Fenómenos solares

Los fenómenos solares son los fenómenos naturales que ocurren dentro de las atmósferas exteriores calentadas magnéticamente en el Sol . Estos fenómenos toman muchas formas, incluyendo viento solar , flujo de ondas de radio, estallidos de energía como erupciones solares , eyección de masa coronal o erupciones solares , [1] calentamiento coronal y manchas solares .

La actividad solar: NASA 's Solar Observatorio de Dinámica capturado esta imagen de la clase X1.2 llamarada solar el 14 de mayo, 2013. La muestra la imagen de luz con una longitud de onda de 304 angstroms .

Estos fenómenos aparentemente son generados por una dínamo helicoidal cerca del centro de la masa del Sol que genera fuertes campos magnéticos y una dinamo caótica cerca de la superficie que genera fluctuaciones de campo magnético más pequeñas. [2]

La suma total de todas las fluctuaciones solares se conoce como variación solar. El efecto colectivo de todas las variaciones solares dentro del campo gravitacional del Sol se conoce como clima espacial . Un componente meteorológico importante es el viento solar , una corriente de plasma liberada desde la atmósfera superior del Sol. Es responsable de las auroras , exhibiciones de luz natural en el cielo en el Ártico y la Antártida . Las perturbaciones del clima espacial pueden causar tormentas solares en la Tierra, interrumpiendo las comunicaciones, así como tormentas geomagnéticas en la magnetosfera de la Tierra y perturbaciones ionosféricas repentinas en la ionosfera . Las variaciones en la intensidad solar también afectan el clima de la Tierra. Estas variaciones pueden explicar eventos como las edades de hielo y el Gran Evento de Oxigenación , mientras que la futura expansión del Sol en un gigante rojo probablemente terminará con la vida en la Tierra.

La actividad solar y los eventos relacionados se han registrado desde el siglo VIII a. C. Los babilonios inscribieron y posiblemente predijeron eclipses solares , mientras que el informe más antiguo existente de manchas solares se remonta al Libro chino de los cambios , c.   800 a . C. [3] La primera descripción existente de la corona solar fue en 968, mientras que el primer dibujo de manchas solares fue en 1128 y una prominencia solar se describió en 1185 en la Crónica rusa de Novgorod . La invención del telescopio permitió importantes avances en la comprensión, permitiendo las primeras observaciones detalladas en el siglo XVII. La espectroscopia solar comenzó en el siglo XIX, a partir de la cual se pudieron determinar las propiedades de la atmósfera solar, mientras que la creación de la daguerrotipia condujo a las primeras fotografías solares el 2 de abril de 1845. La fotografía ayudó al estudio de las prominencias solares, granulación y espectroscopia. A principios del siglo XX, aumentó el interés por la astrofísica en Estados Unidos. Se construyeron varios observatorios nuevos con telescopios solares en todo el mundo. La invención de 1931 del coronógrafo permitió estudiar la corona a plena luz del día.

Imagen en falso color del Sol que muestra su turbulenta superficie. (crédito: NASA - SDO )

El Sol es una estrella ubicada en el centro del Sistema Solar . Es casi perfectamente esférico y consta de plasma caliente y campos magnéticos . [4] [5] Tiene un diámetro de aproximadamente 1.392.684 kilómetros (865.374 millas), [6] alrededor de 109 veces el de la Tierra , y su masa (1.989 × 10 30 kilogramos, aproximadamente 330,000 veces la de la Tierra) representa alrededor de 99.86 % de la masa total del Sistema Solar. [7] Químicamente, alrededor de las tres cuartas partes de la masa del Sol consiste en hidrógeno , mientras que el resto es principalmente helio . El 1,69% restante (equivalente a 5.600 veces la masa de la Tierra) se compone de elementos más pesados, incluidos oxígeno , carbono , neón y hierro . [8]

El Sol se formó hace unos 4.567 millones [a] [9] años a partir del colapso gravitacional de una región dentro de una gran nube molecular . La mayor parte de la materia se reunió en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en órbita que se convirtió en el equilibrio del Sistema Solar . La masa central se volvió cada vez más caliente y densa, iniciando finalmente la fusión termonuclear en su núcleo.

