EYECCIÓN DE MASA CORONAL
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Abril 2025
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¿Qué es una eyección de masa coronal (CME, por sus siglas en inglés)?
Las eyecciones de masa coronal (CMEs) son grandes expulsiones de plasma y de campo magnético a partir de la corona del Sol. Pueden eyectar miles de millones de toneladas de material coronal y transportar consigo un campo magnético (congelado en flujo) más fuerte que el campo magnético interplanetario originado en el viento solar de fondo (IMF). Las CMEs se alejan del Sol a velocidades que van desde menos de 250 km/s hasta los casi 3000 km/s. Las CMEs más rápidas dirigidas hacia la Tierra pueden alcanzar nuestro planeta en tan sólo unas 15-18 horas. Las CMEs más lentas pueden demorar varios días en llegar. Se expanden en tamaño a medida que se propagan alejándose del Sol, de tal manera que las CMEs más grandes pueden alcanzar un tamaño de casi un cuarto del espacio entre la Tierra y el Sol, para el tiempo que llegan a nuestro planeta.
Las CMEs más explosivas generalmente comienzan cuando estructuras de campo magnético altamente retorcidas (cuerdas de flujo) contenidas en la corona inferior del Sol se tornan muy estresadas y se realinean en una configuración menos tensa －un proceso llamado reconexión magnética. Esto puede resultar en la súbita liberación de energía electromagnética en la forma de una llamarada solar (flare), que típicamente acompaña la explosiva aceleración de plasma desde el Sol －la CME. Estos tipos de CMEs usualmente tienen lugar en áreas del Sol con campos localizados de fuerte y estresado flujo magnético, tales como regiones activas asociadas a grupos de manchas solares. Las CMEs también pueden ocurrir en lugares en donde el plasma relativamente frío y más denso es atrapado y suspendido por un flujo magnético que se extiende hasta la corona inferior －filamentos y prominencias. Cuando estas cuerdas de flujo se reconfiguran, el filamento o la prominencia que es más denso(a) puede colapsar de vuelta a la superficie solar y ser silenciosamente reabsorbido(a), o puede generarse una CME. Las CMEs que viajan más rápido que el viento solar de fondo pueden generar una onda de choque. Estas ondas de choque pueden acelerar las partículas cargadas que se encuentran delante de ellas －aumentando el potencial o la intensidad de las tormentas de radiación.
Las eyecciones de masa coronal (CMEs) son grandes expulsiones de plasma y de campo magnético a partir de la corona del Sol. Pueden eyectar miles de millones de toneladas de material coronal y transportar consigo un campo magnético (congelado en flujo) más fuerte que el campo magnético interplanetario originado en el viento solar de fondo (IMF). Las CMEs se alejan del Sol a velocidades que van desde menos de 250 km/s hasta los casi 3000 km/s. Las CMEs más rápidas dirigidas hacia la Tierra pueden alcanzar nuestro planeta en tan sólo unas 15-18 horas. Las CMEs más lentas pueden demorar varios días en llegar. Se expanden en tamaño a medida que se propagan alejándose del Sol, de tal manera que las CMEs más grandes pueden alcanzar un tamaño de casi un cuarto del espacio entre la Tierra y el Sol, para el tiempo que llegan a nuestro planeta.
Las CMEs más explosivas generalmente comienzan cuando estructuras de campo magnético altamente retorcidas (cuerdas de flujo) contenidas en la corona inferior del Sol se tornan muy estresadas y se realinean en una configuración menos tensa －un proceso llamado reconexión magnética. Esto puede resultar en la súbita liberación de energía electromagnética en la forma de una llamarada solar (flare), que típicamente acompaña la explosiva aceleración de plasma desde el Sol －la CME. Estos tipos de CMEs usualmente tienen lugar en áreas del Sol con campos localizados de fuerte y estresado flujo magnético, tales como regiones activas asociadas a grupos de manchas solares. Las CMEs también pueden ocurrir en lugares en donde el plasma relativamente frío y más denso es atrapado y suspendido por un flujo magnético que se extiende hasta la corona inferior －filamentos y prominencias. Cuando estas cuerdas de flujo se reconfiguran, el filamento o la prominencia que es más denso(a) puede colapsar de vuelta a la superficie solar y ser silenciosamente reabsorbido(a), o puede generarse una CME. Las CMEs que viajan más rápido que el viento solar de fondo pueden generar una onda de choque. Estas ondas de choque pueden acelerar las partículas cargadas que se encuentran delante de ellas －aumentando el potencial o la intensidad de las tormentas de radiación.
