Heliofísica

Coordinador de la Seccion de Heliofisica : Jose Padilla .

26/02/2017

Clasificacion Espectral

Formacion y evolución estelar

A modo de introducción muy breve, imagina una explosión. Todos hemos visto una, al menos en televisión. Gran estruendo, bola de fuego, humo y caos. En unos minutos todo queda despejado con el consiguiente desastre. Ahora imagina una explosión un poco mayor…bueno, varios ordenes de magnitud mayor. Una nube de gas estelar que poco a poco y debido a las interacciones gravitatorias se va contrayendo. Llegado el momento crítico se alcanza la suficiente masa para que todo ese gas, Hidrogeno en su mayoría, se caliente debido a la presión y alcance los 106K y entonces explota. Bueno, decir que explota es simplificar en exceso el proceso, pero me permitiréis que para ilustrar el asunto use el termino explosión, ya que en realidad una estrella es una explosión inmensa contenida por la gravedad. Dentro de la estrella se equilibran tanto la fuerza de toda la energía radiante de la fusión, como toda la masa que sostiene la explosión y la conserva dentro de la estrella. Un equilibrio dinámico que varía durante la vida de cada estrella conforme va quemando el combustible.

La masa de la estrella es por tanto la que determina la presión en el núcleo estelar, lo cual determina la temperatura del núcleo y por tanto la velocidad de fusión nuclear. Las estrellas más masivas son más calientes, consumen el combustible más rápido y por tanto tienen vidas más cortas. Dependiendo de la masa inicial de la estrella, esta tendrá un destino u otro

star-lifefuente: NASA

Diagrama HR

El Diagrama de Hertzsprung-Russell es una excelente visualización tanto de la evolución estelar como de los distintos tipos de estrellas. Un diagrama típico tiene esta pinta

HRDiagram.png

Fuente: Wikipedia commons

En el eje X se representa la temperatura; en este caso se completa con la clase espectral del sistema MK y el color en el sistema B-V.

En el eje Y se representa la luminosidad. Se puede completar como en este caso con la magnitud absoluta

A primera vista se puede observar como existen varias poblaciones estelares mas o menos claramente separadas. En la diagonal central se situan las estrellas de la secuencia principal, que es donde esta nuestro Sol y que se corresponde con la relación que tiene la masa de la estrella con su luminosidad. Hay otras poblaciones estelares que se corresponden con otros tantos tipos:

hrgenericsml a la espera de copyright.jpg

© CSIRO

Podemos ver como para estrellas con la misma temperatura puede haber gran diferencia en luminosidad. Por ejemplo entre la estrella de Barnard y Betelgeuse, ambas con una temperatura superficial de aproximadamente 4000K, pero con una luminosidad de mil veces menos que el sol para la primera y de diez mil veces mas para la segunda.

Esto se debe a que la luminosidad de una estrella depende principalmente de su tamaño: a mayor tamaño mayor superficie de emisión y por tanto mas luminosidad. Una cosa es la luminosidad de la estrella y otra en que longitud de onda emita principalmente. Una estrella roja no tiene por qué brillar menos que una azul.

Las estrellas en secuencia principal se mantienen en su zona durante la mayor parte de su vida y cuando agotan el combustible pueden pasar a otras regiones del diagrama. Por supuesto hay estrellas en cada región que están ahí porque son así en su secuencia principal, sobre todo las estrellas que están en la región superior izquierda. Cuando las estrellas de secuencia principal llegan al final de su vida evolucionan según su tamaño. Achemar, estrella de tipo B (y las tipo O y A) muy probablemente acabara como una supernova y agujero negro o estrella de neutrones, pasando momentáneamente a la región superior izquierda. Las estrellas en la región media pasaran a la zona superior central e izquierda, muchas de ellas a través de la zona de inestabilidad, donde están las Cefeidas, W Virginis y Liridas, estrellas que se usan en astronomía para calibrar distancias debido a que sus pulsaciones dependen de la distancia. Nuestro sol se convertirá en una gigante roja y pasara hacia la zona superior derecha antes de convertirse en una enana blanca, en la zona inferior

Como podeis ver, el diagrama H-R puede usarse para comprobar la clase de estrellas de una región del cielo o hacer una estimación del comportamiento general de las estrellas. Por supuesto se puede hacer un diagrama específico de una región concreta y de esa manera evaluar las características de las estrellas de esa región. No todos los diagramas H-R son iguales, pero el de arriba es un diagrama general obtenido a partir de datos reales del cielo de 23000 estrellas de los catálogos Hipparcos y Gliese y  que es válida para establecer la evolución estelar general

Clasificacion espectral de Morgan-Keenan

El sistema MK de clasificación fue creado por W.W. Morgan y P.C. Keenan en 1943. Es un sistema que usa solo las características observables en el espectro para la clasificación estelar. Además es un sistema bidimensional: usa una componente para la temperatura y otro para la luminosidad. También  se han añadido alguna dimensión más para describir características especiales de algunas estrellas

