo desde 2008. [ cita requerida ]

Misión de la NASA STEREO [ editar ]

El 25 de octubre de 2006, la NASA lanzó STEREO , dos naves espaciales casi idénticas que, desde puntos muy separados en sus órbitas, pueden producir las primeras imágenes estereoscópicas de CME y otras mediciones de la actividad solar. La nave espacial orbita el Sol a distancias similares a la de la Tierra, con una ligeramente por delante de la Tierra y la otra detrás. Su separación aumentó gradualmente de modo que después de cuatro años estaban casi diametralmente opuestos entre sí en órbita. [23] [24]

Sonda Solar Parker de la misión de la NASA [ editar ]

La sonda solar Parker se lanzó el 12 de agosto de 2018 para medir los mecanismos que aceleran y transportan partículas energéticas, es decir, los orígenes del viento solar.

Historia [ editar ]

Primeros rastros [ editar ]

La perturbación geomagnética más grande registrada, que supuestamente resultó de una CME, coincidió con la primera erupción solar observada el 1 de septiembre de 1859. La tormenta solar resultante de 1859 se conoce como el Evento de Carrington . La llamarada y las manchas solares asociadas eran visibles a simple vista (tanto como la llamarada apareciendo en una proyección del Sol en una pantalla como como un brillo agregado del disco solar), y la llamarada fue observada de forma independiente por los astrónomos ingleses RC Carrington. y R. Hodgson. La tormenta geomagnética se observó con el magnetógrafo de grabación en Kew Gardens . El mismo instrumento registró un crochet., una perturbación instantánea de la ionosfera de la Tierra por ionización de rayos X suaves . Esto no pudo entenderse fácilmente en ese momento porque era anterior al descubrimiento de los rayos X por Röntgen y al reconocimiento de la ionosfera por Kennelly y Heaviside . La tormenta derribó partes de la red de telégrafos estadounidense recientemente creada, provocando incendios y sorprendiendo a algunos operadores de telégrafos. [12]

Se recopilaron registros históricos y se registraron nuevas observaciones en resúmenes anuales por la Sociedad Astronómica del Pacífico entre 1953 y 1960. [25]

Primeras detecciones claras [ editar ]

La primera detección de un CME como tal fue realizada el 14 de diciembre de 1971 por R. Tousey (1973) del Laboratorio de Investigación Naval utilizando el séptimo Observatorio Solar Orbital ( OSO-7 ). [26] La imagen del descubrimiento (256 × 256 píxeles) se recogió en un tubo vidicón de conducción electrónica secundaria (SEC) , y se transfirió a la computadora del instrumento después de digitalizarse a 7 bits . Luego se comprimió usando un esquema de codificación de longitud de ejecución simple y se envió al suelo a 200 bit / s. Una imagen completa y sin comprimir tardaría 44 minutos en enviarse al suelo. La telemetría se envió al equipo de apoyo en tierra (GSE) que construyó la imagen en Polaroid.imprimir. David Roberts, un técnico en electrónica que trabajaba para NRL y que había sido responsable de las pruebas de la cámara SEC-vidicon, estaba a cargo de las operaciones diarias. Pensó que su cámara había fallado porque ciertas áreas de la imagen eran mucho más brillantes de lo normal. Pero en la siguiente imagen, el área brillante se había alejado del Sol e inmediatamente reconoció que esto era inusual y se lo llevó a su supervisor, el Dr. Guenter Brueckner , [27] y luego al jefe de la rama de física solar, el Dr. Tousey. Las observaciones anteriores de los transitorios coronales o incluso los fenómenos observados visualmente durante los eclipses solares ahora se entienden esencialmente como lo mismo.

1989-presente [ editar ]

El 9 de marzo de 1989 se produjo una eyección de masa coronal . El 13 de marzo de 1989, una fuerte tormenta geomagnética azotó la Tierra. Causó cortes de energía en Quebec, Canadá e interferencias de radio de onda corta.

