L'activitat solar, pas a pas...

L'activitat solar i els seus cicles

L'activitat solar no és aleatòria; es classifica en cicles d'uns 11 anys (amb uns 5-6 anys de pujada i 5-6 de baixada). En el màxim solar, els fenòmens que descrivim a continuació són intensos i freqüents, mentre que en el mínim són rars i de poca força. Tots aquests fenòmens ocorren entre la fotosfera, la cromosfera i la corona.

1. Taques Solars i regions actives

Les taques solars són fenòmens temporals que apareixen a la fotosfera del Sol i es fan visibles com a zones fosques en comparació amb les regions que les envolten. Es formen a causa d’una intensa activitat magnètica que redueix la temperatura superficial en aquestes àrees.

El més habitual és que apareguin com a mínim en parelles, connectades pels mateixos camps magnètics, i cadascuna amb la seva pròpia polaritat magnètica. Tot i això, les taques solars canvien de forma i mida a mesura que evolucionen i es desplacen per la superfície solar.

Encara que la temperatura d’una taca solar és elevada —entre uns 3.000 i 4.500 K (aprox. 2.700 a 4.200 °C)— és inferior a la del material que l’envolta, que és d’uns 5.780 K (uns 5.500 °C). Aquest contrast de temperatura és el que fa que les taques es vegin fosques. Els camps magnètics intensos que emergeixen de la superfície solar inhibeixen el transport de calor des de l’interior, refredant així la zona.

Quan les taques solars emergeixen, poden tenir una mida molt petita, d’uns pocs desenes de quilòmetres, però poden créixer fins a assolir dimensions enormes, de fins a 160.000 km de diàmetre, o bé desaparèixer completament. La seva vida també és variable: poden durar des de poques hores fins a diverses setmanes.

Les taques solars tenen dues parts principals:

• Umbra: la zona central més fosca, on els camps magnètics surten gairebé verticalment cap a l’exterior.
• Penombra: la regió que envolta l’umbra, una mica més clara, on els camps magnètics estan més inclinats.

Classificació de les taques solars

Les taques solars es classifiquen segons la seva mida, forma i separació dins del grup. El sistema més utilitzat és la classificació Zürich/McIntosh. Aquesta classificació utilitza tres lletres que descriuen la configuració del grup de taques, la mida de la taca principal i altres característiques magnètiques i morfològiques d’interès.

2. Fulguracions Solars (Solar Flares)

Les fulguracions solars o llamarades són explosions que s’originen a la superfície solar causades per l’alliberament d’energia magnètica produïda pels camps magnètics del Sol.

Les fulguracions solars són esclats sobtats, principalment procedents de taques solars o regions actives, i quan es produeixen alliberen una gran quantitat d’energia en gairebé tot l’espectre electromagnètic. Produeixen radiació a través de l’espectre electromagnètic en totes les longituds d’ona, des d’ones de ràdio fins a raigs gamma, tot i que la major part de l’energia es distribueix en freqüències fora de la gamma visible i, per aquesta raó, la majoria de les fulguracions no són visibles a simple vista i s’han d’observar amb instruments especials.

Aquestes mateixes alliberacions d’energia poden produir ejeccions de massa coronal (CME), encara que no sempre és així.

Els raigs X i la radiació ultraviolada emesos per les llamarades solars poden afectar la ionosfera terrestre i interrompre les comunicacions de ràdio de llarg abast. Les emissions de ràdio produïdes per les fulguracions poden pertorbar el funcionament dels radars i altres dispositius que operen en aquestes freqüències.

Les llamarades solars van ser observades per primera vegada al Sol per Richard Christopher Carrington i, de manera independent, com a brillantors visibles dins d’un grup de taques solars. També s’han observat llamarades estel·lars en una varietat d’altres estrelles.

La freqüència d’aparició de les fulguracions solars varia des de diverses al dia quan el Sol està particularment “actiu” fins a menys d’una per setmana quan el Sol està “tranquil”, seguint el cicle d’11 anys (el cicle solar).

Classificació de les fulguracions

Les fulguracions solars (explosions o llamarades) tenen la seva pròpia classificació. Aquesta classificació depèn de la quantitat de radiació X que han emès. Aquesta classificació utilitza les lletres B, C, M i X juntament amb una numeració amb un decimal. Quan la numeració arriba al valor 9.9 es passa a la lletra següent (excepte en la classe X).