La clasificación espectral es una herramienta que examina solo la luz emitida por la fotosfera de la estrella. El plasma bajo ella, desde el núcleo hasta la superficie crea un espectro continuo de cuerpo negro que emite a una específica temperatura. Esto determina el perfil de flujo de una estrella. Los tipos O y B irradian en el UV; F y G irradian en el visible; las K y M lo hacen en el IR. El tipo espectral se corresponde con la temperatura efectiva de la estrella, que es la temperatura del cuerpo negro que coincide con su flujo de radiación por unidad de área. O lo que es lo mismo: la temperatura del cuerpo negro cuyo perfil se ajusta mejor a la forma y emisión del flujo observado

bbody

©2014 Bruce MacEvoy

La parte superior de la fotosfera se enfría al radiar energía al espacio, lo que permite que absorba algo de la luz del interior de la estrella. En el proceso de absorción, un fotón con determinada energía (frecuencia) incrementa el orbital de energía de un electrón de un átomo o molécula. Este electrón retorna a su orbital original emitiendo un fotón de energía menor al primero (a menor frecuencia). Cada elemento tiene su espectro de absorción en un espectro estelar, que se mostrara como un canal o muesca en un perfil de flujo continuo

specprf.gif

©2014 Bruce MacEvoy

Si la temperatura de la fotosfera es menor, puede absorber más energía gracias a la diferencia de temperatura y se mostraran más características de absorción. Esta absorción aumentada oscurece el perfil de flujo, especialmente en estrellas muy brillantes y estrellas con alta metalicidad (en astronomía la metalicidad es la presencia d cualquier elemento más pesado que el He). Las líneas de H son más fuertes en las estrellas tipo A0. Na y Ca son importantes en las estrellas G. Moléculas diatómicas incluyendo moléculas orgánicas van apareciendo al disminuir la temperatura hasta las enanas marrones, donde pueden aparecer H2O y CH4

abunds.gif

©2014 Bruce MacEvoy

Tipos espectrales M-K

Símbolo Nombre Temperatura

Superficial

Tono Masa

(M)

Radio

(R)

Vida
W Wolf-Rayet ≥ 25000 K ≥ 20 10–15 W5 = 2.0×105
O Súper masiva ≥ 30000 K 18–~150 ≥ 6.6 O5 = 3.6×105
B Masiva 10000–30000 K 2.9–18 1.8–6.6 B5 = 7.2×107
A grande 7300–10000 K 1.6–2.9 1.4–1.8 A5 = 1.1×109
F solar 6000–7300 K 1.05–1.60 1.15–1.4 F5 = 3.5×109
G solar 5300–6000 K 0.8–1.05 0.96–1.15 G5 = 1.5×1010
K solar 3800–5300 K 0.5–0.8 0.7–0.96 K5 = 5.3×1010
M sub solar 2500–3800 K 0.07–0.5 ≤ 0.7 M5 = 1.9×1011
C Estrella de C 2400–3200 K ≤ 1.1 220–550 .
S sub carbono 2400–3500 K ≤ 0.8 ≤ 0.7 .
L Enana marron

caliente

1300–2100 K 0.075–0.45 ≤ 0.2 .
T Enana marron

fria

600–1300 K 0.012–0.075 ≤ 0.2 .
Y Gigante

gaseoso

< 600 K . ≤ 0.012 ≤ 0.15 .
D degenerada;
enana blanca
≤ 100,000+ K 0.17–1.3 0.008–0.02 .
Q Nova . .
P Nebulosa

planetaria

.
©2014 Bruce MacEvoy

O:

Emisión intensa en UV, con He I y He II ausentes o débiles (neutral e ionizado). Fuertes líneas de Balmer (H ionizado) que se vuelven débiles en tipos jóvenes a altas temperaturas. Líneas de N IV and N III (N triple o doblemente ionizado) y Si III (doble ionización) visible pero débil. La clasificación se basa en la intensidad de la línea de N IV (λ4058) (O2 to O3.5) y la ratio He II (λ4200)/He I (λ4026) (1.0 = O6), He II (λ4541)/He I (λ4471) (1.0 = O7), y He II (λ4541) = Si III (λ4552) (1.0 = O9.7)

Ejemplos: zeta Orionis (O9Ib), zeta Puppis (O5), iota Orionis (O9III)

Espectro de una estrella O6V

hd42088-o6v

B:

Intensas líneas de He I (He neutro) y líneas de Balmer, Si I y Si II, O I (O neutral) y Mg I (Mg neutral). Clasificación basada en la ausencia de He II en azul violeta, debilitamiento de He I y fortalecimiento de líneas de H de Balmer, la ratio S IV/S III (1.0 = B0.7) y fortalecimiento de Mg II (λ4481).

