La rotación del sol produce cambios en su campo magnético, que se invierte completamente cada 11 años aproximadamente, desencadenando una fase de intensa actividad. Las erupciones solares, enormes erupciones de la superficie del sol que duran minutos u horas, emiten intensos estallidos de partículas y altos niveles de radiación electromagnética. La liberación de energía durante las erupciones solares calienta la cromosfera, provocando una ionización casi total del hidrógeno atómico presente en la región.
La cromosfera es una fina capa de plasma que se encuentra al menos a 2000 km por encima de la superficie visible del sol (la fotosfera) y por debajo de la corona (la atmósfera superior del Sol). El plasma es muy denso y el hidrógeno se recombina a una velocidad muy alta, lo que da como resultado un proceso recurrente de ionización y recombinación de hidrógeno que produce un tipo característico de emisión de radiación en la banda ultravioleta conocida como Lyman Continuum (LyC) en memoria de American físico Theodore Lyman IV (1874-1954).
Las descripciones teóricas sugieren que la “temperatura de color” del LyC podría estar asociada con la temperatura del plasma que produce la llamarada y, por lo tanto, la temperatura de color podría usarse para determinar la temperatura del plasma durante las tormentas solares.
Un nuevo estudio ha simulado las emisiones de docenas de erupciones solares diferentes y ha confirmado el vínculo entre la temperatura de color del LyC y la temperatura del plasma en la región de la que surge la erupción. También confirma que se produce un equilibrio termodinámico local en la región entre el plasma y los fotones en el LyC. Un artículo sobre el estudio se publica en The Astrophysical Journal.
El penúltimo autor del artículo es Paulo José de Aguiar Simões, profesor de la Escuela de Ingeniería de la Universidad Presbiteriana Mackenzie (EE-UPM) en el estado de São Paulo, Brasil. “Mostramos que la intensidad de LyC aumenta significativamente durante las erupciones solares y que el análisis del espectro de Lyman realmente se puede utilizar para el diagnóstico del plasma”, dijo Simões, quien también es investigador del Centro de Astrofísica y Radioastronomía Mackenzie (CRAAM).
Las simulaciones corroboraron un importante resultado obtenido en el Laboratorio de Dinámica Solar por el astrónomo argentino Marcos Machado que muestra que la temperatura de color, que en períodos tranquilos está en la región de los 9.000 Kelvin (K), se eleva a 12.000-16.000 K durante las erupciones.
El artículo en el que relata este resultado y del que Simões también fue coautor, fue el último publicado por Machado. Un experto en el sol de renombre mundial, murió en 2018 mientras el artículo estaba siendo revisado por pares.
Dinámica solar
Aquí vale la pena recordar un poco de lo que se sabe sobre la estructura y dinámica del sol. La enorme cantidad de energía que proporciona luz y calor a la Tierra se genera principalmente por la conversión de hidrógeno en helio en un proceso de fusión nuclear que tiene lugar en el interior de la estrella. Esta vasta región no es directamente observable porque la luz no atraviesa la “superficie” del sol, que en realidad es la fotosfera.
“Podemos observar directamente la región sobre la superficie. La primera capa, que se extiende hasta una altitud de unos 500 km, es la fotosfera, con una temperatura de alrededor de 5.800 K. Aquí es donde vemos las manchas solares, en lugares donde el campo magnético Los campos que emergen del sol inhiben la convección y mantienen el plasma relativamente frío, produciendo estas áreas más oscuras que llamamos manchas solares”, explicó Simões.
Por encima de la fotosfera, la cromosfera se extiende unos 2.000 km. “La temperatura de esta capa es más alta, superando los 10.000 K, y el plasma es menos denso. Debido a estas características, el hidrógeno atómico está parcialmente ionizado, manteniendo separados los protones y los electrones”, dijo.
En una delgada capa de transición en la parte superior de la cromosfera, la temperatura aumenta bruscamente por encima de 1 millón de K y la densidad del plasma cae en muchos órdenes de magnitud. Este repentino calentamiento en el paso de la cromosfera a la corona es un fenómeno contrario a la intuición; sería razonable esperar que la temperatura descienda a medida que aumenta la distancia desde la fuente.
“Todavía no tenemos una explicación. Los físicos solares han presentado varias propuestas, pero ninguna ha sido aceptada sin reservas por la comunidad”, dijo Simões.
La corona se extiende hacia el medio interplanetario, sin una región de transición definida. Los campos magnéticos del sol ejercen una fuerte influencia sobre la corona, estructurando el plasma, especialmente en regiones activas fácilmente identificables en imágenes ultravioleta. Las llamaradas solares ocurren en estas regiones activas.
“En estas tormentas solares, la energía acumulada en los campos magnéticos coronales se libera abruptamente, calentando el plasma y acelerando las partículas. Los electrones, que tienen menos masa, pueden acelerarse hasta un 30% de la velocidad de la luz. Algunos de estas partículas, que viajan a lo largo de líneas de fuerza magnéticas, son expulsadas al medio interplanetario, otras van en sentido contrario, desde la corona a la cromosfera, donde chocan con el plasma de alta densidad y transfieren su energía al medio. calienta el plasma local, provocando la ionización de los átomos. La dinámica de ionización y recombinación da lugar al continuo de Lyman”, dijo Simoes.
Los picos en la actividad solar ocurren aproximadamente cada 11 años. Durante los períodos de intensa actividad, los efectos en la Tierra son sustanciales, incluyendo más auroras boreales, apagones en las comunicaciones de radio, mayores efectos de centelleo en las señales GPS y un aumento en la resistencia de los satélites, lo que reduce su velocidad y, por lo tanto, la altitud de su órbitas. Estos fenómenos y las propiedades físicas del medio interplanetario cercano a la Tierra se conocen como clima espacial.
“Además del conocimiento fundamental que brindan, los estudios de la física de las erupciones solares también mejoran nuestra capacidad para pronosticar el clima espacial. Estos estudios caminan sobre dos patas: la observación directa y las simulaciones basadas en modelos computacionales. Los datos de observación en las diferentes bandas del espectro electromagnético espectro nos permite comprender mejor la evolución de las erupciones solares y las propiedades físicas del plasma involucrado en estos eventos Los modelos computacionales, como los utilizados en nuestro estudio, sirven para probar hipótesis y verificar interpretaciones de las observaciones, ya que nos dan acceso a cantidades que no se pueden obtener directamente del análisis de datos de observación”, dijo Simões.
Con información de The Astrophysical Journal
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