El 1 de agosto de 2010, durante el ciclo solar 24 , los científicos del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CfA) observaron una serie de cuatro grandes CME que emanaban del hemisferio del Sol que mira hacia la Tierra. El CME inicial fue generado por una erupción el 1 de agosto que se asoció con la Región Activa 1092 de la NOAA , que era lo suficientemente grande como para ser vista sin la ayuda de un telescopio solar . El evento produjo importantes auroras en la Tierra tres días después.

El 23 de 2012 de julio, una, y potencialmente perjudicial, masiva super tormenta solar ( llamarada solar , CME, EMP solar ) se produjo, pero se perdió la Tierra, [28] [29] un evento que muchos científicos consideran que son de clase Carrington evento.

El 31 de agosto de 2012, una CME se conectó con el entorno magnético de la Tierra, o magnetosfera , con un golpe indirecto que provocó la aparición de una aurora en la noche del 3 de septiembre. [30] [31] Geomagnetic asalto llegaron a la G2 ( Kp = 6) nivel sobre NOAA 's Espacio Tiempo Predicción Center escala de perturbaciones geomagnéticas. [32] [33]

El 14 de octubre de 2014 ICME fue fotografiado por la nave espacial de observación solar PROBA2 ( ESA ), el Observatorio Solar y Heliosférico (ESA / NASA) y el Observatorio de Dinámica Solar (NASA) cuando salía del Sol, y STEREO-A observó sus efectos directamente en1  AU . Venus Express de la ESA recopiló datos. El CME llegó a Marte el 17 de octubre y fue observado por las misiones Mars Express , MAVEN , Mars Odyssey y Mars Science Laboratory . El 22 de octubre, a las3.1  AU , alcanzó el cometa 67P / Churyumov – Gerasimenko , perfectamente alineado con el Sol y Marte, y fue observado por Rosetta . El 12 de noviembre, a las9,9  UA , fue observado por Cassini en Saturno . La nave espacial New Horizons estaba en31.6  UA acercándose a Plutón cuando la CME pasó tres meses después de la erupción inicial, y puede ser detectable en los datos. La Voyager 2 tiene datos que se pueden interpretar como el fallecimiento del CME, 17 meses después. El instrumento RAD del rover Curiosity , Mars Odyssey , Rosetta y Cassini mostraron una disminución repentina de los rayos cósmicos galácticos ( disminución de Forbush ) a medida que pasaba la burbuja protectora de la CME. [34] [35]

Riesgo futuro [ editar ]

Según un informe publicado en 2012 por el físico Pete Riley de Predictive Science Inc., la probabilidad de que la Tierra sea golpeada por una tormenta de clase Carrington entre 2012 y 2022 es del 12%. [28] [36]

Eyecciones de masa coronal estelar [ editar ]

Se ha observado una pequeña cantidad de CME en otras estrellas, todas las cuales a partir de 2016 se han encontrado en enanas rojas . [37] Estos han sido detectados por espectroscopia, la mayoría de las veces mediante el estudio de las líneas de Balmer : el material expulsado hacia el observador causa asimetría en el ala azul de los perfiles de línea debido al desplazamiento Doppler . [38] Esta mejora se puede ver en la absorción cuando ocurre en el disco estelar (el material es más frío que el que lo rodea) y en la emisión cuando está fuera del disco. Las velocidades proyectadas observadas de las CME oscilan entre ≈84 y 5.800 km / s (52 a 3.600 mi / s). [39] [40]En comparación con la actividad en el Sol, la actividad de CME en otras estrellas parece ser mucho menos común. [38] [41]

Ver también [ editar ]

  • Disminución de arbustos
  • Amenaza para la salud de los rayos cósmicos
  • Índice K
  • Lista de eyecciones de masa coronal
  • Lista de tormentas solares
  • Nube magnética
  • Observatorio Solar Orbital
  • Observatorio solar y heliosférico
  • Clima espacial