El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V) basada en la clase espectral y se le designa informalmente como una enana amarilla porque su radiación visible es más intensa en la porción amarillo-verde del espectro . En realidad, es blanco, pero desde la superficie de la Tierra parece amarillo debido a la dispersión atmosférica de luz azul. [10] En la etiqueta de clase espectral, G2 indica su temperatura superficial , de aproximadamente 5778 K (5.505 ° C (9.941 ° F)) y V indica que el Sol, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de secuencia principal y , por lo tanto, genera su energía a través de la fusión de hidrógeno en helio. En su núcleo, el Sol fusiona alrededor de 620 millones de toneladas métricas de hidrógeno por segundo. [11] [12]

La distancia media de la Tierra al Sol es de aproximadamente 1 unidad astronómica (alrededor de 150.000.000 km; 93.000.000 millas), aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve del perihelio en enero al afelio en julio. [13] A esta distancia promedio, la luz viaja del Sol a la Tierra en aproximadamente 8 minutos, 19 segundos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida [b] en la Tierra mediante la fotosíntesis , [14] e impulsa el clima y el tiempo de la Tierra. [15] Tan recientemente como en el siglo XIX, los científicos tenían poco conocimiento de la composición física y la fuente de energía del Sol. Esta comprensión aún se está desarrollando; una serie de anomalías actuales en el comportamiento del Sol siguen sin explicación.

Predicción del ciclo de las manchas solares

Muchos fenómenos solares cambian periódicamente durante un intervalo promedio de aproximadamente 11 años. Este ciclo solar afecta la irradiación solar e influye en el clima espacial, el clima terrestre y el clima .

El ciclo solar también modula el flujo de radiación solar de longitud de onda corta, desde el ultravioleta hasta los rayos X, e influye en la frecuencia de las erupciones solares , las eyecciones de masa coronal y otros fenómenos eruptivos solares.

Eyección de masa coronal

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Un video de la serie de eyecciones de masa coronal en agosto de 2010

Una eyección de masa coronal (CME) es una explosión masiva de viento solar y campos magnéticos que se elevan por encima de la corona solar . [16] Cerca de los máximos solares , el Sol produce alrededor de tres CME cada día, mientras que los mínimos solares presentan alrededor de una cada cinco días. [17] Las CME, junto con las erupciones solares de otro origen, pueden interrumpir las transmisiones de radio y dañar los satélites y las instalaciones de las líneas de transmisión eléctrica , lo que resulta en cortes de energía potencialmente masivos y duraderos . [18] [19]

Las eyecciones de masa coronal a menudo aparecen con otras formas de actividad solar, sobre todo las erupciones solares , pero no se ha establecido una relación causal. La mayoría de los brotes débiles no tienen CME; los más poderosos lo hacen. La mayoría de las eyecciones se originan en regiones activas en la superficie del Sol, como agrupaciones de manchas solares asociadas con llamaradas frecuentes. Otras formas de actividad solar frecuentemente asociadas con eyecciones de masa coronal son prominencias eruptivas, oscurecimiento coronal, ondas coronales y ondas de Moreton , también llamadas tsunamis solares.

La reconexión magnética es responsable de CME y llamaradas solares . La reconexión magnética es el nombre que se le da a la reordenación de las líneas del campo magnético cuando se unen dos campos magnéticos dirigidos de manera opuesta. Esta reordenación va acompañada de una liberación repentina de energía almacenada en los campos originales dirigidos de manera opuesta. [20] [21]

Cuando una CME impacta la magnetosfera de la Tierra, deforma temporalmente el campo magnético de la Tierra , cambiando la dirección de las agujas de la brújula e induciendo grandes corrientes eléctricas de tierra en la Tierra misma; esto se llama tormenta geomagnética y es un fenómeno global. Los impactos de CME pueden inducir la reconexión magnética en la cola magnética de la Tierra (el lado de medianoche de la magnetosfera); esto lanza protones y electrones hacia la atmósfera de la Tierra, donde forman la aurora .