Ejemplos: beta Orionis (B8Ia), tau Scorpii (B0V), alpha Virginis (B1III), alpha Leonis (B7V)

Espectro de una estrella B6V

hd90994-b6v

A:

Líneas de Balmer de H muy intensas. Desaparición de las líneas de He. Muchos metales neutros (Fe I, Mg I, Ca I) aunque el espectro está dominado por las series del  H. La clasificación se basa en la intensidad de las líneas de Balmer de H, la intensificación de la línea de Ca II K (λ3934), y otros metales. Estas estrellas tienen muchas peculiaridades superficiales con sobre o infraabundancia de elementos metálicos; muchas tienen además cortos periodos de rotación

Ejemplos: alpha Canis Majoris (A1V), beta Aurigae (A5V), alpha Ophiuchi (A5III), eta Leonis (A5Ib)

Espectro de una estrella A5II

hd34578-a5ii

F:

Líneas de Balmer de H intensas que se van debilitando a la vez que se intensifican las de metales (Ca I, Fe I, Cr I), con la aparición de moléculas (CH ~λ4300) (en las F4). La transición de estrellas A a las G comprende el paso de superficies estelares laminares y radiadores a fotosferas mezcladas y convectivas, con fuertes campos magnéticos y menores velocidades rotacionales.

Ejemplos: alpha Canis Minoris (F5IV), alpha Persei (F5Ib), alpha Hydri (F0V), pi3 Orionis (F6V)

Espectro de una estrella F6V

hd173667-f6v

G:

Líneas de Balmer de H más débiles y líneas de metales más fuertes, además de la banda G de CH; ahora predominan átomos metálicos neutros e iones. La clasificación se basa en la ratio de líneas de metales neutros con H : Ca I (λ4226)/Hδ y Fe I (λ4046)/Hδ, o entre ellos. Cr I (λ4254)/Fe I (λ4271). La luminosidad se evalúa por la ratio Sr II (λ4077)/Fe I (λ4046), fortalecimiento de las líneas CN, y debilitamiento de Ca II H y K.

Ejemplos: alpha Aurigae (G5III), iota Persei (G0V), tau Cetii (G8V), epsilon Geminorum (G8Ib)

Espectro de una estrella G5IV

hd161797-g5iv

K:

Intensas líneas de metales neutros. La Banda G de CH tiene su máximo en las K2 y luego va reduciéndose. La luminosidad se evalúa por el ensanchamiento de las líneas de Ca II H y K , en las líneas de MgH y TiO en λ4770, y en la ratio Sr II/Fe I. Características en IR sobre 1 µM (> λ10000) son las más importantes, particularmente las bandas moleculares de CO

Ejemplos: epsilon Pegasi (K2Ib), alpha Bootis (K1III), gamma Draconis (K5III)

Espectro de una estrella K5III

hd141992-k5iii

M:

Líneas intensas de metales neutros y moléculas diatómicas. En tipos finales predomina la absorción. La clasificación se basa en las bandas de TiO(λ4955), y MgH (λ4780). . La luminosidad se evalúa por la disminución de las líneas de Ca I (λ4226) y TiO por encima de  λ4900. Estas estrellas suelen mostrar emisión de H debido a las grandes llamaradas de su cromosfera

Ejemplos: alpha Orionis (M1Ia), mu Ursae Majoris (M0III), alpha Herculis (M5Ib)

Espectro de una estrella M6III

hd148783-m6iii

Estos son los tipos clasicos, con la secuencia OBAFGKM. Una regla para recordarlos es la frase: Otros Buenos Astronomos Fueron Galileo Kepler y Messier

A las categorias de arriba se le añaden nuevas

W–: Wolf-Rayet

Son estrellas Viejas, muy calientes (>25000 K) y originalmente muy masivas (20 a 100M). Son estrellas O que han perdido masa debido a vientos estelares muy violentos. Estos vientos exponen los productos del N originados en la fusión del H y después los productos de C y O de la fusión del He. Este tipo fue identificado por Charles Wolf y Georges Rayet en 1867 en tres estrellas de la constelación del Cisne. Las características fotométricas de estas estrellas son debidas al viento circumestelar, no a la fotosfera, por lo que se ve afectado por la intensidad de los vientos. Actualmente la subclasificacion más usada es la siguiente:

WN3 a WN4.5: N ionizado (N III) ausente o muy débil.
WN5 a WN6: N ionizado (N III) presente, N V ausente o muy débil.
WN7 a WN8: N ionizado (N III) presente, He neutro (He I) presente.
WC4 a WC9: Categorías basadas en las ratios de la emisión C IV/C III y C III/O V.
WO1 a WO4: Categorías basadas en las líneas de emisión de C IV y las ratios O VI/O V y O VI/C IV.

