Hace más de cien años, los científicos determinaron que la actividad de nuestro cuerpo afecta directamente muchos procesos que tienen lugar en el planeta, incluida la salud humana. Uno de los fenómenos más significativos son las erupciones que ocurren regularmente en la superficie del sol.

¿Por qué hay destellos en el sol?

Al igual que otras estrellas, nuestra luminaria es una bola enorme, que consiste en gas caliente. Esta sustancia gira en torno a un eje invisible, pero algo de acuerdo con otras leyes, en contraste con los sólidos. Las diferentes regiones de una estrella tienen diferentes velocidades de rotación. En los polos, este movimiento ocurre a una velocidad más baja, y en el ecuador, la rotación es más rápida. En el proceso de rotación, el campo magnético de una estrella se retuerce de una manera especial y se eleva por encima de su superficie, arrastrando un plasma caliente junto con él. En tales lugares, la actividad aumenta y se forman brotes.

En otras palabras, la energía rotacional de la estrella se convierte en un estado magnético. Los brotes son lugares donde se libera una acumulación particularmente grande de dicha energía. Es más fácil imaginar este proceso, si recuerdas cómo brilla una lámpara incandescente ordinaria. Si el voltaje de la red eléctrica es demasiado alto, la lámpara se apagará.

Durante el flash, se libera una tremenda cantidad de energía. Cualquier brote de este tipo es equivalente a la explosión de mil millones de kilotones de TNT. Esta cantidad de energía excede la energía de todas las reservas de combustible actualmente conocidas en nuestro planeta al mismo tiempo.

Un destello hace que se formen nubes de plasma, que se dirigen hacia nuestro planeta bajo la influencia del viento solar. Este proceso provoca alteraciones geomagnéticas llamadas tormentas. Tienen un fuerte impacto en todo en el planeta.

¿Cuáles son las amenazas de las erupciones solares?

Bajo la influencia de la masa de partículas del Sol que se precipita desde la superficie de la estrella a la Tierra, el campo electromagnético de la Tierra se deforma, lo que provoca una tormenta magnética. En este caso, la cantidad de energía enviada en la dirección de la Tierra y el efecto que ejerce dependen directamente del tamaño del destello.

Los científicos han determinado que los desastres naturales y los cataclismos están asociados con períodos de actividad del Sol. Se descubrió que con mayor frecuencia se forman tifones, terremotos y huracanes solo en el período de actividad de la luminaria. En función de la frecuencia de los brotes en las luminarias, se realizan pronósticos de desastres naturales.

El impacto negativo también está en la técnica. Después de las erupciones solares, la calidad de la comunicación se deteriora en gran medida, y los equipos de navegación espacial a menudo se rompen. Hay fallas en la funcionalidad de aeronaves, satélites y navegación GPS.

Las erupciones solares son especialmente peligrosas para los astronautas si se encuentran en ese momento en el espacio abierto del espacio. Bajo la influencia de una poderosa corriente de partículas de protones, el nivel de exposición radiactiva aumenta muchas veces. Los habitantes del planeta de sus efectos nocivos están protegidos por la atmósfera. Los astronautas se ven privados de dicha protección y pueden estar expuestos a la radiación más fuerte. Los pasajeros de los aviones a reacción también reciben una carga similar de radiación, pero en menor medida.

Pero hay destellos en el Sol y fenómenos agradables, por ejemplo, los residentes de las latitudes del norte pueden admirar la hermosa aurora. Con brotes especialmente fuertes, se puede observar en zonas más meridionales.

¿Cómo afectan los destellos del sol a una persona?

Todos los residentes sienten las consecuencias del aumento de la actividad del Sol en un grado u otro. Pero en mayor medida, las personas que dependen del clima y algunos grupos de edad lo padecen:

• Los niños en los días de actividad luminosa se vuelven especialmente nerviosos y llorosos, a menudo caprichosos. Así es como los rayos destructivos afectan el estado emocional de los bebés. En esos días, la defensa inmune se reduce, lo que puede causar el desarrollo de una variedad de enfermedades. En esos días, los niños deben recibir vitaminas, frutas y mucha agua.
• Las personas mayores experimentan actividad con un deterioro en la actividad cardíaca. Esta condición es especialmente peligrosa con alta arterial. La actividad solar empeora la circulación coronaria, aumenta la concentración de colesterol en la sangre. La acción correcta en esos momentos será tomar una píldora de aspirina que diluya la sangre. Además, este medicamento aliviará el dolor. Las personas que han sufrido accidentes cerebrovasculares, ataques cardíacos, pacientes con isquemia y arritmia deben mantener los medicamentos recetados por su médico en el área de acceso.
• Los conductores de vehículos también están en riesgo. El hecho es que la actividad de la estrella afecta el aumento de la fatiga, la pérdida de concentración y la atención. Como resultado, todas las reacciones de una persona que conduce un vehículo se vuelven más lentas. Por lo tanto, es mejor no conducir un automóvil en esos días, sino pasarlo en casa si es posible.

La actividad solar afecta no solo la salud física, sino también el bienestar mental humano. Incluso las personas absolutamente sanas en esos días experimentan un mayor nerviosismo, excitabilidad y agresión. Otras personas se cansan rápidamente, se deprimen. Las emisiones de energía solar causan exacerbación de enfermedades. En este caso, la recaída continúa incluso después del final de la exposición al brote durante varios días más.

Destellos de sol: video

Sin embargo, la luminaria más brillante de nuestro sistema, a pesar de su vida relativamente tranquila, entusiasma a los científicos. De vez en cuando, se observan tormentas y destellos en el Sol, como resultado de lo cual se libera una gran cantidad de energía. Durante varias décadas, los astrónomos han estado observando la actividad solar, pero estos procesos siguen siendo un misterio para ellos.

¿Qué es un destello al sol?

Siendo la estrella más brillante y, por lo tanto, la más caliente, el Sol, su superficie está expuesta a varios fenómenos cósmicos. En él pueden aparecer manchas, antorchas solares, tormentas prevalecen. Pero un destello en el Sol es un fenómeno bastante interesante e inusual. Este es un proceso muy fuerte, como resultado del cual se libera una gran cantidad de diferentes tipos de energía: térmica, ligera y cinética. Toda esta energía durante un estallido estalla, el plasma solar se calienta y la velocidad de su radiación puede alcanzar la velocidad de la luz.

Naturalmente, todos estos procesos se reflejan en la Tierra. Un destello en el Sol rara vez pasa desapercibido, afectando tanto las atmósferas de otros planetas como la atmósfera de la Tierra.