Para el análisis de estos fenómenos, los parámetros importantes de una CME son su tamaño, su velocidad y su dirección. Estas propiedades son inferidas a partir de las imágenes de los coronógrafos de los satélites orbitales por parte de los pronosticadores de la SWPC, para determinar cualquier probabilidad de impacto contra la Tierra. El Observatorio Solar y Heliosférico de la NASA (SOHO) lleva un coronógrafo －conocido como el Coronógrafo Espectrométrico y de Gran Ángulo (LASCO). Este instrumento tiene dos rangos de toma de imágenes ópticas de la corona solar: C2 (que cubre un rango de distancias de 1.5 a 6 radios solares) y C3 (con un rango de 3 a 32 radios solares). El instrumento LASCO es actualmente el principal medio usado por los pronosticadores para analizar y categorizar las CMEs; sin embargo, hay otro coronógrafo en la nave espacial de la NASA STEREO-A, que es una fuente de datos adicional.
La inminente llegada de una CME es primero observada por el Observatorio de Clima Espacial Profundo (DSCOVR), que es un satélite localizado en el área orbital L1. Incrementos repentinos en la densidad, en la fuerza del campo magnético interplanetario total (IMF) y en la velocidad del viento solar detectados en la nave espacial DSCOVR indican la llegada de la onda de choque interplanetaria asociada a la CME, que va por delante de la nube magnética. Esto frecuentemente puede darnos de 15 a 60 minutos de ventaja para alertar sobre la llegada de la onda de choque a la Tierra －y sobre cualquier posible impulso intempestivo o comienzo intempestivo de una tormenta－ tal y como se registra en los magnetómetros terrestres.
Aspectos importantes de una CME que va llegando y de su probabilidad para causar tormentas geomagnéticas más intensas incluyen: la fuerza y la dirección del IMF, comenzando con la llegada de la onda de choque, seguida por el arribo y el paso de la nube de plasma y del campo magnético congelado en flujo. Niveles más intensos de tormentas geomagnéticas son favorecidos cuando el IMF potenciado por la CME se hace más pronunciado y duradero en una orientación sur. Algunas CMEs muestran una dirección de campo magnético predominante durante su paso, mientras que la mayoría exhibe direcciones de campo magnético cambiantes, a medida que la CME pasa por la Tierra. Generalmente, las CMEs que impactan la magnetósfera terrestre adquieren en algún momento una orientación del IMF que favorece la generación de una tormenta geomagnética. Las tormentas geomagnéticas se clasifican usando una escala de clima espacial de cinco niveles de NOAA. Los pronosticadores de la SWPC hacen un análisis y evalúan el potencial de ocurrencia de una tormenta geomagnética a partir de los CMEs, y predicen niveles de tormenta geomagnética en su pronóstico para 3 días.
La inminente llegada de una CME es primero observada por el Observatorio de Clima Espacial Profundo (DSCOVR), que es un satélite localizado en el área orbital L1. Incrementos repentinos en la densidad, en la fuerza del campo magnético interplanetario total (IMF) y en la velocidad del viento solar detectados en la nave espacial DSCOVR indican la llegada de la onda de choque interplanetaria asociada a la CME, que va por delante de la nube magnética. Esto frecuentemente puede darnos de 15 a 60 minutos de ventaja para alertar sobre la llegada de la onda de choque a la Tierra －y sobre cualquier posible impulso intempestivo o comienzo intempestivo de una tormenta－ tal y como se registra en los magnetómetros terrestres.
Aspectos importantes de una CME que va llegando y de su probabilidad para causar tormentas geomagnéticas más intensas incluyen: la fuerza y la dirección del IMF, comenzando con la llegada de la onda de choque, seguida por el arribo y el paso de la nube de plasma y del campo magnético congelado en flujo. Niveles más intensos de tormentas geomagnéticas son favorecidos cuando el IMF potenciado por la CME se hace más pronunciado y duradero en una orientación sur. Algunas CMEs muestran una dirección de campo magnético predominante durante su paso, mientras que la mayoría exhibe direcciones de campo magnético cambiantes, a medida que la CME pasa por la Tierra. Generalmente, las CMEs que impactan la magnetósfera terrestre adquieren en algún momento una orientación del IMF que favorece la generación de una tormenta geomagnética. Las tormentas geomagnéticas se clasifican usando una escala de clima espacial de cinco niveles de NOAA. Los pronosticadores de la SWPC hacen un análisis y evalúan el potencial de ocurrencia de una tormenta geomagnética a partir de los CMEs, y predicen niveles de tormenta geomagnética en su pronóstico para 3 días.
Información obtenida de: https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/coronal-mass-ejectionsLa gráfica dinámica y los datos numéricos pueden ser descargados en múltiples formatos usando el menú ubicado en la parte superior derecha. Para obtener toda la base de datos disponibles, contactarse a divulgaciondiace@conida.gob.pe.