Espectro de una estrella WC5

hd195177-wc5

C: Estrellas de Carbono

Son estrellas con temperatura y luminosidad características de los últimos estadios de los tipos G, K y M pero con más abundancia relativa de C respecto a O en la fotosfera. Suelen verse en sistemas binarios y la mayor parte muestran intensas bandas moleculares de CH, CN, C2 e incluso SiC2 y C3; La mayor parte del O está en forma de CO por lo que queda poco para formar otros compuestos como TiO. La emisión principal de estas estrellas es en el IR. Muchas son estrellas variables de largo periodo

C-R: Estrellas de C “calientes” con temperaturas similares a las G4-M2 (5350-3655 K en gigantes) con flujo significativo en el UV(<420 nm): S Camelopardalis.
C-N: Estrellas de C “frías” con temperaturas similares a las G7-M8 (5030-2940 K en gigantes) aunque mayoritariamente alrededor de 3900K sin casi nada de flujo por debajo de 440nm: R Leporis.
C-J: rango de temperaturas entre C-R y C-N con alta abundancia de 13C: Y Canum Venaticorum.
C-H: Estrellas ricas en elementos resultado del proceso-S (Sr, Y, Ba, Zr, Tc, La), asociadas con estrellas de la población II (halo): TT Canum Venaticorum.
C-Hd: Muy débiles o totalmente ausentes líneas de H (CH, líneas de Balmer) e intensas líneas de CN y C2: R Coronae Borealis.

Espectro de una estrella CN

hd144578-n0

S: estrellas gigantes de Zr

Estan relacionadas con estrellas gigantes M tardias con bandas de absorcion en ZrO. Son un paso intermedio entre las M y las C

M → MS → S → SC → C

La ratio C/O va variando en la secuencia: < 0.95 en S1 a 1.0 en SC1 y >1.1 en SC10.

Espectro de una estrella MS

hd61913-sm

D: Cuerpos degenerados (enanas blancas)

Las enanas blancas son el núcleo colapsado de una Estrella que ha perdido una gran parte (~20%) de su masa original en una nebulosa o supernova en los últimos estadios de la evolución estelar. No son estrellas, ya que no hay fusión nuclear, por lo que la masa ha colapsado sin energía interna que la contrarreste. Brillan con el calor residual del núcleo degenerado, que puede alcanzar una temperatura de 100,000 K y va enfriándose lentamente por radiación durante miles de millones de años.

DA: Fuertes bandas de absorción de H. ni He ni metales
DB: Solo bandas de He I (neutro). Ni H ni metales
DC: Espectro continuo de cuerpo negro sin líneas de absorción mayores del 5% en todo el espectro
DO: Fuertes bandas de absorción de He II (ionizado) y H molecular.
DQ: Líneas de absorción de C, atómico y molecular.
DZ: Ausencia de H y He. Presencia de

Símbolos añadidos a los de arriba:

– P: enanas blancas magnéticas con polarización detectable.
– H: enanas blancas magnéticas sin polarización.
– X: espectro inclasificable o peculiar.
– E: Líneas de emisión presentes.
– ?, :: clasificación incierta.
– V: luminosidad variable
– d: polvo circumestelar.
– C I, C II, O I, O II se añaden para indicar la presencia de estos elementos.

Espectro de una estrella DC

dq0038p555dc

L: enanas marrones de alta temperatura

 Es una forma intermedia ente las M y las T. tienen masa cuasiestelar pero aun no pueden fusionar H, aunque si Deuterio. Tienen líneas de emisión de  hidruros metálicos CaH, CrH and FeH), álcalis (Na I, K I, Cs I) y agua (H2O).

M → L → T → Y

  • L0 a L9: tipos con temperatura decreciente.

T: enanas marrones de baja temperatura

Cuerpos calentados gravitacionalmente entre las L y los gigantes gaseosos. Presentan en su espectro H2O y CH4,

  • T0 to T8: tipos con temperatura decreciente.

Y: Gigantes gaseosos

Cuerpos con una masa por debajo de la necesaria para el colapso gravitatorio (2-5 masas de Júpiter, ~0.0012M⊙). No existe un espectro claro debido a las estrellas acompañantes.

Tipos de luminosidad M-K:

Las diferencias en luminosidad no están causadas por la masa de la estrella sino por su edad. Tras quemar el suficiente H en la secuencia principal, se acumula en el núcleo el He resultante. El peso del He hace que el núcleo se contraiga a consecuencia de lo cual la temperatura aumenta y la fusión del He puede comenzar. Esto contrarresta la contracción gravitacional. La estrella fusiona He en C bajo una capa de H. En estrellas lo suficientemente grandes se fusiona suficiente C para que aumente de nuevo la masa y por tanto vuelva a contraerse, aumente la temperatura y comience la fusión del C en O. Este proceso puede continuar en tanto la masa de la estrella sea suficiente fusionando los siguientes elementos: Ne, Na, Mg, S, Si… y finalmente los metales hasta el Fe, que es el último paso de la fusión energéticamente favorable. Elementos más pesados requieren energía para fusionar (hasta ahora la fusión producía energía), por lo que estos elementos solo se producen durante las explosiones de supernovas, donde la energía extra se consigue con el  tremendo colapso gravitatorio