Cada lletra indica un valor d’emissió més gran. Per exemple, la lletra M indica que la fulguració és de menor intensitat d’emissió de raigs X que la lletra X. El mateix cas seria comparar una M5, que seria menys intensa que una M6.5.

El flux d’emissió de fons de raigs X sol estar en valors B en condicions tranquil·les o quan el Sol es troba en el mínim del cicle solar, i acostuma a estar més proper a C quan es troba en situacions de major inestabilitat o en el període de màxim solar.

Quan es produeix una fulguració, el valor del flux de raigs X a la gràfica augmenta de manera sobtada fins a assolir el moment flash de la fulguració per després descendir novament a valors normals. El moment flash és com s’anomena el moment màxim d’una fulguració.

Hi ha dos tipus de fulguracions: les ràpides i les de llarga durada. En les ràpides, l’ascens i el descens del flux de raigs X és molt ràpid (en qüestió de minuts), mentre que en les de llarga durada s’emet una quantitat més gran de radiació, fins i tot durant diverses hores.

Aquestes emissions de raigs X fan que la ionosfera terrestre pateixi alteracions, provocant que els senyals de ràdio que viatgen per aquestes zones puguin quedar interromputs temporalment. Com més intensa sigui la fulguració, més greu serà l’efecte. A més, una fulguració de categoria X força elevada podria fer augmentar els nivells de radiació a grans altituds, com ara les altituds per on viatgen els vols comercials polars.

Finalment, cal tenir en compte que una fulguració petita pot emetre una CME, encara que de menor importància. No s’ha de pensar que, perquè tinguem una fulguració de classe M3, no s’hagi produït una CME posterior.

3. Eyeccions de Massa Coronal (CME)

Les ejeccions de massa coronal (CME) són enormes núvols magnètics expulsats de la superfície solar i carregats de partícules i plasma solar. Aquests núvols carregats procedents del Sol es poden dirigir cap a qualsevol punt del sistema solar, coincidint en diverses ocasions amb planetes i amb la Terra. Quan les CME arriben a la Terra, són les principals responsables de les tempestes geomagnètiques, les aurores i altres fenòmens. Les CME es caracteritzen com a regions d’alta densitat de plasma amb estructures magnètiques incrustades.

Les CME provenen de dues fonts d’esdeveniments solars: les erupcions de filaments o protuberàncies i les regions actives. Quan les CME s’originen a les regions actives, acostumen a estar associades amb les fulguracions solars. Les CME procedents de l’erupció d’un filament magnètic tendeixen a ser més lentes, mentre que les que provenen de regions actives solen ser més ràpides. Les CME més ràpides són les de més risc sempre que siguin geoefectives.

Les CME viatgen a velocitats variables, des de 400 km/s les més lentes fins als 2.500 km/s en casos de grans CME. Les CME més ràpides poden arribar a la Terra en només 17 hores. Les CME lentes triguen diversos dies a recórrer la distància del Sol a la Terra (entre 3 i 5 dies com a màxim). A causa del fet que les CME tenen un camp magnètic incorporat més fort que el camp de fons del vent solar, aquest núvol de partícules s’expandeix a mesura que s’allunya del Sol. En el moment que una CME arriba a la Terra, pot ser prou gran com per omplir la meitat del volum de l’espai entre el Sol i la Terra.

A causa de la seva immensitat, les CME poden arribar a trigar entre 24 i 36 hores a passar completament per sobre de la Terra. Les CME que viatgen més ràpid que la velocitat del so dins del vent solar (superior a 60 km/s, una mena d’equivalent espacial de la velocitat del so a la Terra) generen una ona de xoc, de manera similar a un avió que viatja més ràpid que el so i produeix un estampit sònic. Sovint, el primer senyal que una CME està impactant la magnetosfera terrestre és aquesta ona de xoc.

La mida de la CME, la velocitat, la direcció i la densitat són factors importants a l’hora de predir si es tracta d’un esdeveniment rellevant. Podem estimar aquestes propietats amb un instrument conegut com a coronògraf, que bloqueja la llum solar directa —com en un eclipsi solar total— i permet observar l’atmosfera solar (la corona). Les CME apareixen com núvols brillants de material que es mou cap enfora a través de l’atmosfera solar.