Tipos de flashes

Los científicos han identificado cinco clases de esta actividad solar: A, B, C, M y X. Dependiendo de la clase, la cantidad de energía liberada y la velocidad, el valor numérico correspondiente se asigna a estas categorías. Por ejemplo, la llamarada solar más poderosa fue registrada por los astrónomos en noviembre de 2003. Se le asignó la clase X28. Durante este proceso, los sensores en uno de los satélites de la NASA fueron dañados.

Durante un brote de Clase X, se pueden observar interferencias con señales de radio y transmisiones satelitales en nuestro planeta. Además, las tormentas magnéticas pueden continuar durante varios días.

Durante las erupciones de clase M, se observan tormentas magnéticas débiles, así como interrupciones en las señales, principalmente en las regiones polares. Todos los demás destellos no causan daños significativos a nuestro planeta y solo se notan en la atmósfera de la Tierra.

Causas de ocurrencia

Los científicos han estado discutiendo durante mucho tiempo sobre por qué ocurre un destello en el sol. Lo que pasa es que aparecen y desaparecen manchas en la superficie de la estrella. Tienen una polaridad magnética diferente, por lo tanto, cuando las manchas se tocan o comienzan a interactuar de alguna manera, se producen destellos magnéticos en el Sol.

La fuerza de tales fenómenos está determinada por el área del brillo y, a su vez, es claramente visible en un telescopio espectroscópico especial. Es con este aparato que se supervisa la actividad solar en su conjunto, y las tormentas y erupciones en particular.

Poder del sol

La actividad solar se ha observado durante unos 40 años. Durante todo este tiempo, ocurrieron aproximadamente 35 brotes de categoría X7 y superiores. En total, durante 11 años del círculo de actividad solar, se observan un poco más de 37 mil brotes.

Los científicos han registrado los brotes más poderosos en el sol. Uno de ellos ocurrió en 1859, más tarde llamado "Gran Tormenta Magnética". Durante este período, se observó una aurora boreal muy brillante en la Tierra, en casi todos los rincones. Además, los dispositivos telegráficos se descompusieron, la comunicación se interrumpió.

El llamado "super-flash" que ocurrió en 774 se considera el primer flash fuerte. Los científicos han analizado y rastreado durante mucho tiempo el sistema solar antes de llegar a tales conclusiones. Se cree que después de este brote, la Tierra estuvo expuesta a ondas radiactivas y UV que se movieron lo suficientemente rápido como para entrar en la atmósfera de la Tierra y causar daños.

Recientemente, se registró un brote poderoso en noviembre de 2003, pero su actividad no afectó negativamente a la tecnología ni a la salud humana.

Efectos de brotes

La débil actividad solar no trae casi ningún cambio significativo en el planeta Tierra. Muy a menudo, las emisiones solares simplemente no llegan a nuestra atmósfera. Pero si el aumento es bastante fuerte, puede ser peligroso. Los brotes afectan particularmente la seguridad de las personas en órbita en ese momento. Las comunicaciones por satélite también pueden cambiar o interrumpirse.

Además, la actividad solar puede desencadenar tormentas magnéticas. Las erupciones solares crean poderosas eyecciones de plasma que alcanzan nuestro planeta en aproximadamente 2-3 días, entran en contacto con la atmósfera y la ionosfera de la Tierra, y como resultado se forman tormentas magnéticas. Este fenómeno es bastante seguro, aunque puede afectar el bienestar de las personas que dependen del clima.

En tales personas, las tormentas magnéticas causan un aumento de la presión, lo que resulta en dolores de cabeza. Una persona se siente débil y rota, pero con el tiempo esta debilidad pasa.

¿Cómo mejorar tu bienestar?

Dado que aproximadamente la mitad de la población de nuestro planeta se ve afectada por tormentas geomagnéticas, los médicos han desarrollado recomendaciones para sobrevivir a los "días de tormenta" con relativa calma.

1. Si es sensible al clima, aprenda diariamente sobre la posibilidad de tormentas magnéticas, para estar preparado para su ocurrencia.
2. Mantenga los medicamentos necesarios cerca de usted. Para pacientes hipertensos: disminución de la presión, para pacientes hipotensos, aumento. Las personas con dolores de cabeza deben abastecerse de medicamentos para la migraña.
3. Tome una variedad de tratamientos de agua: ducha de contraste, natación. Esto fortalecerá su sistema circulatorio, reducirá el riesgo de deterioro. En días magnéticos, se recomienda tomar un baño con sal marina y aceites esenciales.
4. En vísperas de las tormentas geomagnéticas, evite comer alimentos ricos en calorías, el consumo excesivo de café, picante y salado, y de hecho comer en exceso.
5. No es deseable estar demasiado nervioso en esos días. Abastecerse de emociones positivas.
6. Si sufres de dolores de cabeza, aprende las técnicas de acupresión. Será útil no solo en días de actividad solar, sino también siempre cuando una migraña molesta.
7. En los días de tormentas magnéticas, un imán de nevera regular ayudará. Es suficiente para sostenerlos en el cuerpo y la cabeza, y mejorará su salud al cambiar la carga de las células sanguíneas.

El estudio de la actividad solar.

Para evitar el deterioro de la población, para advertir sobre posibles fallas de las señales satelitales y otras consecuencias negativas de las erupciones solares, los astrónomos están estudiando la actividad de la luminaria. De hecho, si la charla de que los procesos en el Sol afectan el bienestar de una persona sigue siendo solo hablar, entonces la influencia de estos procesos en el trabajo de varios dispositivos está científicamente probada.

Como resultado de los estudios, se descubrió el llamado ciclo solar de 11 años. Como resultado de esta enseñanza, se demuestra que la actividad de la luminaria se puede repetir cada once años. Además, diferentes planetas del sistema solar pueden tener un efecto en estos procesos.

Antes de que aparecieran los primeros telescopios, también se estudió la actividad solar. Pero el estudio se basó en observar la estrella y las auroras a simple vista. Está comprobado que estos fenómenos están directamente relacionados con los procesos que tienen lugar en el Sol.

En la actualidad, también se ha demostrado que la actividad solar afecta significativamente las condiciones climáticas en todo el planeta: calentamiento o enfriamiento, mareas, cambios en el nivel de ríos y lagos, la aparición de frentes atmosféricos, la cantidad de tormentas eléctricas y la cantidad de precipitación.

Algunos estudios muestran que los cambios en el número de insectos o algunos animales, así como las fluctuaciones en el rendimiento humano, dependen directamente de la actividad del sol. Pero todas estas hipótesis están en estudio.