En las estrellas viejas, los sucesivos pasos de fusión se van sucediendo en tanto la energía de la fusión contrarreste la presión que genera la masa de la estrella. En un punto la masa del núcleo es insuficiente para fusionar de nuevo con lo que la gravedad gana y se genera una compresión repentina que resulta en una nova, agujero negro, estrella de neutrones etc., dependiendo de la masa original de la estrella. En el caso de estrellas con masa similar a la solar, el final del ciclo es una nova que causa la expulsión de las capas exteriores de la atmosfera solar y deja un núcleo de enana blanca que se va enfriando lentamente

Antes del colapso la energía extra generada en la fusión del He hace que aumente el radio de la estrella. Debido a que la fotosfera se expande y se aleja del núcleo, la superficie aumenta y la temperatura disminuye en esta capa. Además como esta más alejada del núcleo la presión gravitatoria disminuye y se enrarece aún más. Este cambio en la fotosfera causa que las líneas de absorción se vean más intensa y aparezcan líneas de metales. Debido al aumento de superficie, la luminosidad de la estrella y su magnitud absoluta también aumentan

Estas estrellas grandes y brillantes son las subgigantes, gigantes o supergigantes. Con un radio decenas de miles de veces mayor y una emisión de energía cientos de miles de veces mayor que estrellas en secuencia principal con la misma masa. Estos cambios espectrales se indican en las clases de luminosidad, que junto al tipo espectral completan la clasificación

I Supergigantes
Sumbolos adicionales
Symbolo Ejemplo Explicacion
G2 I-II La estrella esta entre esos dos tipos
+ O9.5 Ia+  Hipergigante
/ M2 IV/V  La Estrella es un tipo u otro tipo
Ia-0 Hipergigantes o supergigantes muy luminosas
Ia Supergigantes luminosas
Iab Supergigantes
Ib Supergigantes menos luminosas
II Estrellas brillantes
III Gigantes
IV Subgigantes
V Enanas (estrellas en secuencia principal)
Va Enanas muy luminosas
Vab Enanas luminosas
Vb Enanas
Vz Enanas de secuencia principal inferior
VI Enanas sub-secuencia principal
VII Enanas blancas

Codigos especiales:

Existen caracteristicas que no surgen de la masa, la temperatura o el radio, o son raras o dificiles de interpreter. Estas caracteristicas se señala con los siguientes codigos.

Código Interpretación
Características ambiguas
 : Mezcla y/o valor espectral incierto
Peculiaridad espectral no descrita
 ! Peculiaridad especial
comp Espectro compuesto
p Peculiaridad no especificada. Estrella peculiar
pq Espectro peculiar. Similar al de una nova
Características de emisión
e Líneas de emisión presentes
[e] Línea de emisión “prohibida”
er Centro de línea de emisión mas débil que los extremos
ep Línea de emisión con peculiaridad
eq Línea de emisión con perfil P Cygni
ev Emisión variable
f Emisión de N III y He II
f* N IV λ4058Å mas intense que  NIII, líneas de λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å
f+ Emisión de Si IV λ4089Å & λ4116Å además de N III
(f) Emisión débil de  He
((f)) Absorción fuerte de He II junto a emisión débil de N III
Características de absorción
He wk Líneas débiles de  He
k Espectro con características de absorción originadas en nubes de gas o polvo
m Características metálicas aumentadas
n Absorción ancha debido a rápida rotación
nn Absorción muy ancha debido a rápida rotación
neb Elementos de emisión/absorción causados por nebulosa
q Líneas de corrimiento al rojo y al azul presentes
s Líneas de absorción estrechas presentes
ss Líneas muy estrechas
sh Características de estrella con envoltura
v Características espectrales de
w Líneas débiles
d Del Estrellas gigantes A y F con líneas débiles de H y K. el modelo es Delta Delphini
d Sct Estrellas tipo A y F con espectro similar a la variable de period corto Delta Scuti
… Si en el espectro hay líneas de algún elemento, este se indica con su símbolo químico
©2014 Bruce MacEvoy

Saber mas:

Pagina de Bruce MacEvoy con un monton de informacion en ingles

Buscador de estrellas extremadamente completo

Atlas estelar con imagenes de espectros y mucha informacion

Imagenes actualizadas de nuestro Sol

Atlas original de Morgan Keenan y Kellman

Solar Dinamics Observatory

Solar Dynamics Observatory (SDO) es la primera misión que se lanzó en el Programa Living With a Star (LWS)de la NASA, un programa diseñado para comprender las causas de la variabilidad solar y sus impactos en la Tierra. SDO se diseño para ayudarnos a entender la influencia del Sol en la Tierra y el espacio cercano a la Tierra, estudiando la atmósfera solar en pequeñas escalas de espacio y tiempo y en muchas longitudes de onda simultáneamente