Diámetro

Los datos, en su mayoría del instrumento Michelson Doppler Imager en SOHO , muestran cambios en el diámetro solar de aproximadamente 0,001%, mucho menos que el efecto de los cambios de actividad magnética. [22]

Llamaradas

Una llamarada solar es un destello repentino de brillo observado sobre la superficie del Sol o la rama solar , que se interpreta como una liberación de energía de hasta 6 × 10 25 julios (aproximadamente una sexta parte de la producción total de energía del Sol cada segundo o 160 mil millones de megatones). de TNT equivalente, más de 25.000 veces más energía que libera del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter). Puede ir seguido de una eyección de masa coronal . [23] La llamarada expulsa nubes de electrones, iones y átomos a través de la corona al espacio. Estas nubes suelen llegar a la Tierra uno o dos días después del evento. [24] Fenómenos similares en otras estrellas se conocen como llamaradas estelares.

Las erupciones solares influyen fuertemente en el clima espacial cerca de la Tierra. Pueden producir corrientes de partículas altamente energéticas en el viento solar, conocido como evento de protones solares . Estas partículas pueden impactar la magnetosfera de la Tierra en forma de tormenta geomagnética y presentar peligros de radiación para las naves espaciales y los astronautas.

  • Una llamarada solar

  • El 31 de agosto de 2012, una larga prominencia / filamento de material solar que había estado flotando en la atmósfera del Sol, la corona, estalló en el espacio a las 4:36 pm EDT.

  • Diagrama de la estructura del campo magnético de una erupción solar y su origen, que se infiere como resultado de la deformación de dicha estructura magnética que une el interior solar con la atmósfera solar a través de la corona .

  • Una imagen 2D completa tomada por STEREO (alta resolución)

Irradiancia

La irradiancia es la potencia por unidad de área producida por el Sol en forma de radiación electromagnética. La irradiancia puede medirse en el espacio o en la superficie de la Tierra después de la absorción y dispersión atmosférica. La irradiancia solar total (TSI) es una medida de la potencia radiativa solar por unidad de área normal a los rayos que inciden en la atmósfera superior de la Tierra. La constante solar es una medida convencional de TSI medio a una distancia de una unidad astronómica (UA).

La insolación es una función de la distancia al Sol, el ciclo solar y los cambios entre ciclos. [25] La irradiancia en la Tierra es más intensa en los puntos directamente enfrentados (normales) al Sol.

Evento de protones

Las partículas solares interactúan con la magnetosfera de la Tierra . Tamaños no a escala.

Un evento solar de protones (SPE), o "tormenta de protones", ocurre cuando las partículas (principalmente protones) emitidas por el Sol se aceleran cerca del Sol durante una llamarada o en el espacio interplanetario por choques CME. Los eventos pueden incluir otros núcleos como iones helio e iones HZE . Estas partículas provocan múltiples efectos. Pueden penetrar el campo magnético de la Tierra y causar ionización en la ionosfera . El efecto es similar a los eventos aurorales, excepto que están involucrados protones en lugar de electrones. Los protones energéticos son un peligro de radiación significativo para las naves espaciales y los astronautas. [26] Los protones energéticos pueden llegar a la Tierra dentro de los 30 minutos posteriores al pico de una llamarada importante.

Prominencias y filamentos

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Un videoclip de una prominencia solar en erupción, una CME.

Una prominencia es una característica grande, brillante y gaseosa que se extiende hacia afuera desde la superficie del Sol , a menudo en forma de bucle . Las prominencias están ancladas a la superficie del Sol en la fotosfera y se extienden hacia afuera en la corona. Mientras que la corona consiste en plasma de alta temperatura , que no emite mucha luz visible , las prominencias contienen plasma mucho más frío, similar en composición al de la cromosfera .

El plasma de prominencia suele ser cien veces más frío y denso que el plasma coronal. Se forma una prominencia en escalas de tiempo de aproximadamente un día terrestre y puede persistir durante semanas o meses. Algunas prominencias se rompen y forman CME.

Una prominencia típica se extiende a lo largo de muchos miles de kilómetros; el más grande registrado se estimó en más de 800.000 kilómetros (500.000 millas) de largo [27]  , aproximadamente el radio solar.