Como resultado de los estudios de procesos en el Sol, todo lo que sucede en la superficie del cuerpo es fijo. Una foto de una llamarada solar ayuda a examinar con más detalle la fuerza de una explosión y la velocidad de un plasma.

En lugar de un epílogo

Como puede ver, la actividad solar se relaciona parcialmente con la vida y la salud de cada criatura viviente, el funcionamiento normal de los sistemas técnicos. Por lo tanto, se está estudiando un fenómeno como una llamarada solar en centros espaciales y observatorios. La explosión del Sol, como lo llaman algunos científicos, no representa una amenaza clara para la Tierra. Al menos durante los próximos miles de millones de años, después de los cuales puede ocurrir un poderoso destello, y la luminaria dejará de existir.

En la primera mitad del miércoles 6 de septiembre de 2017, los científicos registraron la llamarada solar más poderosa de los últimos 12 años. Al flash se le asigna una puntuación de X9.3: la letra significa que pertenece a la clase de flashes extremadamente grandes, y el número indica la intensidad del flash. La liberación de miles de millones de toneladas de materia ocurrió casi en la región de AR 2673, casi en el centro del disco solar, por lo que los terrícolas no escaparon a las consecuencias de lo que sucedió. El segundo brote poderoso (puntaje X1.3) se registró el jueves por la noche, 7 de septiembre, y el tercero, hoy, viernes 8 de septiembre.

El sol arroja una enorme energía al espacio.

Las erupciones solares se dividen en cinco clases dependiendo de la potencia de los rayos X: A, B, C, M y X. La clase mínima A0.0 corresponde a una potencia de radiación en la órbita de la Tierra de diez nanowatts por metro cuadrado, la siguiente letra significa un aumento de potencia diez veces mayor. Durante las erupciones más poderosas de las que es capaz el Sol, una energía enorme entra en el espacio circundante, en unos pocos minutos, alrededor de cien mil millones de megatones de TNT. Esto es aproximadamente una quinta parte de la energía emitida por el Sol en un segundo, y toda la energía que la humanidad generará en un millón de años (siempre que se produzca a tasas modernas).

Potente tormenta geomagnética esperada

La radiación de rayos X llega al planeta en ocho minutos, partículas pesadas en unas pocas horas, nubes de plasma en dos o tres días. La expulsión coronal del primer brote ya ha llegado a la Tierra, el planeta colisionó con una nube de plasma solar con un diámetro de aproximadamente cien millones de kilómetros, aunque anteriormente se predijo que esto sucedería el viernes 8 de septiembre por la noche. Una tormenta geomagnética de nivel G3-G4 (una escala de cinco puntos varía de G1 débil a G5 extremadamente fuerte), provocada por el primer brote, debería terminar el viernes por la noche. Las emisiones coronales de la segunda y tercera erupciones solares aún no han llegado a la Tierra, se deben esperar posibles consecuencias al final de la corriente, a partir de la próxima semana.

Los efectos del brote se han entendido durante mucho tiempo.

Los geofísicos predicen auroras en Moscú, San Petersburgo y Ekaterimburgo, ciudades ubicadas en latitudes relativamente bajas para Aurora. En el estado estadounidense de Arkansas, ya lo notaron. Ya el jueves, los operadores en los Estados Unidos y Europa informaron interrupciones de comunicaciones no críticas. El nivel de radiación de rayos X en la órbita cercana a la Tierra aumentó ligeramente, los militares dijeron que no existe una amenaza directa para los satélites y los sistemas terrestres, así como para la tripulación de la EEI.

Imagen: NASA / GSFC

Sin embargo, existe un peligro para los satélites geoestacionarios y de órbita baja. Los primeros corren el riesgo de fallar debido al frenado sobre la atmósfera calentada, y el segundo, a 36,000 kilómetros de la Tierra, puede chocar con una nube de plasma solar. Puede haber interrupciones en las comunicaciones de radio, pero para una evaluación final de las consecuencias de un brote, debe esperar al menos al final de la semana. El deterioro del bienestar de las personas debido a los cambios en la situación geomagnética no se ha demostrado científicamente.

Posible aumento de la actividad solar.

La última vez que se observó un brote de este tipo el 7 de septiembre de 2005, pero el más fuerte (con una puntuación de X28) ocurrió incluso antes (4 de noviembre de 2003). En particular, el 28 de octubre de 2003, uno de los transformadores de alto voltaje en la ciudad sueca de Malmö falló, desenergizando a toda la aldea durante una hora. Otros países sufrieron la tormenta. Unos días antes de los acontecimientos de septiembre de 2005, se registró un brote menos potente y los científicos creían que el sol se calmaría. Lo que está sucediendo en los últimos días recuerda mucho esa situación. Este comportamiento de la luminaria significa que el récord de 2005 en el futuro cercano todavía se puede romper.

Imagen: NASA / GSFC

Sin embargo, en los últimos tres siglos, la humanidad ha experimentado erupciones solares aún más poderosas que las ocurridas en 2003 y 2005. A principios de septiembre de 1859, una tormenta geomagnética provocó la falla de los sistemas telegráficos en Europa y América del Norte. La razón se llamó una poderosa eyección de masa coronal que llegó al planeta en 18 horas y fue observada el 1 de septiembre por el astrónomo británico Richard Carrington. También hay estudios que cuestionan las consecuencias de la llamarada solar de 1859, los científicos dicen que la tormenta magnética afectó solo a las áreas locales del planeta.

Las erupciones solares son difíciles de cuantificar

Todavía no existe una teoría consistente que describa la formación de erupciones solares. Los destellos ocurren, por regla general, en los lugares donde las manchas solares interactúan en el límite de las regiones de las polaridades magnéticas norte y sur. Esto conduce a la liberación rápida de energía de campo magnético y eléctrico, que luego se dirige al calentamiento del plasma (un aumento en la velocidad de sus iones).

Los puntos observados son áreas de la superficie del Sol con una temperatura de aproximadamente dos mil grados centígrados por debajo de la temperatura de la fotosfera circundante (aproximadamente 5.5 mil grados centígrados). En las partes más oscuras del punto, las líneas del campo magnético son perpendiculares a la superficie del Sol, en las más claras están más cerca de la tangente. La intensidad del campo magnético de tales objetos excede su valor terrenal en un factor de mil, y los destellos mismos están asociados con un cambio brusco en la geometría local del campo magnético.