Referencias [ editar ]

  1. ^ Christian, Eric R. (5 de marzo de 2012). "Eyecciones de masa coronal" . Centro de vuelo espacial NASA / Goddard . Consultado el 9 de julio de 2013 .
  2. ^ Hathaway, David H. (14 de agosto de 2014). "Eyecciones de masa coronal" . NASA / Centro Marshall de Vuelos Espaciales. Archivado desde el original el 3 de julio de 2016 . Consultado el 7 de julio de 2016 .
  3. ^ "Eyecciones de masa coronal" . NOAA / Centro de predicción del clima espacial . Consultado el 7 de julio de 2016 .
  4. ^ Fox, Nicky. "Eyecciones de masa coronal" . NASA / Física Solar-Terrestre Internacional . Consultado el 6 de abril de 2011 .
  5. ^ Morring, Jr., Frank (14 de enero de 2013). "Gran evento solar podría devastar la red eléctrica" . Semana de la aviación y tecnología espacial . págs. 49–50. Pero el potencial más serio de daño reside en los transformadores que mantienen el voltaje adecuado para una transmisión eficiente de electricidad a través de la red.[ verificación necesaria ]
  6. ^ Gleber, Max (21 de septiembre de 2014). "Semana CME: la diferencia entre bengalas y CME" . NASA . Consultado el 7 de julio de 2016 .
  7. ^ "Los científicos descubren los secretos de la explosión de nubes de plasma en el sol" . Eurekalert.org . Sociedad Estadounidense de Física. 8 de noviembre de 2010 . Consultado el 7 de julio de 2016 .
  8. ^ Phillips, Tony, ed. (1 de marzo de 2001). "Eyecciones de masa coronal caníbales" . Noticias de ciencia. NASA . Consultado el 20 de marzo de 2015 .
  9. ^ Verde, Lucie (2014). 15 millones de grados . Vikingo. pag. 212. ISBN 978-0-670-92218-5.
  10. ^ Holman, Gordon D. (abril de 2006). "Los misteriosos orígenes de las llamaradas solares". Scientific American . 294 (4): 38–45. Código Bibliográfico : 2006SciAm.294d..38H . doi : 10.1038 / scientificamerican0406-38 . PMID 16596878 . 
  11. ^ Baker, Daniel N .; et al. (2008). Eventos climáticos espaciales severos: comprensión de los impactos sociales y económicos: informe de un taller . Prensa de Academias Nacionales . pag. 77. doi : 10.17226 / 12507 . ISBN 978-0-309-12769-1. Estas evaluaciones indican que las tormentas geomagnéticas severas representan un riesgo de interrupciones a largo plazo en las principales partes de la red de América del Norte. John Kappenman comentó que el análisis muestra "no sólo el potencial de apagones a gran escala sino, lo que es más preocupante, ... el potencial de daño permanente que podría conducir a tiempos de restauración extraordinariamente largos".
  12. ↑ a b Morring, Jr., Frank (14 de enero de 2013). "Gran evento solar podría devastar la red eléctrica" . Semana de la aviación y tecnología espacial . págs. 49–50. Pero el potencial más serio de daño reside en los transformadores que mantienen el voltaje adecuado para una transmisión eficiente de electricidad a través de la red.
  13. ^ Rose, DC; Ziauddin, Syed (junio de 1962). "El efecto de absorción del casquete polar" . Reseñas de ciencia espacial . 1 (1): 115-134. doi : 10.1007 / BF00174638 . Consultado el 14 de febrero de 2021 .
  14. ^ Carroll, Bradley W .; Ostlie, Dale A. (2007). Introducción a la astrofísica moderna . San Francisco: Addison-Wesley. pag. 390. ISBN 978-0-8053-0402-2.
  15. ↑ Tomczak, M .; Chmielewska, E. (marzo de 2012). "Un catálogo de eyecciones de plasma de rayos X solares observadas por el telescopio de rayos X blandos a bordo de Yohkoh ". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 199 (1). 10. arXiv : 1201.1040 . Código bibliográfico : 2012ApJS..199 ... 10T . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 199/1/10 . S2CID 119184089 . 
  16. ^ Andrews, MD (diciembre de 2003). "Una búsqueda de CME asociadas con grandes llamaradas". Física solar . 218 (1): 261-279. Código Bibliográfico : 2003SoPh..218..261A . doi : 10.1023 / B: SOLA.0000013039.69550.bf . S2CID 122381553 . 
  17. ^ Manoharan, PK (mayo de 2006). "Evolución de eyecciones de masa coronal en la heliosfera interior: un estudio que utiliza imágenes de centelleo y luz blanca". Física solar . 235 (1–2): 345–368. Código bibliográfico : 2006SoPh..235..345M . doi : 10.1007 / s11207-006-0100-y . S2CID 122757011 . 
  18. ↑ Freiherr von Forstner, Johan L .; Guo, Jingnan; Wimmer-Schweingruber, Robert F .; et al. (Enero de 2018). "El uso de Forbush disminuye para derivar el tiempo de tránsito de los ICME que se propagan de 1 AU a Marte". Revista de investigación geofísica: Física espacial . 123 (1): 39–56. arXiv : 1712.07301 . Código bibliográfico : 2018JGRA..123 ... 39F . doi : 10.1002 / 2017JA024700 . S2CID 119249104 . 
  19. ^ Richardson, IG (octubre de 2014). "Identificación de eyecciones de masa coronal interplanetaria en Ulises utilizando múltiples firmas de viento solar". Física solar . 289 (10): 3843–3894. Código Bibliográfico : 2014SoPh..289.3843R . doi : 10.1007 / s11207-014-0540-8 . S2CID 124355552 . 
  20. ^ Wilkinson, John (2012). Nuevos ojos en el sol: una guía de imágenes de satélite y observación de aficionados . Saltador. pag. 98. ISBN 978-3-642-22838-4.
  21. ^ Vourlidas, A .; Wu, ST; Wang, AH; Subramanian, P .; Howard, RA (diciembre de 2003). "Detección directa de un choque asociado a eyección de masa coronal en imágenes de luz blanca de experimento de coronagrafía espectrométrica y de gran ángulo". El diario astrofísico . 598 (2): 1392–1402. arXiv : astro-ph / 0308367 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 598.1392V . doi : 10.1086 / 379098 .
  22. ^ Manchester, WB, IV; Gombosi, TI; De Zeeuw, DL; Sokolov, IV; Roussev, II; et al. (Abril de 2005). "Estructuras de vaina y choque de eyección de masa coronal relevantes para la aceleración de partículas" (PDF) . El diario astrofísico . 622 (2): 1225-1239. Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 622.1225M . doi : 10.1086 / 427768 . Archivado desde el original (PDF) el 5 de febrero de 2007.
  23. ^ "La nave espacial va a filmar Sun en 3D" . BBC News . 26 de octubre de 2006.
  24. ^ "ESTÉREO" . NASA.
  25. ^ Sociedad Astronómica de los Registros Visuales del Pacífico
    • Nicholson, Seth B. (1954). "Actividad solar en 1953" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 66 (389): 55–57. Código Bibliográfico : 1954PASP ... 66 ... 55N . doi : 10.1086 / 126653 . ISSN  0004-6280 . JSTOR  40672795 .
    • Cragg, Thomas A. (1955). "Actividad solar en 1954" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 67 (395): 99–101. Código Bib : 1955PASP ... 67 ... 99C . doi : 10.1086 / 126771 . ISSN  0004-6280 . JSTOR  40672921 .
    • Nicholson, Seth B. (1956). "Actividad solar en 1955" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 68 (401): 146-148. Código Bibliográfico : 1956PASP ... 68..146N . doi : 10.1086 / 126899 . ISSN  0004-6280 . JSTOR  40673035 .
    • Cragg, Thomas A. (1957). "Actividad solar en 1956" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 69 (407): 166–168. Código bibliográfico : 1957PASP ... 69..166C . doi : 10.1086 / 127038 . ISSN  0004-6280 . JSTOR  40676393 .
    • Cragg, Thomas A. (1958). "Actividad solar en 1957" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 70 (414): 299-302. Código Bibliográfico : 1958PASP ... 70..299C . doi : 10.1086 / 127227 . ISSN  0004-6280 . JSTOR  40673342 .
    • Cragg, Thomas A. (1959). "Actividad solar en 1958" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 71 (420): 212–215. Código Bibliográfico : 1959PASP ... 71..212C . doi : 10.1086 / 127366 . ISSN  0004-6280 . JSTOR  40673498 .
    • Cragg, Thomas A. (1960). "Actividad solar en 1959". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 72 (426): 200–203. Código bibliográfico : 1960PASP ... 72..200C . doi : 10.1086 / 127509 . ISSN  0004-6280 . JSTOR  40676961 .
    • Cragg, Thomas A. (1961). "Actividad solar en 1960" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 73 (432): 198-201. Código Bibliográfico : 1961PASP ... 73..198C . doi : 10.1086 / 127655 . ISSN  0004-6280 . JSTOR  40673546 .