Cuando una prominencia se ve contra el Sol en lugar del espacio, parece más oscura que el fondo. Esta formación se llama filamento solar. [27] Es posible que una proyección sea tanto un filamento como una prominencia. Algunas prominencias son tan poderosas que expulsan materia a velocidades que van desde 600 km / sa más de 1000 km / s. Otras prominencias forman enormes bucles o columnas arqueadas de gases incandescentes sobre manchas solares que pueden alcanzar alturas de cientos de miles de kilómetros. [28]

Manchas solares

Las manchas solares son áreas relativamente oscuras en la 'superficie' radiante del Sol ( fotosfera ) donde la intensa actividad magnética inhibe la convección y enfría la fotosfera . Las fáculas son áreas ligeramente más brillantes que se forman alrededor de los grupos de manchas solares a medida que se restablece el flujo de energía a la fotosfera y tanto el flujo normal como la energía bloqueada por las manchas solares elevan la temperatura de la 'superficie' radiante. Los científicos comenzaron a especular sobre las posibles relaciones entre las manchas solares y la luminosidad solar en el siglo XVII. [29] [30] Las disminuciones de la luminosidad causadas por las manchas solares (generalmente <- 0.3%) están correlacionadas con aumentos (generalmente <+ 0.05%) causados ​​tanto por fáculas que están asociadas con regiones activas como por la 'red brillante' magnéticamente activa. [31]

El efecto neto durante los períodos de mayor actividad magnética solar es una mayor producción solar radiante porque las fáculas son más grandes y persisten más que las manchas solares. Por el contrario, los períodos de menor actividad magnética solar y menos manchas solares (como el Mínimo de Maunder ) pueden correlacionarse con períodos de menor irradiancia. [32]

La actividad de las manchas solares se ha medido utilizando el número de Wolf durante unos 300 años. Este índice (también conocido como el número de Zürich) utiliza tanto el número de manchas solares como el número de grupos de manchas solares para compensar las variaciones de medición. Un estudio de 2003 encontró que las manchas solares habían sido más frecuentes desde la década de 1940 que en los 1150 años anteriores. [33]

Las manchas solares suelen aparecer como pares con polaridad magnética opuesta. [34] Las observaciones detalladas revelan patrones, en mínimos y máximos anuales y en ubicación relativa. A medida que avanza cada ciclo, la latitud de las manchas disminuye, de 30 a 45 ° a alrededor de 7 ° después del máximo solar . Este cambio de latitud sigue la ley de Spörer .

Para que una mancha solar sea visible para el ojo humano, debe tener unos 50.000 km de diámetro, cubriendo 2.000.000.000 de kilómetros cuadrados (770.000.000 millas cuadradas) o 700 millonésimas del área visible. En ciclos recientes, aproximadamente 100 manchas solares o grupos compactos de manchas solares son visibles desde la Tierra. [c] [35]

Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven y pueden viajar a unos cientos de metros por segundo cuando aparecen por primera vez.

  • La ley de Spörer señaló que al comienzo de un ciclo de manchas solares de 11 años, las manchas aparecieron primero en latitudes más altas y luego en latitudes progresivamente más bajas.

  • Un informe del Daily Mail caracterizó a la mancha solar 1302 como un "gigante" que desencadenaba enormes erupciones solares.

  • Detalle de la superficie del Sol, fotografía analógica con un Refractor de 4 ", filtro de vidrio amarillo y filtro de lámina ND 4, Observatorio Großhadern , Munich

  • Vista detallada de la mancha solar, 13 de diciembre de 2006

Viento

Esquema de la magnetosfera de la Tierra . El viento solar fluye de izquierda a derecha.
Simulación del campo magnético de la Tierra en interacción con el campo magnético interplanetario (solar) que ilustra los cambios dinámicos del campo magnético global en el curso de una perturbación: una compresión temporal de la magnetosfera por un flujo mejorado del viento solar es seguida por un estiramiento hacia la cola. de las líneas de campo.

El viento solar es una corriente de plasma liberada desde la atmósfera superior del Sol . Consiste principalmente en electrones y protones con energías generalmente entre 1,5 y 10 keV . La corriente de partículas varía en densidad, temperatura y velocidad con el tiempo y la longitud solar. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía.