Se produjo una llamarada solar en un contexto de un mínimo de actividad solar. Probablemente, de esta manera, la luminaria descarga energía y pronto se calma. Eventos similares ocurrieron anteriormente en la historia de las estrellas y los planetas. El hecho de que hoy atraiga la atención del público no significa una amenaza repentina para la humanidad, sino un progreso científico: pase lo que pase, los científicos están gradualmente entendiendo mejor los procesos que ocurren con la estrella e informan esto a los contribuyentes.

Dónde monitorear la situación

La información sobre la actividad solar se puede obtener de muchas fuentes. En Rusia, por ejemplo, desde los sitios de dos institutos: y (el primero en el momento de escribir el artículo publicó una advertencia directa sobre el peligro para los satélites debido a una llamarada solar, el segundo contiene un programa conveniente de actividad de la llamarada) que utiliza datos de servicios estadounidenses y europeos. En el sitio web se pueden encontrar datos interactivos sobre la actividad solar, así como una evaluación de la situación geomagnética actual y futura.

B.V. Somov, doctor en ciencias físicas y matemáticas,
Instituto Astronómico del Estado. P.K. Sternberg, Universidad Estatal de Moscú

Durante un brote grande, el flujo de radiación electromagnética dura del sol aumenta muchas veces. En los rayos ultravioleta (UV), rayos X y rayos gamma invisibles para nosotros, nuestra luminaria se vuelve "más brillante que mil soles". La radiación llega a la órbita de la Tierra ocho minutos después del brote. En unas pocas decenas de minutos, llegan corrientes de partículas cargadas, aceleradas a energías gigantescas, y después de dos o tres días, enormes nubes de plasma solar. Afortunadamente, la capa de ozono de la atmósfera de la Tierra nos protege de la radiación peligrosa, y el campo geomagnético nos protege de las partículas. Sin embargo, incluso en la Tierra, especialmente en el espacio, las erupciones solares son peligrosas y es necesario poder predecirlas con anticipación. ¿Qué es una llamarada solar, cómo y por qué ocurre?

El sol y nosotros

La estrella más cercana a nosotros, el Sol, nació hace unos 5 mil millones de años. En su interior, están en marcha reacciones nucleares, gracias a las cuales hay vida en la Tierra. Los modelos teóricos de la estructura y evolución del Sol, construidos sobre la base de observaciones modernas, no dejan dudas de que brillará durante miles de millones de años.

La radiación solar es la principal fuente de energía para la atmósfera terrestre. Los procesos fotoquímicos en él son particularmente sensibles a la radiación UV dura, que causa una fuerte ionización. Por lo tanto, cuando la Tierra era joven, la vida solo existía en el océano. Más tarde, hace unos 400 millones de años, apareció la capa de ozono, absorbiendo el estudio ionizante, y la vida se fue a tierra. Desde entonces, la capa de ozono nos ha estado protegiendo de los efectos dañinos de la radiación ultravioleta dura.

El campo magnético de la Tierra, su magnetosfera, impide la penetración de partículas cargadas rápidamente del viento solar en la Tierra (Tierra y el Universo, 1974, No. 4; 1999, No. 5). Cuando sus impulsos interactúan con la magnetosfera, algunas de las partículas se derraman cerca de los polos magnéticos de la Tierra y generan auroras.

Por desgracia, la armonía de nuestra relación con el Sol se ve perturbada por las erupciones solares.

Llamaradas del sol

En las últimas décadas, varios observatorios espaciales han mirado fijamente al Sol "enojado" utilizando rayos X especiales y telescopios UV. Ahora hay cuatro de estas naves espaciales: el SOHO estadounidense (Observatorio solar y heliosférico - observatorio heliosférico solar; Tierra y el universo, 2003, N ° 3), TRACE (Región de transición y Explorador coronal - explorador de la capa de corona y transición), RHESSI (Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager - telescopio espectral solar Ramati de radiación de alta energía) y el satélite ruso Koronas-F (Earth and the Universe, 2002, No. 6).

El gran interés en las erupciones solares no es accidental. Las grandes llamaradas tienen un fuerte efecto en el espacio exterior cercano a la Tierra. Los flujos de partículas y radiación son peligrosos para los astronautas. Además, pueden dañar los dispositivos electrónicos de las naves espaciales, interrumpir su trabajo.

Los rayos UV y los rayos X de un flash aumentan repentinamente la ionización en la atmósfera superior de la Tierra, en la ionosfera. Esto puede conducir a interrupciones en las comunicaciones de radio, mal funcionamiento de los dispositivos de navegación por radio de barcos y aeronaves, sistemas de radar y largas líneas eléctricas. Las partículas de altas energías, que penetran en la atmósfera superior de la Tierra, destruyen la capa de ozono. El contenido de ozono disminuye de año en año. Una discusión científica plantea la cuestión de la posible relación de la actividad de la llamarada del Sol con el clima en la Tierra.

Las ondas de choque y los estallidos de plasma solar después de las erupciones perturban la magnetosfera de la Tierra y causan tormentas magnéticas (Earth and the Universe, 1999, No. 5). Es importante que las perturbaciones del campo magnético en la superficie de la Tierra puedan afectar a los organismos vivos, el estado de la biosfera de la Tierra (Earth and the Universe, 1974, No. 4; 1981, No. 4), aunque este efecto parece insignificante en comparación con otros factores en nuestra vida cotidiana.

Predicción de brotes

La necesidad de predecir las erupciones solares surgió hace mucho tiempo, pero especialmente con urgencia en relación con los vuelos espaciales tripulados. Durante mucho tiempo, casi de forma independiente y casi en vano, se desarrollaron dos enfoques para resolver este problema. Pueden llamarse condicionalmente sinópticos y causales (causales). El primero, similar a las predicciones meteorológicas, se basó en el estudio de las características morfológicas de las situaciones previas a los brotes en el Sol. El segundo método implica el conocimiento del mecanismo físico del flash y, en consecuencia, el reconocimiento de la situación previa al flash al modelarlo.

Antes del comienzo de la investigación espacial, a lo largo de los años, las observaciones de bengalas se llevaron a cabo principalmente en el rango óptico de la radiación electromagnética: en la línea de hidrógeno Na y en la "luz blanca" (espectro continuo de radiación visible). Las observaciones en líneas magnetosensibles permitieron establecer una estrecha relación entre las erupciones y los campos magnéticos en la superficie del sol (fotosfera). A menudo, un destello es visible como un aumento en el brillo de la cromosfera (una capa directamente sobre la fotosfera) en forma de dos cintas luminosas ubicadas en áreas de campos magnéticos de polaridad opuesta. Las observaciones de radio confirmaron este patrón, que es de fundamental importancia para explicar el mecanismo del flash. Sin embargo, su comprensión se mantuvo en un nivel puramente empírico, y los modelos teóricos (incluso los más plausibles) parecían completamente poco convincentes (Earth and Universe, 1974, No. 4).

   Fig. 1 - Llamarada solar (punto de rayos X X5.7), registrada el 14 de julio de 2000 desde los satélites "TRACE" y "Yohkoh". Arcada visible de bucles de flash: a la izquierda en la UV (195 A); en el centro - en radiación de rayos X suave; a la derecha están las fuentes de rayos X duras (53–94 keV) ubicadas a lo largo de cintas acampanadas, la base de la galería. NL es la línea fotosférica neutral.

Ya las primeras observaciones extra-atmosféricas usando naves espaciales mostraron que las erupciones solares son un fenómeno coronal, no cromosférico. Las modernas observaciones de ondas múltiples del Sol desde el espacio y los observatorios terrestres indican que la fuente de la energía del flash se encuentra por encima de la arcada de los bucles del flash (bandas de luz en la figura de la izquierda) en la corona, observada en rayos X suaves y radiación UV. Las arcadas se basan en cintas de destellos cromosféricos, que se encuentran en lados opuestos de la línea de polaridad del campo magnético fotosférico o la línea neutra fotosférica.

Energía de destello

La llamarada solar es la más poderosa de todas las manifestaciones de la actividad del Sol. La energía de un gran destello alcanza (1-3) x10 32 erg, que es aproximadamente cien veces mayor que la energía térmica que se podría obtener al quemar todas las reservas conocidas de petróleo y carbón en la Tierra. Esta energía gigantesca se libera al Sol en unos minutos y corresponde a un poder promedio (durante la llamarada) de 10 29 erg / s. Sin embargo, esto es menos de centésimas de porcentaje de la potencia total de radiación solar en el rango óptico de 4x10 33 erg / s. Se llama la constante solar. Por lo tanto, durante un destello, no hay un aumento notable en la luminosidad del sol. Solo el más grande de ellos puede verse en radiación óptica continua.

¿Dónde y cómo la llama solar extrae su enorme energía?

La fuente de la energía del flash es un campo magnético en la atmósfera del Sol. Determina la morfología y la energía de la región activa donde ocurrirá el brote. Aquí, la energía del campo es mucho mayor que la energía térmica y cinética del plasma. Durante un brote, el exceso de energía del campo se convierte rápidamente en energía de partículas y cambios en el plasma. El proceso físico que proporciona esta transformación se llama reconexión magnética.

¿Qué es la reconexión?

Considere el ejemplo más simple que demuestra el fenómeno de la reconexión magnética. Deje dos conductores paralelos separados 2l. La corriente eléctrica fluye a través de cada uno de los conductores. El campo magnético de estas corrientes consta de tres flujos magnéticos diferentes. Dos de ellos, Ф 1 y Ф 2, pertenecen a las corrientes superior e inferior, respectivamente; cada corriente cubre su propio conductor. Están ubicados dentro de la línea de separatriz del campo A 1 A 2 (separatriz), que forma una figura ocho con el punto de intersección X. La tercera corriente se encuentra fuera de la línea de separatriz. Pertenece a ambos conductores simultáneamente.

Si movemos ambos conductores uno hacia el otro por dl, entonces el flujo magnético se redistribuirá. Los flujos intrínsecos de cada corriente disminuirán en dF, y su flujo total aumentará en la misma cantidad (flujo combinado Ф 1 "y Ф 2"). Este proceso se llama reconexión de las líneas del campo magnético, o simplemente reconexión magnética. Se lleva a cabo de la siguiente manera. Dos líneas de campo se acercan al punto X desde arriba y abajo, se fusionan con él, formando una nueva separatriz y luego se conectan para formar una nueva línea de campo que cubre ambas corrientes.

Fig. 2 - El campo magnético de dos corrientes eléctricas paralelas de la misma magnitud I:
   a) en el momento inicial del tiempo; Y 1 y 2 - una separatriz; Ф 1 Ф 2 - flujo magnético antes de la reconexión;
  A3 - línea de campo del flujo magnético total de dos corrientes;
   b) después de que los conductores se desplazan una distancia dl entre sí. Y 1 y 2 - una nueva separatriz; Ф 1 Ф 2 - flujo magnético reconectado. Se convirtió en una corriente común de dos corrientes; la línea X corre perpendicular al plano de la figura;
   c) reconexión magnética en plasma. Se muestra un estado intermedio (preflare) con una hoja actual CL sin reconexión (reconexión lenta).

Tenga en cuenta que dicha reconexión en el vacío, con toda su simplicidad, es un proceso físico real. Se puede reproducir fácilmente en el laboratorio. La reconexión del flujo magnético induce un campo eléctrico, cuyo valor puede estimarse dividiendo el valor de dF por el tiempo característico del proceso de reconexión dt, es decir, el tiempo de movimiento de los conductores. Este campo acelerará una partícula cargada ubicada cerca del punto X, más precisamente, la línea X.

El plasma de la corona solar difiere del vacío por su muy alta conductividad eléctrica. Tan pronto como aparece el campo eléctrico E inducido por la reconexión, genera inmediatamente una corriente eléctrica dirigida a lo largo de la línea X. Toma la forma de una lámina de corriente que impide el proceso de reconexión. En un plasma de alta conductividad, la lámina actual hace que la reconexión entre los flujos magnéticos que interactúan sea muy lenta. Esto lleva al hecho de que una parte significativa de la energía de interacción se acumula en forma de un exceso de energía magnética, es decir, la energía magnética de la lámina actual.

Capas actuales y flashes

En el caso general, la lámina de corriente de reconexión es una estructura magneto-plasma, al menos bidimensional y, como regla, de dos escalas, ya que el plasma fluye hacia adentro y hacia afuera de la capa en direcciones ortogonales. Usualmente (especialmente en condiciones de un fuerte campo magnético) el ancho de la capa (2b) es mucho mayor que su espesor (2a). Esto es importante, porque cuanto más ancha es la hoja actual, más energía puede acumular en la región de interacción de los flujos magnéticos. Mientras tanto, cuanto más gruesa es la capa, mayor es la tasa de disipación (pérdida) de energía almacenada. Estas propiedades fundamentales de la hoja de reconexión actual forman la base del modelo de llamarada solar propuesto por el destacado astrofísico ruso S.I. Syrovatsky (1925-1979).