  26. ^ Howard, Russell A. (octubre de 2006). "Una perspectiva histórica sobre eyecciones de masa coronales" (PDF) . Erupciones solares y partículas energéticas . Serie de monografías geofísicas. 165 . Unión Geofísica Americana. pag. 7. Bibcode : 2006GMS ... 165 .... 7H . doi : 10.1029 / 165GM03 . ISBN  9781118666203.
  27. ^ Howard, Russell A. (1999). "Obituario: Guenter E. Brueckner, 1934-1998". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 31 (5): 1596. Código Bibliográfico : 1999BAAS ... 31.1596H .
  28. ↑ a b Phillips, Tony (23 de julio de 2014). "Near Miss: la súper tormenta solar de julio de 2012" . NASA . Consultado el 26 de julio de 2014 .
  29. ^ "ScienceCasts: CME clase Carrington estrechamente pierde la tierra" . YouTube.com . NASA. 28 de abril de 2014 . Consultado el 26 de julio de 2014 .
  30. ^ "SDO de la NASA ve filamento masivo en erupción en el sol" . NASA. 4 de septiembre de 2012 . Consultado el 11 de septiembre de 2012 .
  31. ^ "31 de agosto de 2012 Magnífico CME" . Centro de vuelo espacial NASA / Goddard. 31 de agosto de 2012 . Consultado el 11 de septiembre de 2012 .
  32. ^ "Cronología de alertas y advertencias de clima espacial: 1 al 16 de septiembre de 2012 (archivo)" . NOAA . Archivado desde el original el 28 de septiembre de 2012 . Consultado el 24 de septiembre de 2012 .
  33. ^ Chillymanjaro (6 de septiembre de 2012). "Los niveles de asalto geomagnético vuelven a la normalidad" . Los Vigilantes . Consultado el 11 de septiembre de 2012 .
  34. ^ Witasse, O .; Sánchez-Cano, B .; Mays, ML; Kajdič, P .; Opgenoorth, H .; et al. (14 de agosto de 2017). "Eyección de masa coronal interplanetaria observada en STEREO-A, Marte, cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko, Saturno y New Horizons en ruta a Plutón: la comparación de su Forbush disminuye a 1,4, 3,1 y 9,9 AU" . Revista de investigación geofísica: Física espacial . 122 (8): 7865–7890. Código Bib : 2017JGRA..122.7865W . doi : 10.1002 / 2017JA023884 .
  35. ^ "Seguimiento de una erupción solar a través del Sistema Solar" . SpaceDaily . 17 de agosto de 2017 . Consultado el 22 de agosto de 2017 .
  36. ^ Riley, Pete (febrero de 2012). "Sobre la probabilidad de ocurrencia de fenómenos meteorológicos espaciales extremos" . Clima espacial . Unión Geofísica Americana. 10 (2): n / a. Código bibliográfico : 2012SpWea..10.2012R . doi : 10.1029 / 2011SW000734 .
  37. ^ Korhonen, Heidi; Vida, Krisztian; Leitzinger, Martin; et al. (20 de diciembre de 2016). "A la caza de eyecciones de masa coronal estelar". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 12 : 198-203. arXiv : 1612.06643 . doi : 10.1017 / S1743921317003969 . S2CID 119459397 . 
  38. ^ a b Vida, K .; Kriskovics, L .; Oláh, K .; et al. (Mayo de 2016). "Investigación de la actividad magnética en campos magnéticos estelares muy estables. Estudio fotométrico y espectroscópico a largo plazo de la enana M4 V374 Pegasi totalmente convectiva". Astronomía y Astrofísica . 590 . A11. arXiv : 1603.00867 . Código Bib : 2016A & A ... 590A..11V . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201527925 . S2CID 119089463 . 
  39. ^ Leitzinger, M .; Odert, P .; Ribas, I .; et al. (Diciembre de 2011). "Búsqueda de indicaciones de eyecciones de masa estelar utilizando espectros FUV" . Astronomía y Astrofísica . 536 . A62. Bibcode : 2011A & A ... 536A..62L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201015985 .
  40. ^ Houdebine, ER; Foing, BH; Rodonò, M. (noviembre de 1990). "Dinámica de las llamaradas en estrellas dMe de tipo tardío: I. Eyecciones de masa de llamaradas y evolución estelar". Astronomía y Astrofísica . 238 (1–2): 249–255. Bibcode : 1990A y A ... 238..249H .
  41. ^ Leitzinger, M .; Odert, P .; Greimel, R .; et al. (Septiembre de 2014). "Una búsqueda de llamaradas y eyecciones de masa en estrellas jóvenes de tipo tardío en el cúmulo abierto Blanco-1". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 443 (1): 898–910. arXiv : 1406.2734 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.443..898L . doi : 10.1093 / mnras / stu1161 . S2CID 118587398 . 