El viento solar se divide en viento solar lento y viento solar rápido. El viento solar lento tiene una velocidad de unos 400 kilómetros por segundo (250 mi / s), una temperatura de 2 × 10 5  K y una composición que se asemeja mucho a la corona. El viento solar rápido tiene una velocidad típica de 750 km / s, una temperatura de 8 × 10 5  K y casi coincide con la de la fotosfera. [36] [37] El viento solar lento es dos veces más denso y más variable en intensidad que el viento solar rápido. El viento lento tiene una estructura más compleja, con regiones turbulentas y organización a gran escala. [38] [39]

Tanto el viento solar rápido como el lento pueden ser interrumpidos por grandes ráfagas de plasma de rápido movimiento llamadas CME interplanetarias o ICMEs. Causan ondas de choque en el plasma delgado de la heliosfera , generando ondas electromagnéticas y acelerando partículas (principalmente protones y electrones) para formar lluvias de radiación ionizante que preceden a la CME.

Clima espacial

Un ejemplo de clima espacial: la aurora australis en la Tierra 's atmósfera observada por transbordador espacial Descubrimiento , mayo de 1991

El clima espacial es la condición ambiental dentro del Sistema Solar, incluido el viento solar . Se estudia especialmente en los alrededores de la Tierra, incluidas las condiciones desde la magnetosfera hasta la ionosfera y la termosfera . El clima espacial es distinto del clima terrestre de la troposfera y la estratosfera . El término no se utilizó hasta la década de 1990. Antes de ese momento, estos fenómenos se consideraban parte de la física o la aeronomía .

Tormentas solares

Las tormentas solares son causadas por perturbaciones en el Sol, con mayor frecuencia nubes coronales asociadas con CME de llamaradas solares que emanan de regiones activas de manchas solares o, con menor frecuencia, de agujeros coronales . El Sol puede producir tormentas geomagnéticas y de protones intensas capaces de provocar cortes de energía , interrupciones o apagones de comunicaciones (incluidos los sistemas GPS ) y desactivación temporal / permanente de satélites y otras tecnologías espaciales. Las tormentas solares pueden ser peligrosas para la aviación de gran altitud y latitud y para los vuelos espaciales tripulados . [40] Las tormentas geomagnéticas causan auroras. [41]

La tormenta solar más importante conocida ocurrió en septiembre de 1859 y se conoce como el evento Carrington . [42] [43]

Aurora

Una aurora es una exhibición de luz natural en el cielo, especialmente en las regiones de latitudes altas ( Ártico y Antártico ), en forma de un gran círculo alrededor del polo. Es causado por la colisión del viento solar y partículas magnetosféricas cargadas con la atmósfera de gran altitud ( termosfera ).

La mayoría de las auroras ocurren en una banda conocida como la zona auroral , [44] [45] que típicamente tiene una latitud de 3 ° a 6 ° de ancho y se observa a 10 ° a 20 ° de los polos geomagnéticos en todas las longitudes, pero a menudo más vívidamente alrededor los equinoccios de primavera y otoño . Las partículas cargadas y el viento solar son dirigidos a la atmósfera por la magnetosfera de la Tierra. Una tormenta geomagnética expande la zona de las auroras a latitudes más bajas.

Las auroras están asociadas con el viento solar. El campo magnético de la Tierra atrapa sus partículas, muchas de las cuales viajan hacia los polos donde se aceleran hacia la Tierra. Las colisiones entre estos iones y la atmósfera liberan energía en forma de auroras que aparecen en grandes círculos alrededor de los polos. Las auroras son más frecuentes y brillantes durante la fase intensa del ciclo solar cuando las CME aumentan la intensidad del viento solar. [46]

Tormenta geomagnética

Una tormenta geomagnética es una perturbación temporal de la magnetosfera de la Tierra causada por una onda de choque del viento solar y / o una nube de campo magnético que interactúa con el campo magnético de la Tierra . El aumento de la presión del viento solar comprime la magnetosfera y el campo magnético del viento solar interactúa con el campo magnético de la Tierra para transferir una mayor energía a la magnetosfera. Ambas interacciones aumentan el movimiento del plasma a través de la magnetosfera (impulsado por campos eléctricos aumentados) y aumentan la corriente eléctrica en la magnetosfera y la ionosfera. [47]

La perturbación en el medio interplanetario que impulsa una tormenta puede deberse a una CME o una corriente de alta velocidad (región de interacción co-rotante o CIR) [48] del viento solar que se origina en una región de campo magnético débil en la superficie solar. La frecuencia de las tormentas geomagnéticas aumenta y disminuye con el ciclo de las manchas solares . Las tormentas impulsadas por CME son más comunes durante el máximo solar del ciclo solar, mientras que las tormentas impulsadas por CIR son más comunes durante el mínimo solar.