SDO fue lanzado el 11 de febrero de 2010, 10:23 EST en un Atlas V desde Cabo Cañaveral. Se localiza en una órbita geosincrona sobre Nuevo México con una inclinación de 28º sobre el ecuador. La misión primaria era de 5 años, aunque tiene combustible para 10 años. Actualmente aún está recabando datos

Video del lanzamiento

Guia completa en pdf de la misión

Objetivos científicos

El Sol y el magnetismo

El ciclo solar dura 22 años. Durante la primera mitad del ciclo, el polo norte magnético del Sol está en el hemisferio norte, mientras que el polo magnético del sur está en el hemisferio sur. Justo alrededor del pico del ciclo de las manchas solares (máximo solar), los polos magnéticos se intercambian. Este flip se produce aproximadamente cada 11 años, en el máximo solar.

El ciclo magnético de 22 años influye enormemente en la manifestación más destacada de la dínamo solar, las manchas solares y las regiones activas, que migran hacia el ecuador solar desde altas latitudes durante el ciclo solar de 11 años. Las manchas solares y las regiones activas son la manifestación del campo magnético generado en el interior del Sol. Las regiones activas son responsables de las explosiones de energía intensa y violenta, llamadas llamaradas, y las expulsiones de masa coronal (CMEs), eventos en los que grandes cantidades de gas caliente, atrapados por el campo magnético de la región activa, son liberados de la atmósfera del Sol y al espacio.

Predicción y evolución de la actividad solar

Las imágenes de SDO nos facilitan información para buscar cambios en los lazos coronales que preceden a las llamaradas y CMEs. El ritmo de adquisición y la resolución de estas imágenes permiten observar la dinámica de reordenamiento de las líneas magnéticas que causan las llamaradas. Además, observando al sol continuamente, SDO puede ver si los cambios en una región solar generan alguna reacción en otra zona

sunspot

Debido a que la irradiación solar es la fuente más importante de energía que llega a la Tierra, los cambios en esa irradiación pueden cambiar nuestro clima y afectar a los satélites que orbitan alrededor de nuestro planeta. Las variaciones en la irradiancia solar pueden ser por dos causas: un sol más caliente, o un sol más grande. Las manchas solares son más frías que el promedio de la superficie solar y hacen que la irradiación solar disminuya, las fáculas están más calientes que el promedio y hacen que la irradiancia solar aumente. Aumentos en el tamaño de lazo coronal aumenta la irradiancia EUV (extreme UV radiation). Actualmente aun no se sabe si los cambios en el tamaño del Sol afectan a la irradiancia solar.

Si el tamaño del Sol pudiera cambiar, esto afectaría a la forma en que el calor se mueve a través de la zona de convección. Las mediciones históricas del tamaño del Sol no han respondido a esta cuestión. Medidas de heliosismología de HMI ((Helioseismic and Magnetic Imager) nos permitirá ver en la zona de convección y medir sus propiedades

Comprendiendo el ciclo solar

El ciclo solar se manifiesta en un ritmo cíclico de crecimiento y decrecimiento en el número de manchas solares. Hay 11 años entre un máximo de manchas solares y el siguiente. Ahora sabemos que el ciclo solar es en realidad un ciclo magnético en el que los polos magnéticos del Sol se intercambian con una periodicidad de aproximadamente 22 años, 2 ciclos de manchas solares. Las manchas solares y regiones activas se observan en la superficie del Sol. Sobre esas estructuras se pueden ver los lazos coronales, líneas de campo magnético trazadas por el gas caliente que se mueve a lo largo del campo. Muchas de las propiedades observadas de la corona y el viento solar provienen del campo magnético. El calentamiento del material en la corona y la aceleración del viento solar son probablemente causados por la interacción de elementos magnéticos de pequeña escala. Las llamaradas solares y las CME (eyecciones de masa coronal) ocurren cuando los campos magnéticos en estos bucles se destacan más allá de sus límites. Con la excepción de los cambios evolutivos lentos en la estructura solar durante los últimos 4.500 millones de años, toda la variabilidad solar es de origen magnético.

llamarada

Radiación solar

Toda la radiación solar que medimos se denomina irradiación solar total (TSI); Cuando se mide como una función de la longitud de onda es la irradiación espectral. La irradiancia es la cantidad de energía de la luz de una cosa que golpea un metro cuadrado de otra cosa cada segundo. Los fotones que nos llegan tendrán diferentes longitudes de onda dependiendo de la energía que transporten, desde los muy energéticos rayos X y radiación gamma, hasta el poco energético infrarrojo. La luz de diferentes longitudes de onda alcanza diferentes partes de la atmósfera terrestre. La luz visible y la radiación infrarroja alcanzan la superficie y son las responsables de su calentamiento. La radiación ultravioleta en las longitudes de onda UV-A, B y C se absorbe a altitudes mayores. La radiación ultravioleta y suave de rayos X (longitudes de onda inferiores a 120 nm, EUV) es absorbida por la atmósfera por encima de 100 km. Aunque es completamente absorbida por nuestra atmósfera, la radiación EUV es bastante peligrosa para las personas y la electrónica en el espacio.

