Los modelos explican la misteriosa característica que controla las propiedades magnéticas del Sol

A finales de la década de 1980, los científicos se dieron cuenta de que podían comprender las propiedades internas del Sol observando las ondas sonoras que resuenan en su interior. Esta técnica, llamada heliosismología, reveló una capa dinámica misteriosamente delgada en el interior del Sol, conocida como tacoclina.

La tacoclina es extremadamente delgada, pero se cree que desempeña un papel fundamental en el funcionamiento de las propiedades magnéticas del Sol. Durante años, los científicos han teorizado, calculado y modelado estas capas del Sol, pero la cuestión de la dinámica que conduce a la existencia de la tacoclina ha seguido siendo un enigma matemático extremadamente complejo.

Ahora, investigadores de la Universidad de California, Santa Cruz, han producido los primeros modelos autoconsistentes del interior del Sol que incorporan la dinámica adecuada y producen espontáneamente una tacoclina, lo que supone un gran avance para la física solar.

Sus modelos se generaron utilizando la supercomputadora más potente de la NASA, y los resultados se publican en The Astrophysical Journal Letters.

Para nosotros en la Tierra, la tacoclina es importante debido a su previsible papel en la producción de los campos magnéticos solares. Estos campos desencadenan eventos como erupciones solares y eyecciones de masa coronal: explosiones de actividad solar que pueden devastar las redes eléctricas globales e interrumpir el funcionamiento de nuestros satélites. Predecir con fiabilidad cuándo ocurrirán estos eventos requiere modelar con precisión el interior solar, especialmente la tacoclina.

Más allá de nuestras fronteras, el conocimiento de las propiedades de la tacoclina solar podría proporcionar información sobre la actividad magnética de otras estrellas. Los científicos creen que las propiedades magnéticas de una estrella pueden ser cruciales para su capacidad de albergar otros planetas que sustenten la vida.

«Conocemos mucha información sobre el Sol, pero el Sol es solo una estrella», afirmó Loren Matilsky, investigador postdoctoral en la UC Santa Cruz y primer autor del estudio.

Estamos aprendiendo mucho sobre la dinámica de nuestro Sol y, en el proceso, creo que también estamos aprendiendo cómo funciona esto en otras estrellas. Las cuestiones de la tacoclina cobran mayor importancia a la luz de otros sistemas estelares y exoplanetas.

Extremadamente delgada

Matilsky, su mentor, Nicholas Brummell, profesor de matemáticas aplicadas en la Escuela de Ingeniería Baskin, y Lydia Korre, exestudiante de posgrado de la UC Santa Cruz y actual investigadora de la Universidad de Colorado en Boulder, llevaron a cabo esta investigación sobre la tacoclina como parte del Centro de Ciencias DRIVE «Consecuencias de los Campos y Flujos en el Interior y el Exterior del Sol» (COFFIES).

Este amplio grupo multiinstitucional, del cual la UC Santa Cruz forma parte importante, busca comprender la «dinamo» solar, el proceso físico que crea los campos magnéticos del sol.

La tacoclina desempeña un papel fundamental en la dinamo solar, ya que separa dos regiones distintas del sol. Debajo de la tacoclina se encuentra la zona radiativa, que constituye el 70 % más interno del radio del sol y gira rígidamente como una pelota de béisbol sólida.

Por encima de la tacoclina se encuentra la zona convectiva, el 30% más externo del radio del Sol, que gira diferencialmente con la fluidez característica de un gas. Entre estas dos zonas se encuentra la tacoclina extremadamente delgada, cuyas grandes variaciones de velocidad probablemente desempeñan un papel clave en la dinamo.

«Al observar la dinámica inicialmente, no se esperaría que la tacoclina fuera tan delgada, ya que existen múltiples procesos que tenderían a expandirla si se dejaran a su suerte; por lo tanto, un gran misterio siempre es ‘¿por qué es una capa tan estrecha?'», dijo Brummell.

Durante años, los investigadores han intentado resolver las ecuaciones matemáticas de la dinámica de fluidos magnéticos para la geometría solar, confirmando así las predicciones y modelos en torno a la tacoclina.

Pero el Sol es una esfera de gas muy potente y turbulenta, lo que implica una enorme variedad de escalas relacionadas con sus movimientos, desde las más pequeñas (digamos, 10 metros) hasta las más grandes (digamos, 1 millón de kilómetros). De igual manera, existe una enorme variedad de escalas de tiempo relevantes. Esto dificulta enormemente el modelado del Sol, y los intentos anteriores no han logrado reproducir los procesos dinámicos realistas esenciales que operan en el interior solar.

Cálculos «héroes»

A pesar de estas dificultades, Matilsky, en sus propias palabras, «acepta con agrado un buen desafío». Él y Korre asumieron la enorme tarea de producir cálculos «héroes» (simulaciones matemáticas extremadamente complejas y de gran tamaño) que modelaran con mayor precisión los procesos físicos que operan en un régimen de parámetros similar al solar.

Los intentos anteriores de modelar el Sol han tenido dificultades para priorizar correctamente los procesos físicos que influyen en la dinamo solar. Esto se debe, nuevamente, al amplio rango de longitudes y escalas de tiempo que abarcan estos procesos. En este trabajo, por primera vez, el equipo pudo invertir los recursos computacionales necesarios para lograr la ordenación correcta de la dinámica.

Sus modelos priorizan un proceso llamado «propagación radiativa», que tiende a engrosar la tacoclina con el tiempo, en lugar de otro proceso de engrosamiento que se considera insignificante en el Sol, llamado «propagación viscosa».

«Loren y Lydia han estado realizando simulaciones complejas y complejas, donde las hacemos lo suficientemente grandes y complejas como para poder despriorizar la viscosidad en favor del proceso de propagación radiativa, mucho más realista», dijo Brummell.

Al ejecutar sus modelos repriorizados, utilizando la supercomputadora Pleiades de la NASA Ames durante decenas de millones de horas de supercomputación durante 15 meses para impulsar sus simulaciones, lograron crear, por primera vez, un modelo totalmente autoconsistente del funcionamiento de la tacoclina.

Sin necesidad de una intervención específica, sus modelos de las zonas convectiva y radiativa produjeron espontáneamente una tacoclina. Curiosamente, las fuerzas producidas por la dinamo en funcionamiento en la zona convectiva fueron clave para mantener la delgadez de la tacoclina en este modelo.

«Existe una sinergia, ya que se cree que la tacoclina desempeña un papel fundamental en el proceso de la dinamo. Ahora parece que lo contrario también podría ser cierto, en el sentido de que el campo magnético de la dinamo podría ser la causa de la existencia de la tacoclina», afirmó Matilsky.

Con información de The Astrophysical Journal Letters