Varios fenómenos meteorológicos espaciales están asociados con las tormentas geomagnéticas. Estos incluyen eventos de partículas energéticas solares (SEP), corrientes inducidas geomagnéticamente (GIC), perturbaciones ionosféricas que causan centelleo de radio y radar , interrupción de la navegación de la brújula y exhibiciones de auroras en latitudes mucho más bajas de lo normal. Una tormenta geomagnética de 1989 energizó corrientes terrestres inducidas que interrumpieron la distribución de energía eléctrica en la mayor parte de la provincia de Quebec [49] y causaron auroras tan al sur como Texas . [50]

Perturbación ionosférica repentina

Una perturbación ionosférica repentina (SID) es una densidad de ionización / plasma anormalmente alta en la región D de la ionosfera causada por una erupción solar. El SID da como resultado un aumento repentino en la absorción de ondas de radio que es más severo en los rangos de frecuencia media superior (MF) y frecuencia alta más baja (HF) y, como resultado, a menudo interrumpe o interfiere con los sistemas de telecomunicaciones . [51]

Corrientes inducidas geomagnéticamente

Las corrientes inducidas geomagnéticamente son una manifestación a nivel del suelo del clima espacial, que afectan el funcionamiento normal de los sistemas de conductores eléctricos largos. Durante los fenómenos meteorológicos espaciales, las corrientes eléctricas en la magnetosfera y la ionosfera experimentan grandes variaciones, que se manifiestan también en el campo magnético de la Tierra. Estas variaciones inducen corrientes (GIC) en conductores terrestres. Las redes de transmisión eléctrica y las tuberías enterradas son ejemplos comunes de tales sistemas conductores. GIC puede causar problemas tales como una mayor corrosión del acero de las tuberías y transformadores de potencia de alto voltaje dañados.

Carbono-14

Registro de manchas solares (azul) con 14 C (invertido).

La producción de carbono-14 (radiocarbono: 14 C) está relacionada con la actividad solar. El carbono 14 se produce en la atmósfera superior cuando el bombardeo de rayos cósmicos de nitrógeno atmosférico ( 14 N) induce al nitrógeno a sufrir una desintegración β + , transformándose así en un isótopo inusual de carbono con un peso atómico de 14 en lugar del más común 12. Debido a que los rayos cósmicos galácticos están parcialmente excluidos del Sistema Solar por el barrido hacia afuera de los campos magnéticos en el viento solar, el aumento de la actividad solar reduce la producción de 14 C. [52]

La concentración atmosférica de 14 C es más baja durante los máximos solares y más alta durante los mínimos solares. Midiendo el 14 C capturado en la madera y contando los anillos de los árboles, se puede medir y fechar la producción de radiocarbono en relación con la madera reciente. Una reconstrucción de los últimos 10.000 años muestra que la producción de 14 C fue mucho mayor durante el Holoceno medio hace 7.000 años y disminuyó hasta hace 1.000 años. Además de las variaciones en la actividad solar, las tendencias a largo plazo en la producción de carbono 14 están influenciadas por cambios en el campo geomagnético de la Tierra y por cambios en el ciclo del carbono dentro de la biosfera (particularmente aquellos asociados con cambios en la extensión de la vegetación entre edades de hielo ). [ cita requerida ]

Clima

Si bien la actividad solar ha sido uno de los principales impulsores del cambio climático a lo largo del tiempo geológico, su papel en el calentamiento que comenzó en el siglo XX no parece haber sido significativo. [53]

La actividad solar y los eventos relacionados se han registrado regularmente desde la época de los babilonios . Los primeros registros describían eclipses solares, la corona y las manchas solares.