La irradiancia solar varía durante el ciclo solar de manera que alcanza un máximo durante el máximo solar y el mínimo en el mínimo solar. La proporción de cada longitud de onda también varía durante la rotación solar y en las fulguraciones solares

Para entender los mecanismos que causan variaciones de la irradiancia EUV, se requieren dos conjuntos de medidas: mediciones de la irradiancia espectral de EUV en una amplia gama de longitudes de onda con una cadencia rápida junto con imágenes del Sol a la misma longitud de onda para identificar las fuentes de la radiación. Los instrumentos EVE y AIA proporcionarán estas mediciones complementarias.

El experimento EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment) mide la irradiancia espectral del sol en el ultravioleta extremo (EUV) en longitudes de onda de 1 a 1050Å (0.1 a 105 nm), además de medidas en la línea de emisión del Hidrogeno, a 1215Å. La luz EUV es absorbida por la atmosfera a unos 100Km, por lo que los cambios en esta radiación afectaran a la termosfera, ionosfera y el espacio cercano a la tierra

Los datos recogidos por EVE facilitaran la generación de modelos de la termosfera/ionosfera. La medición de la EUV es un proceso sencillo que implica medir la corriente generada por una pieza de metal expuesta al sol gracias al efecto fotoeléctrico. El instrumento de EVE dispersa la luz hacia CCDs especialmente preparados de manera que puede obtener medidas de irradiancia con una precisión del 5%

solar-irradiance

La medición de la irradiación espectral es importante porque diferentes longitudes de onda (o colores) de la luz solar son absorbidas en diferentes partes de nuestra atmósfera. Nos sentimos calientes debido a la radiación visible e infrarroja que llega a la superficie. La luz ultravioleta crea la capa de ozono y es absorbida por ese ozono. Una luz ultravioleta más alta crea la termosfera, que es ionizada por la luz en las longitudes de onda cortas del ultravioleta extremo (EUV). Debido a que las comunicaciones de radio se ven afectadas por los iones creados, los cambios en la UEV solar son un tema importante del clima espacial

Fuentes de energía que llegan a la atmosfera terrestre

Fuente:

radiación solar

Flujo de energía Cambio en el

ciclo solar

Altitud de deposición Ion
TSI (visible e IR) 1366 W/m2 1.2 W/m2 0.1% Surface Bajo
MUV (200-300 nm) 15.4 W/m2 0.17 W/m2 1% 15-50 km Bajo
FUV (126-200 nm) 50 mW/m2 15 mW/m2 30% 30-120 km Medio
EUV (0-125 nm) 10 mW/m2 10 mW/m2 100% 80-250 km Alto
Fuente: partículas Energía Flux Cambio en el

ciclo solar

Altitud de deposición Ion
Rayos cósmicos 0.7 µW/m2 0.7 µW/m2 50% 0-30 km High
Protones solares 2 mW/m2 2 mW/m2 100% 30-90 km High
Protones y

electrones de auroras

1 mW/m2 20 mW/m2 100-120 km Mod.
Calentamiento

de Joule

20 mW/m2 2 W/m2 100-150 km Mod.

Podemos ver en la tabla que la irradiación solar total (TSI) es el principal contribuyente de energía que llega a la Tierra. Tenemos la suerte de que la luz visible y la luz IR, que aportan la mayor parte de la energía a la Tierra, exhiben la menor variación relativa. Pero, aunque la ETI varía sólo una fracción de un por ciento, tiene la mayor magnitud de cambio (~ 1,2 W / m2). Esto puede ser suficiente para causar cambios observables en la Tierra.

Escala y variabilidad de la variación solar

La irradiancia espectral solar cambia constantemente en todas las longitudes de onda y en diferentes periodos de tiempo. Todas las longitudes de onda van cambiando durante los 11 años de un ciclo de manchas solares. Las llamaradas causan los cambios más rápidos, aumentando la irradiancia de rayos X en unos segundos. Es importante que la observación del sol se haga desde el espacio porque gran parte de las longitudes de onda se absorben por la atmosfera

Muchos de los efectos en el clima espacial son provocados por variaciones en la región UV del espectro. Las llamaradas solares aumentan la irradiación de rayos X hasta 100 veces en pocos minutos. En el siguiente grafico podemos ver las espectaculares llamaradas que ocurrieron en Octubre y Noviembre de 2003.