Fig. 3 - El modelo más simple de la hoja actual de reconexión es la capa neutra.
   2c - ancho de capa; 2a - espesor de capa; Las flechas indican las direcciones del plasma que fluye dentro y fuera de la capa.

En tres dimensiones reales, solo en las últimas décadas, gracias a la investigación espacial del Sol, se hizo evidente el papel de las propiedades topológicas de los campos magnéticos a gran escala y los fenómenos de plasma cinético involucrados en el proceso de reconexión de las erupciones.

"Arco iris" y "relámpago" en el sol

Inicialmente, la interacción de los flujos magnéticos en la atmósfera solar se consideró únicamente como resultado de la aparición de un nuevo campo magnético desde debajo de la fotosfera hacia la corona. Un nuevo flujo magnético, que se eleva en la atmósfera solar, interactúa con el antiguo flujo magnético anterior. De hecho, la interacción de los flujos magnéticos en la atmósfera solar es un fenómeno mucho más común. En 1985, el autor del artículo propuso un modelo que relaciona los flujos de vórtices del plasma en la fotosfera con la aparición de líneas especiales de campo magnético (separadores) en la corona. Aparece un separador sobre la curva en forma de S de la línea neutra fotosférica, como un arco iris sobre la curva de un río. Tales curvas son muy características de los magnetogramas de grandes destellos.

   Fig. 4 - Modelo del campo magnético de la región activa antes del destello. Una línea especial del campo magnético: el separador (X) sobre la curva en forma de S de la línea neutra fotosférica (NL) es similar a un arco iris sobre el río. Un flujo de vórtice con una velocidad V en la fotosfera deforma la línea fotosférica neutra para que tome la forma de la letra S. V_ - flujos fotosféricos convergentes (dirigidos hacia la línea neutral); V || - flujos fotosféricos de corte (dirigidos a lo largo de la línea neutral). En la esquina superior derecha, la estructura del campo se muestra cerca del separador, cerca de su parte superior: B_ - componentes del campo transversal (perpendicular al separador), B || - el componente longitudinal del campo (dirigido a lo largo del separador).

La estructura del separador de campo difiere de la línea X solo en que contiene un componente longitudinal del campo magnético. La presencia de un campo longitudinal B ||, por supuesto, no prohíbe el proceso de reconexión. Este componente siempre está presente dentro y fuera de la hoja actual de reconexión formada a lo largo del separador. Afecta la tasa de reconexión de los componentes transversales del campo B_ y, por lo tanto, la potencia del proceso de conversión de la energía del campo en energía térmica y cinética de las partículas. Esto le permite comprender mejor y explicar con mayor precisión las características de la liberación de energía en una llamarada solar.

Un destello es una reconexión magnética rápida que es como un rayo gigante a lo largo del "arco iris" de un separador. Se asocia con un campo eléctrico fuerte (más de 10-30 V / cm) en la hoja de corriente turbulenta (VTTTS) de alta temperatura (más de 10 8 K), que transporta una gran corriente eléctrica (del orden de 10 11 A).

Liberación de energía primaria.

El patrón de destello en toda su diversidad y belleza (ver página 1 de la portada) es una consecuencia de la liberación de energía primaria en el VTTTS. La presencia de varios canales de liberación de energía en la lámina actual (flujos de plasma, radiación térmica y electromagnética, partículas aceleradas) determina la variedad de procesos físicos causados \u200b\u200bpor un destello en la atmósfera solar.

   Fig. 5 - Parpadea el 15 de abril de 2002. Las imágenes fueron obtenidas por el telescopio de rayos X en el satélite RHESSI en el rango de energía 10-25 keV, que corresponde a la radiación térmica del plasma supercaliente:
  a) inmediatamente antes de la fase de pulso;
   b) durante un aumento pulsado en el flujo de rayos X duro;
   c) a máxima intensidad; Una fuente de movimiento ascendente corresponde al inicio de la eyección de masa coronal (CME).

Las líneas de campo magnético reconectadas, junto con el plasma “supercaliente” (temperatura de electrones mayor a 3x10 7 K) y las partículas aceleradas se mueven desde el VTTTS a velocidades del orden de 10 3 km / s. El telescopio de rayos X del observatorio espacial RHESSI registró dos fuentes de radiación dura de rayos X en la corona durante un brote el 15 de abril de 2002. Uno de ellos estaba ubicado muy por encima de la extremidad solar. Su movimiento ascendente correspondía a la nucleación de una eyección de masa coronal en el espacio interplanetario. Este estallido fue registrado por el coronógrafo en la nave espacial SOHO el 16 de abril de 2002 (Earth and Universe, 2003, No. 3). La segunda fuente de radiación de rayos X dura estaba debajo del separador. La distribución espacial de la energía de rayos X dura y, en consecuencia, la distribución espacial de las temperaturas más altas en la llamarada son consistentes con el supuesto de que efectivamente existe un VTTTS de reconexión entre las fuentes.

Efectos secundarios debajo del arcoiris

Enfriando gradualmente, el plasma supercaliente se hace visible en rayos X más suaves. En la región ubicada debajo del separador, se mueve hacia abajo y se encuentra con otro plasma "caliente" (temperatura de electrones menor o del orden de 3x10 7 K), que fluye rápidamente hacia arriba desde la cromosfera a la corona.

La razón de este flujo secundario (pero no secundario) es que los poderosos flujos de calor y las partículas aceleradas de VTTTS se propagan rápidamente a lo largo de las líneas de campo magnético reconectadas y calientan instantáneamente la cromosfera en ambos lados de la línea neutra fotosférica. De esta manera, se forman pares de cintas acampanadas, que se observan en las líneas cromosféricas visibles y en las líneas UV de la capa de transición entre la corona y la cromosfera. Las capas superiores de la cromosfera calentadas a altas temperaturas "se evaporan" en la corona. El efecto de la rápida expansión del plasma cromosférico calentado en la corona es claramente visible en los rayos X. La "evaporación cromosférica" \u200b\u200b(como se llama a este fenómeno), junto con el plasma que fluye de la lámina actual, genera arcadas de bucles de destellos: largos o cortos (como en el destello del 15 de abril de 2002).

   Fig. 6 - Una audición solar gigante (puntuación de rayos X X17) 4 de noviembre de 2003 La galería de bucles de bengalas en la corona es claramente visible. La imagen en las líneas de radiación ultravioleta extrema de 171 A se obtuvo utilizando el telescopio UV TRACE.

Como ya se señaló, una parte significativa de la energía total de la llamarada está contenida en los rayos X y la radiación UV suaves, y son ellos los que actúan en las capas superiores de la atmósfera de la Tierra. No es sorprendente que grandes flujos de la misma radiación también afecten la atmósfera del Sol (Tierra y el Universo, 1978, N ° 1): la cromosfera y la fotosfera, causando calentamiento e ionización adicional del plasma solar. Desafortunadamente, la precisión de las observaciones modernas aún no es suficiente para estudiar tales efectos sutiles.

El estudio de los fenómenos secundarios es de fundamental importancia para comparar los resultados de la teoría de la llamarada con las observaciones, ya que son los efectos de la liberación de energía primaria los más visibles: por ejemplo, bremsstrahlung de electrones acelerados en la cromosfera hace que las bandas de la llamarada sean visibles en la radiación de rayos X dura.

La radiación óptica flash es parte de la respuesta hidrodinámica compleja de la cromosfera y la fotosfera al calentamiento pulsado por potentes haces de partículas cargadas, flujos de calor y radiación electromagnética dura. Desafortunadamente, todavía no hay predicciones inequívocas de la teoría relacionada con la radiación óptica. La imagen física de la "respuesta" es demasiado complicada. El éxito se ha logrado solo en la forma de simulación numérica del calentamiento pulsado de la cromosfera por haces de electrones. Los cálculos por computadora revelaron las características específicas de la fase pulsada del flash: la formación de ondas de choque y térmicas de gran amplitud, la diferencia entre la temperatura del electrón y la temperatura del ion, y la radiación UV de alta potencia en las líneas de la capa de transición. Sin embargo, en general, incluso en el marco de una declaración tan limitada del problema de respuesta, queda mucho por hacer para garantizar una comparación de los resultados de los cálculos y las observaciones.

   Fig. 7 - Flash registrado el 23 de julio de 2003. Partículas positivas y negativamente cargadas de diferentes energías precipitan desde la lámina actual hacia la cromosfera en varias regiones. La imagen se obtuvo como resultado de la superposición de imágenes tomadas por la nave espacial TRACE y RHESSI. La distribución del fondo verde fue dada por observaciones UV del satélite TRACE 90 m después del brote; bucles visibles de postflare en la corona (color negro).

Las primeras observaciones espaciales de la radiación gamma de las llamaradas en el observatorio espacial RHESSI mostraron que los electrones acelerados y los iones acelerados invaden la cromosfera en varios campos. Este nuevo hecho observacional, aunque requiere un estudio más detallado, es ampliamente consistente con la suposición de la aceleración primaria de partículas por un campo eléctrico en un VTTC de reconexión. Las partículas positivas y negativamente cargadas son aceleradas por un campo eléctrico a gran escala en direcciones opuestas y, en consecuencia, caen de la lámina actual a la cromosfera a lo largo de varias líneas del campo magnético. Desafortunadamente, los cálculos teóricos precisos del efecto aún no están disponibles.

Antes de flash

¿Qué precede a un brote? ¿En qué momento ocurre? Consideremos estas preguntas en el ejemplo del modelo Rainbow, desarrollado en el Departamento de Física Solar de la Universidad Estatal de Moscú GAISh.
   Comencemos con el proceso de almacenamiento de energía antes del brote. Los factores principales aquí son el flujo lento de un plasma fotosférico que transporta campos magnéticos. Los flujos fotosféricos dirigidos a la línea neutra se denominan convergentes, y los flujos a lo largo de ella se denominan cortantes.

Obviamente, los flujos convergentes tienden a comprimir el plasma fotosférico y el campo magnético "congelado" en él (moviéndose con el plasma) cerca de la línea neutra. Esto conduce a la formación de una hoja de corriente de reconexión lenta a lo largo del separador. En este caso, el campo magnético adquiere un exceso de energía magnética de la lámina actual. Los flujos de corte en la fotosfera estiran las líneas del campo magnético en la corona en una dirección paralela al separador.

El exceso total de energía magnética en la corona creada por los flujos de plasma en la fotosfera se denomina "energía magnética libre". Es lo que se libera total o parcialmente durante la explosión, más precisamente, se convierte de la energía de campo en la energía térmica y cinética de las partículas del plasma solar.

¿Cómo funciona el flash

En el modelo Rainbow, se supone que el proceso de reconexión rápida, es decir, la liberación de energía primaria en el flash, comienza en el separador cerca de su pico.

En el proceso de reconexión del primer par de líneas de campo, se crea una nueva línea. En este caso, la porción correspondiente de la energía del campo magnético se convierte rápidamente en la energía de las partículas de plasma. Las partículas aceleradas vuelan en muy poco tiempo a lo largo de la línea reconectada del campo a sus bases en la cromosfera. Aquí abandonan su energía: reducen la velocidad y calientan el plasma cromosférico, generando un par de "puntos brillantes" llamados "núcleos de emisión de llamarada".

   Fig. 8 - Así es como se ve el campo magnético antes del flash:
  a) las líneas magnéticas f 1 y f 1 "son las más cercanas a la hoja actual (RCL).
  Se vuelven a conectar primero al comienzo del flash.
  b) durante un brote en el momento de una rápida reconexión del campo magnético.
  f 2 y f 2 "son las nuevas líneas magnéticas reconectadas.
  P a y P b son núcleos de emisión de llamarada. Sus desplazamientos aparentes se muestran con flechas verdes.

La reconexión rápida del siguiente par de líneas de campo magnético crea otra línea de campo y un nuevo par de puntos brillantes. Y le parece al observador en la Tierra o en una estación espacial que ambos núcleos de bengalas se están moviendo uno hacia el otro.

En realidad, en el flash durante la reconexión, por supuesto, no están involucradas dos líneas de campo, sino dos flujos magnéticos, que interactúan entre sí no en un punto, sino a lo largo de todo el separador. Por lo tanto, la reconexión genera no dos puntos brillantes en la cromosfera, sino dos cintas acampanadas.

El modelo Rainbow explica la presencia de dos efectos en el patrón de llamarada observado. Primero, las cintas acampanadas durante el flash deben moverse en direcciones opuestas a la línea neutral fotosférica. En segundo lugar, las secciones más brillantes de las cintas acampanadas pueden moverse una hacia la otra si se libera la energía magnética liberada por los flujos de corte del plasma fotosférico paralelo a la línea neutra.