Actualment, l’estat d’una CME, com ara la seva força magnètica i la densitat exacta, no es pot determinar fins que el núvol de partícules passa per sobre d’un satèl·lit. La direcció del camp magnètic no és la mateixa al llarg de tota la CME, i és habitual observar canvis de direcció quan passa per sobre de la Terra. Per tant, la majoria de CME acaben presentant orientacions del camp magnètic favorables per generar tempestes geomagnètiques en algun moment del seu impacte.

Com es classifiquen?

Les CME no es classifiquen com les fulguracions; és a dir, una CME no té la mateixa classificació que una fulguració.

Les ejeccions de massa coronal es classifiquen segons la seva velocitat d’expulsió.

4. Filaments i Protuberàncies

Les protuberàncies i els filaments de plasma són alguns dels fenòmens solars més bells i espectaculars d’observar, però alhora poden arribar a ser imprevisibles i potencialment perillosos.

Com s’originen?

En essència, una protuberància i un filament magnètic de plasma tenen el mateix origen.

Al Sol hi ha dos tipus principals de filaments magnètics: els que provenen de l’interior de l’estrella i es projecten cap a l’exterior de manera més o menys rectilínia, i d’altres que es mouen per la superfície a diferents altures. Aquests darrers són els responsables de generar les taques solars quan s’enrosquen, s’intensifiquen i alliberen energia.

Les línies de camp magnètic “obertes”, que surten directament cap a l’espai, estan associades als forats coronals. En canvi, els filaments que es mantenen entre capes internes donen lloc a regions actives i, quan sobresurten de la superfície, comencen a atreure el gas circumdant.

En els models magnètics solars, les línies vermelles i verdes solen representar els camps magnètics polars, que defineixen la polaritat global del Sol. Cada 11 anys aquestes polaritats s’intercanvien, marcant l’inici d’un nou cicle solar. Les línies blaves, en canvi, mostren camps magnètics que interactuen directament amb la superfície solar.

En determinades circumstàncies, algunes d’aquestes línies magnètiques sobresurten de la superfície solar i són prou intenses per començar a atraure gas, formant grans estructures de plasma suspeses sobre una regió concreta. Poden tenir mides molt diverses i romandre estables durant períodes imprevisibles, fins que o bé es fragmenten i es dissipen, o bé es desestabilitzen completament i es trenquen, generant grans ejeccions de massa coronal (CME).

Quan un conjunt d’aquestes línies magnètiques s’eleva i es manté suspès, adopta l’aspecte d’una protuberància vista de perfil. Sempre apareixen al limbe solar com núvols flamejants a l’alta atmosfera i a la corona baixa. Això és perquè el gas que les forma és més fred i es veu molt més fosc quan es projecta sobre el disc solar. De fet, els filaments sobre el disc es veuen com franges fosques i allargades, però quan els observem de perfil, sobre el fons negre de l’espai, el contrast permet apreciar clarament com el gas i el plasma s’enrosquen formant estructures espectaculars.

Diferència entre protuberàncies i filaments

La diferència entre filament i protuberància depèn, literalment, del punt de vista. Una mateixa estructura rep un nom o un altre segons si l’observem sobre el disc solar o al limbe.

Una protuberància no es pot veure al centre del disc solar com a tal, perquè en aquesta posició apareixeria simplement com un filament més o menys gran i inestable.

Les protuberàncies poden donar la impressió que són matèria llançada cap amunt des de la cromosfera, però en realitat gran part del material prové de la corona, es condensa i flueix cap avall. Les propietats físiques són essencialment les mateixes tant si parlem de filaments com de protuberàncies.

Classificació de les protuberàncies

Les protuberàncies es divideixen en dos grans grups: quiescents i actives.

Protuberàncies quiescents

El terme “quiescent” indica que l’estructura es manté relativament estable, tot i que pot tenir moviments interns. Són aquelles protuberàncies que romanen suspeses durant dies o fins i tot setmanes abans de desaparèixer, eyectar-se o dissipar-se.

Dins d’aquest grup es distingeixen diversos subtipus morfològics:

• Tipus hedgerow (arbust)
• Tipus flama o cortina
• Arc complet
• Irregulars o fragmentades
• Desaparició brusca (amb expulsió del filament)

Protuberàncies actives

Aquestes estan molt més relacionades amb fulguracions solars i CME, i són fenòmens molt més ràpids i violents que les quiescents. Apareixen i desapareixen a gran velocitat i poden estar associades a algunes de les tempestes solars més intenses registrades, especialment si es produeixen en una regió geoefectiva.