Lectura adicional [ editar ]

Libros
  • Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard; Torsti, Jarmo (2006). Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard A .; Torsti, Jarmo (eds.). Erupciones solares y partículas energéticas . Serie de monografías geofísicas de la Unión Geofísica Estadounidense de Washington DC . Serie de monografías geofísicas. 165 . Unión Geofísica Americana. Bibcode : 2006GMS ... 165 ..... G . doi : 10.1029 / GM165 . ISBN 0-87590-430-0.
Artículos de Internet
  • Bell, Trudy E .; Phillips, Tony (6 de mayo de 2008). "Una llamarada súper solar" . Ciencia @ NASA. NASA.
  • Lavraud, Benoit; Masson, Arnaud (21 de noviembre de 2007). "Cluster captura el impacto de las CME" . Agencia Espacial Europea.
  • Morring, Frank, Jr. (14 de enero de 2013). "Gran evento solar podría devastar la red eléctrica" . Semana de la aviación y tecnología espacial .
  • Odenwald, Sten F .; Green, James L. (28 de julio de 2008). "Preparar la infraestructura de satélite para una súper tormenta solar" . Scientific American .
  • Phillips, Tony (27 de mayo de 2008). "Expulsión de masa coronal en rueda de carro" . Ciencia @ NASA. NASA.

Enlaces externos [ editar ]

  • Centro de predicción del clima espacial NOAA / NWS
  • Preguntas frecuentes sobre eyección de masa coronal
  • STEREO y SOHO observaron la tasa de CME frente al número de manchas solares (gráfico PNG) / (versión de texto)