Por supuesto, las llamaradas reales en el Sol no son tan simétricas como las estructuras modelo simplificadas. En las regiones activas del Sol, una polaridad del campo magnético en la fotosfera, como regla, domina a la otra. Sin embargo, el modelo Rainbow es una buena base para comparar la teoría de la reconexión instantánea con sus observaciones de ondas múltiples actuales.

Fig. 9 - Flash (punto de rayos X X5.7) 14 de julio de 2000. Se muestra la posición de la fuente de radiación más brillante, K1, en el rango 53-93 keV, según el telescopio de rayos X duro HXT al comienzo del satélite Yohkoh (contornos amarillos) y extremo (contornos azules) de un estallido de radiación de rayos X dura. La flecha verde es el desplazamiento del centroide de radiación C, durante una explosión de aproximadamente 20 s. La flecha roja muestra el movimiento de la mancha solar más grande P1 durante los dos días anteriores al brote. Consta de dos partes: movimiento hacia la línea neutral simplificada SNL y movimiento a lo largo de ella.

Durante un brote, se produce una rápida "relajación del estrés" del campo magnético en la corona. Justo cuando el gatillo libera un resorte comprimido, la reconexión durante un destello proporciona una rápida transformación del exceso de energía de campo acumulado en la región activa del Sol en la energía térmica y cinética de las partículas.

Perspectivas para estudiar brotes

El estudio de las erupciones solares es necesario para crear un pronóstico confiable y con base científica de la situación de la radiación en el espacio cercano. Esta es la tarea práctica de la teoría de las bengalas. Es importante, sin embargo, y más. Las erupciones solares deben estudiarse para comprender los diversos fenómenos de erupción en el plasma cósmico. A diferencia de las erupciones en otras estrellas, así como muchos otros fenómenos no estacionarios similares (o aparentemente similares) en el Universo, las erupciones solares son accesibles para el estudio más completo en casi todo el rango electromagnético, desde ondas de radio kilométricas hasta rayos gamma duros. La física de las erupciones solares es una especie de sección a través de muchas áreas de la física moderna: desde la teoría cinética del plasma hasta la física de las partículas de alta energía.

Las observaciones modernas del espacio permiten ver la aparición y el desarrollo de una llamarada solar en rayos UV y rayos X con alta resolución espacial, temporal y espectral. Una gran cantidad de datos de observación sobre las llamaradas y los fenómenos que causan en la atmósfera solar, el espacio interplanetario, la magnetosfera y la atmósfera de la Tierra hacen posible verificar cuidadosamente todos los resultados del modelado teórico y de laboratorio de las llamaradas.

Llamaradas solares  - Estos son procesos de liberación de energía (luz, térmica y cinética), únicos en su poder, en la atmósfera del sol.   Brotes  de alguna manera cubren todas las capas de la atmósfera solar: la fotosfera, la cromosfera y la corona del sol. Duración llamaradas solares a menudo no excede varios minutos, y la cantidad de energía liberada durante este tiempo puede alcanzar miles de millones de megatones de TNT. Llamaradas solares, como regla, ocurren en los lugares de interacción de las manchas solares de polaridad magnética opuesta o, más precisamente, cerca de la línea neutral del campo magnético que separa las regiones de polaridad norte y sur. Frecuencia y potencia llamaradas solares  depende de la fase del ciclo solar.

La energia llamarada solar  se manifiesta en muchas formas: en forma de radiación (óptica, ultravioleta, rayos X e incluso gamma), en forma de partículas energéticas (protones y un electrón), así como en forma de flujos de plasma hidrodinámico. Poder brotes  a menudo determinado por el brillo de su radiación de rayos x. El mas fuerte llamaradas solares  pertenecen a la clase X de rayos X. La clase M se refiere llamaradas solaresque tienen un poder de radiación 10 veces menor que brotes  clase X, y a la clase C - brotes  con 10 veces menos potencia que los brotes de clase M. Actualmente clasificado llamaradas solares  llevado a cabo según las observaciones de varios satélites artificiales de la Tierra, principalmente según los satélites GOES.

Observaciones de la llamarada solar H-alfa

Llamaradas solares  a menudo se observa con filtros, lo que permite distinguir del flujo total de radiación la línea del átomo de hidrógeno H-alfa, ubicada en la región roja del espectro. Los telescopios que operan en la línea H-alfa se instalan actualmente en la mayoría de los observatorios solares terrestres, y algunos de ellos toman fotos del Sol en esta línea cada pocos segundos. Un ejemplo de tal fotografía es la imagen del Sol que se muestra arriba de este texto, que se obtuvo en la línea H-alfa en el Observatorio Solar Big Bear. Muestra claramente la expulsión de la prominencia solar durante la extremidad. llamarada solar  10 de octubre de 1971. Película (4.2MB mpeg) grabada durante brotes, muestra este proceso en dinámica.

En la línea H-alfa, llamada llamaradas solares de dos cintascuando durante la llamarada se forman dos estructuras emisoras brillantes largas en la cromosfera en forma de cintas paralelas alargadas a lo largo de la línea neutra del campo magnético (la línea que separa los grupos de manchas solares de polaridad opuesta). Ejemplo típico llamarada solar de dos cintas  es el evento del 7 de agosto de 1972, que se muestra en la próxima película (2.2MB mpeg). Esto es muy famoso flash, que ocurrió entre los vuelos del Apolo 16 (abril) y el Apolo 17 (diciembre), los últimos viajes humanos a la luna. Si hubiera un error al calcular el tiempo de vuelo, y una de las tripulaciones estaría en la superficie de la luna durante este brotes, entonces las consecuencias serían perjudiciales para los astronautas. Posteriormente, esta posible situación formó la base del fantástico trabajo "Space" de James Michener, quien describió la misión ficticia de Apolo, quien perdió a su tripulación debido a la exposición a la radiación de fuertes llamarada solar.

Erupciones solares y campos magnéticos

Actualmente, no hay duda de que la clave para entender llamaradas solares  debe buscarse en la estructura y dinámica del campo magnético del sol. Se sabe que si la estructura del campo en las proximidades de las manchas solares se vuelve muy compleja, entonces las líneas de fuerza pueden comenzar a reconectarse entre sí, lo que conduce a la rápida liberación de energía magnética y energía de las corrientes eléctricas asociadas con el campo magnético. Como resultado de varios procesos físicos, esta energía de campo primaria se convierte en la energía térmica del plasma, la energía de las partículas rápidas y otras formas de energía observadas en una llamarada solar. Estudiar estos procesos e identificar las razones por las cuales llamarada solarEs una de las principales tareas de la física solar moderna, aún lejos de la respuesta final.