Entre els seus tipus principals trobem:

• Protuberància eruptiva (quan s’expulsa violentament)
• Ona solar (una mena d’ona que es propaga per la superfície solar)
• Tipus spray
• Llaç post-fulguració (arcs de plasma que apareixen després d’una gran fulguració)

Col·lapse dels filaments i fulguracions de Hyder

Els filaments poden col·lapsar quan el camp magnètic del seu entorn es torna inestable. Això pot passar, per exemple, quan noves línies de camp magnètic emergeixen per sota del filament. En aquests casos es poden produir petites explosions lluny de les regions actives principals, que alliberen quantitats modestes de raigs X.

Aquestes petites alliberacions d’energia associades a l’expulsió de filaments foscos es coneixen com a fulguracions de Hyder, anomenades així en honor a Charles Hyder, que les va estudiar i descriure l’any 1967.

Són punts foscos a la fotosfera amb camps magnètics intensíssims (com imants gegants).

• Estructura: Consten d'una ombra (centre fosc, camp magnètic vertical) i una penombra (zona clara, camp magnètic inclinat).
• Mida: Poden anar des de 16 km fins a grups de 160.000 km.
• Classificació: S'utilitza el sistema Zürich/McIntosh (tres lletres que indiquen la distància, mida i forma).

5. Altres fenòmens de la superfície i atmosfera (Atmosfera Solar)

• Granulació: "Grans d'arròs" de 500-1.500 km causats per la convecció. Cada grànul dura uns 20 minuts.
• Fàcules: Zones blanquinoses i brillants en els "cañones" entre grànuls, causades per camps magnètics que escalfen el gas.
• Agujeros Coronals (Forats): Zones on el camp magnètic és obert. D'aquí surt el vent solar accelerat (fins a 600 km/s). Causen tempestes solars febles però constants.
• Tsunamis Solars: Onades de plasma que recorren el globo solar a 1.000 km/s després d'una gran explosió, deformat la superfície al seu pas.
• Espícules: "Tuberries" de gas de 500 a 3.000 km que pugen a 90.000 km/h i duren 5 minuts.
• Tornados Solars: Plasma que gira en hèlix en la gravetat i els camps magnètics. N'hi ha de plasma (més dens) i de gas calent (més ràpids, a 10.000 km/h).
• Pluja de plasma: Plasma d'una petita CME que no té prou força per escapar i torna a caure cap al Sol en forma de gotes gegants seguint els arcs magnètics.
• Cavitats Coronals: Zones aparentment buides al voltant d'un filament/protuberància. Són "túnels" de gas més fred que interactuen amb la corona abans de llançar un tsunami solar.

El Vent Solar i la Terra

El Sol perd 1 milió de tones de partícules per segon. Aquest flux constant s'anomena Vent Solar.

• Velocitat: 300-450 km/s (tranquil) fins a 900 km/s (actiu).
• Impacte: Dona forma a la magnetosfera de la Terra i a les cues dels cometes. Quan les partícules entren pels pols, provoquen les aurores (el 5% de la matèria d'una CME sol penetrar el nostre escut).

Tipus de tempestes espacials i les seves escales

Per entendre com ens afecta el Sol, hem de diferenciar tres fenòmens que, tot i que sovint ocorren en cadena, tenen mecanismes i conseqüències diferents.

1. Tempesta de Radiació Solar (S)

Es produeix quan una fulguració solar accelera partícules carregades (principalment protons) a velocitats extremes.

• Velocitat: Poden arribar a 1/3 de la velocitat de la llum (≈100.000 km/s), arribant a la Terra en només 30 minuts.
• Mecanisme: Els protons penetren la magnetosfera i són guiats cap als pols.
• Impactes: Danys en satèl·lits, risc biològic per astronautes i interrupció de comunicacions HF en zones polars.

2. Bloqueig de Ràdio (R) – “Radio Blackout”

Causat directament pels fotons (raigs X i EUV) de les fulguracions solars.

• Mecanisme: Arriben a la Terra en 8 minuts i ionitzen fortament la ionosfera.
• Impacte: Bloqueja les comunicacions de ràdio en banda HF (5-35 MHz).
• Zona afectada: Només el costat diürn de la Terra.

3. Tempesta Geomagnètica (G)

Pertorbacions del camp magnètic terrestre causades principalment per Ejeccions de Massa Coronal (CME). Poden durar des d’hores fins a diversos dies.

El seu intensitat es mesura amb l’Índex Kp (escala de 0 a 9), que es tradueix a l’escala G: