Rayos cósmicos solares, llamaradas y eyecciones de masa solar
El Sol es una estrella en calma cuando miramos a su emisión en conjunto, que está fundamentalmente dominada por la luz visible de su fotosfera. Pero desarrolla una fuerte actividad de emisiones en la Corona, particularmente en rayos X, EUV (ultravioleta extremo), y ondas de radio. La corona es el gas difuso alrededor del Sol visible durante un eclipse solar. Sus estructura, al igual que su actividad están dominadas por el campo magnético.
La conversión explosiva de energía en los sucesos eruptivos solares está en el origen del plasma caliento y las partículas aceleradas, a energías, muy superiores a 100 eV que es la energía térmica media en la corona. Algunos de estos sucesos eruptivos aceleran partículas a muy altas energías: los rayos cósmicos solares. Estos sucesos son raros: 70 de ellos han sido observados desde su descubrimiento en 1942 y el año 2009.
La corona solar: un entorno dinámico estructurado por el campo magnético
Una fotografía de un eclipse (aquí: 26 de febrero de 1998 Guadeloupe; © Christian Viladrich, SAF) muestra que la corona tiene una forma irregular, al contrario que la esfera visible del Sol, su fotosfera, que es aproximadamente esférica. Esto es debido a que la fotosfera está dominada por la gravedad. La gravedad atrae hacia el centro de la concentración de masa a todas las partículas, y por tanto crea cuerpos esféricos como planetas, la Luna y el propio Sol. La corona, por otro lado, es un gas ionizado a 1 millón de grados centígrados compuesta por partículas eléctricamente cargadas, electrones, protones, núcleos de helio y de elementos más pesados. Este gas está estructurado por campos magnéticos, además de la gravedad, enraizados en el interior solar.
Campos magnéticos y la estructura de la corona
La situación es similar al famoso experimento que aprendemos en la escuela que
nos enseña que las líneas de campo magnético unen los polos de un imán: coge un
imán, pon una hoja de papel sobre él, y extiende virutas de hierro. Las
pequeñas virutas de hierro se alinearán a lo largo de las líneas de campo, y
las harán visibles de esta manera.
¿Qué tiene esto que ver con la corona del Sol?
Echemos un nuevo vistazo, utilizando la emisión que llega desde el gas caliente
de la corona. La imagen de la derecha muestra un detalle de la corona en
ultravioleta extremo (EUV), emitido por hierro gaseoso a 1 millón de grados
(foto: Transition Region and Coronal Explorer satellite, TRACE; NASA). La
fotosfera, que emite básicamente toda la luz visible e infrarroja solar, aquí
está oscura, porque a 6000 grados no hay suficiente emisión en EUV. El gas
caliente en la corona está confinado en lazos. Esto es debido a que los hierros
que emiten están atrapados en una estructura magnética: como las virutas de
hierro, los cuales son forzados por el campo magnético a alinearse con las
líneas de campo, las partículas cargadas sólo se pueden mover libremente a lo
largo de las líneas de campo, y no en la dirección perpendicular a las mismas.
Por tanto “vemos” líneas de campo en la corona dónde confinan material - de
igual manera que “vemos” las líneas de campo con la ayuda de las virutas de
hierro. Las líneas de campo que estructuran la corona están enraizadas en el
interior del Sol.
Existe una gran diferencia entre el imán y el Sol: el imán es esencialmente una configuración estática, y por tanto sus líneas de campo. Pero el interior del Sol es un gas turbulento, y las corrientes en este gas modifican continuamente el campo magnético y su extensión en la corona. Por tanto, al contrario que el familiar imán, el campo magnético solar no es estático.
El Sol dinámico
Existe una gran diferencia entre el imán y el Sol: el imán es esencialmente una configuración estática, y por tanto sus líneas de campo. Pero el interior del Sol es un gas turbulento, y las corrientes en este gas modifican continuamente el campo magnético y su extensión en la corona. Por tanto, al contrario que el familiar imán, el campo magnético solar no es estático.
Como consecuencia, las estructuras a gran escala en la corona que vemos durante un eclipse o con naves en las longitudes de ondas de EUV ¡no son estables! La vista de un eclipse es solo una instantánea de una situación dinámica. La corona expele estas estructuras en espectaculares CMEs, y estas calientan explosivamente al gas aceleran partículas cargadas a elevadas energías en las fulguraciones.