Ilustración de manchas solares dibujada por el erudito jesuita alemán del siglo XVII Athanasius Kircher

Poco después de la invención de los telescopios, a principios del siglo XVII, los astrónomos comenzaron a observar el Sol. Thomas Harriot fue el primero en observar manchas solares, en 1610. Los observadores confirmaron las manchas solares y las auroras menos frecuentes durante el mínimo de Maunder. [54]

La espectrometría solar comenzó en 1817. [55] Rudolf Wolf recopiló observaciones de manchas solares desde el ciclo 1755-1766. Estableció una formulación relativa del número de manchas solares (el número de manchas solares de Wolf o Zürich ) que se convirtió en la medida estándar. Alrededor de 1852, Sabine, Wolf, Gautier y von Lamont encontraron de forma independiente un vínculo entre el ciclo solar y la actividad geomagnética. [55]

El 2 de abril de 1845, Fizeau y Foucault fotografiaron por primera vez el Sol. La fotografía ayudó en el estudio de prominencias solares, granulación , espectroscopia y eclipses solares. [55]

El 1 de septiembre de 1859, Richard C. Carrington y por separado R. Hodgson observaron por primera vez una llamarada solar. [55] Carrington y Gustav Spörer descubrieron que el Sol exhibe una rotación diferencial y que la capa exterior debe ser fluida. [55]

En 1907-08, George Ellery Hale descubrió el ciclo magnético del Sol y la naturaleza magnética de las manchas solares. Más tarde, Hale y sus colegas dedujeron las leyes de polaridad de Hale que describían su campo magnético. [55]

La invención del coronógrafo de Bernard Lyot en 1931  permitió estudiar la corona a plena luz del día. [55]

El Sol fue, hasta la década de 1990, la única estrella cuya superficie se había resuelto. [56] Otros logros importantes incluyeron la comprensión de: [57]

  • Bucles de emisión de rayos X ( p . Ej. , Por Yohkoh )
  • Corona y viento solar ( por ejemplo , por SoHO )
  • Varianza del brillo solar con el nivel de actividad y verificación de este efecto en otras estrellas de tipo solar ( por ejemplo , por ACRIM )
  • El intenso estado de fibrillas de los campos magnéticos en la superficie visible de una estrella como el Sol ( p . Ej. , Por Hinode )
  • La presencia de campos magnéticos de 0,5 × 10 5 a 1 × 10 5 gauss en la base de la zona conductora, presumiblemente en alguna forma de fibrillas, se infiere de la dinámica de los haces de flujo azimutal ascendentes.
  • Emisión de neutrinos de electrones de bajo nivel desde el núcleo del Sol. [57]

A finales del siglo XX, los satélites comenzaron a observar el Sol, proporcionando muchos conocimientos. Por ejemplo, la modulación de la luminosidad solar por regiones magnéticamente activas fue confirmada por mediciones satelitales de irradiancia solar total (TSI) por el experimento ACRIM1 en la Misión Solar Máxima (lanzada en 1980). [31]

  • Atribución del cambio climático reciente (sección Actividad solar )
  • Cambio climático (sección Salida solar )
  • Calentamiento global (sección Actividad solar )
  • Lista de artículos relacionados con el sol
  • Esquema de la astronomía
  • Variación solar

  1. ^ Todos los números de este artículo son de escala corta. Mil millones es 10 9 , o 1.000.000.000.
  2. ^ Las comunidades de respiraderos hidrotermales viven tan profundamente bajo el mar que no tienen acceso a la luz solar. En cambio, las bacterias utilizan compuestos de azufre como fuente de energía, a través de la quimiosíntesis .
  3. ^ Esto se basa en la hipótesis de que el ojo humano promedio puede tener una resolución de 3,3 × 10 −4 radianes o 70 segundos de arco, con una dilatación máxima de la pupila de 1,5 milímetros (0,059 pulgadas) en una luz relativamente brillante. [35]

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  • Datos recientes de irradiancia solar total actualizados todos los lunes
  • Datos meteorológicos espaciales más recientes  : del Centro de análisis de datos de influencias solares (Bélgica)
  • Últimas imágenes del Observatorio Solar Big Bear (California)
  • Las últimas imágenes de SOHO  : del Observatorio Solar y Heliosférico de la ESA / NASA
  • Mapa de regiones solares activas : de la estación astronómica de la montaña Kislovodsk