goes_12_xrays1

La llamarada del 5 de Noviembre aumento la irradiación de rayos X 10.000 veces

En el siguiente grafico podemos ver claramente la variación en la TSI durante 25 años de mediciones de satélites. Los puntos rojos son valores diarios y la línea verde es la media anual. Las medidas diarias tienen una variación del 0.3% mientras que la media anual solo varia un 0.07%. A pesar de la mínima variación se observa claramente el patrón

sunspot_tsi_web

Las medidas exactas de la TSI solo pueden ser hechas por satélites, y estos solo llevan funcionando unos pocos ciclos solares. Sin embargo tenemos datos de manchas solares desde Galileo, en el siglo XVII. A pesar de la heterogeneidad de las medidas, tenemos datos de 400 años de manchas solares, lo que convierte a la observación solar en una de las disciplinas con observaciones más antiguas.

 

sunspot_maunder

Las observaciones confirman que el ciclo de manchas solares ha persistido al menos durante algunos siglos. Tenemos datos de alteraciones como el mínimo de manchas de los años 1645-1710 (el mínimo de Maunder) que se correspondió con unas temperaturas globales menores. Para tiempos anteriores a los datos de observación podemos comparar la formación de isotopos de C y Be, que se producen por la acción de los rayos cósmicos. Durante los máximos solares es más complicado que los rayos cósmicos penetren hasta la superficie de la tierra con lo que el ciclo solar aparece en la frecuencia de los isotopos

 

sunspot_maunder2

La Nave

  • La masa total de la nave es de 3000 Kg, de los cuales 300 Kg son de instrumentos, 1300 Kg son de la nave y 1400 Kg de combustible
  • Tiene una longitud de  4.5 m y los paneles solares tienen 6.25 m. con una superficie de 6.6 m2, que generan 1500W

spacecraft_detailed

Instrumentos

HMI (Helioseismic and Magnetic Imager)

HMI está diseñado para estudiar las oscilaciones en el campo magnético de la superficie solar y la fotosfera. Observa el disco solar a 6173 Å con una resolución de 1 arcosegundo

Los datos obtenidos son de cuatro tipos: doplergramas (mapas de la velocidad de la superficie solar), fotografías de filtro continuo (fotografías de ancho espectro de la fotosfera solar) y magnetogramas tanto de línea de visión como vectoriales (mapas del campo magnético de la fotosfera)

Video del HMI

Pagina dedicada al HMI

Imagenes actualizadas del HMI

AIA (Atmospheric Imaging Assembly)

El instrumento AIA está diseñado para estudiar la corona solar, tomando imágenes que abarcan hasta 1.3 diámetros solares a múltiples longitudes de onda a la vez, con una resolución de 1 arcseg y con una cadencia de 10s o menos. Los datos de AIA se usan en estudios cuantitativos de la evolución del campo magnético coronal y el plasma que contiene, durante las primeras fases y en los procesos de llamaradas y erupciones solares.

Los canales que estudia el instrumento se describen en la siguiente tabla

Channel name Primary ion(s) Region of atmosphere Char. log(T)
white light continuum photosphere 3.7
1700Å continuum temperature minimum, photosphere 3.7
304Å He  II chromosphere, transition region 4.7
1600Å C  IV+cont. transition region + upper photosphere 5.0
171Å Fe  IX quiet corona, upper transition region 5.8
193Å Fe  XII, XXIV corona and hot flare plasma 6.1, 7.3
211Å Fe  XIV active-region corona 6.3
335Å Fe  XVI active-region corona 6.4
94Å Fe  XVIII flaring regions (partial readout possible) 6.8
131Å Fe  VIII, XX, XXIII flaring regions (partial readout possible) 5.6, 7.0, 7.2

Página del AIA

Tránsito de mercurio captado por AIA

EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment)

El instrumento EVE está diseñado para medir la irradiancia en el espectro ultravioleta lejano (EUV), en el rango de 0.1-105 nm. Esta energía es la responsable de la mayor parte del calentamiento de la termosfera terrestre y en la creación de la ionosfera. Los requerimientos del aparato incluyen la medición del espectro solar EUV con una resolución de 0.1 nm y con una cadencia de datos de 20 s. Esto se consigue con una serie de espectrógrafos y un array de detectores que captan todas las longitudes de onda a la vez.

Página de EVE

Copiright de todas las imagenes: NASA

 

 

Enlaces de Interés

Hay muchos sitios en internet para informarse sobre el Sol, pero siempre es un placer visitar las paginas de los observatorios que apuntan hacia nuestro astro. Aqui teneis algunos enlaces que no por conocidos dejan de ser interesantes.

SOHO

Solar Dynamics Observatory

Heliophysics

HINODE

STEREO

SOLARHAM

latestMagnetograma obtenido por la sonda SOHO. Fuente: NASA

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