La corona solar violenta: eyecciones de masa coronal y fulguraciones
La manifestación más espectacular de la actividad eruptiva solar son las eyecciones de masa coronal (abreviadamente: CME). La serie de instantáneas de arriba fue tomada por el coronógrafo LASCO a bordo del observatorio heliosférico y solar SoHO(SOHO; ESA/NASA). En un coronógrafo el brillante disco solar es ocultado, lo que hace visible a la débil corona como sucede durante un eclipse solar.
La primera instantánea muestra la corona antes de la eyección de masa. La estructura que emerge sobre el disco de ocultación en la parte inferior derecha se denomina streamer - un fenómeno que es familiar en las fotografías de eclipses. En las siguientes instantáneas, vemos como el gas es propelido hacia la corona superior con el campo magnético que lo confina. Posteriormente deja el Sol y se propaga por la Heliosfera. De nuevo aquí, el gas hace visible la estructura magnética. Es un echo que el gas no es inicialmente eyectado sino la estructura magnética que es quien arrastra el gas con ella. Esto es distinto de las erupciones volcánicas en la Tierra, en dónde la materia es expulsada de forma explosiva, y entonces cae bajo la acción de la gravedad.
Una fulguración solar se manifiesta a si misma como un repentino abrillantamiento en diferentes rangos del espectro electromagnético. Tales abrillantamientos son particularmente prominentes en la emisiones coronales típicas: ultravioleta extremo (EUV), rayos X,y ondas de radio. O incluso en rayos gama para los cuales el Sol es invisible para nuestros instrumentos fuera de las fulguraciones. Las tres imágenes de arriba muestran diferentes instantáneas del sol tomadas el 14 de julio de 2000 por el telescopio de ultravioleta extremo (EIT; a una longitud de onda de 19,5 nm) a borde de SOHO. Notar la brillante región activa ligeramente por encima del centro del disco solar: el panel del medio muestra que de repente brilla fuertemente. El abrillantamiento persiste en la siguiente instantánea, tomada 1 hora más tarde. Esto es una fulguración solar. Las fulguraciones y las CMEs no son independientes. Los coronógrafos de SOHO también observaron una CME con esta fulguración.
Sucesos de partículas energéticas solares
Los puntos blancos en la imagen de la derecha de EIT son trazas de partículas de alta energía, protones e iones a energías desde decenas a cientos de MeV que impactan sobre el instrumento -clara evidencia de que las partículas son aceleradas hasta altas energías durante un suceso y escapan hacia el medio interplanetario. Esta imagen ilustra el impacto de las partículas energéticas sobre la tecnología en el espacio.
Los protones de mayores energías fueron detectados por los monitores de neutrones en la Tierra. La figura muestra los perfiles temporales observados por diferentes monitores de neutrones, extraídos de la NMDB. La aceleración de estas partículas esta claramente asociada en tiempo con la fulguración y la CME que tuvieron lugar en el Sol. Sucesos como estos, en los que el Sol acelera partículas hasta energías suficientes para que sean detectadas por los monitores de neutrones u otros dispositivos en tierra se denominan incrementos a nivel de suelo (GLE). A estas partículas de tan alta energía se les llama rayos cósmicos solares.
Si quieres ver otros GLEs ve a la herramienta de búsqueda de sucesos de la NMDB. Escoge el número del GLE y la estación cuyas observaciones quieras dibujar, y pulsa “Submit”
¿Cómo aparecen las CMEs y las fulguraciones?
Vamos a echar un vistazo más cercano a lo que ocurre en una región activa cuando una fulguración y una CME tienen lugar: la nave de NASA TRACE observó el 14 de julio del 2000 la fulguración en EUV, como SOHO/EIT, pero con campo de visión más pequeño, y con una mayor cadencia temporal.
Las dos instantáneas de la izquierda muestran la fase inicial de la erupción: (1) un filamento oscuro que estaba suspendido sobre la región activa brillante (panel superior) se eleva y es eyectado. (2) Cuando el filamento se eleva por la corona, una parte de él todavía se observa en el panel de abajo. El filamento se convertirá en una parte de la CME.
La región inferior brilla, como se ve en la primera instantánea de la derecha (3). Posteriormente forma un número creciente de estructuras con forma de lazos, y desaparece de la vista varias horas más tarde. La instantánea de abajo (4) muestra esto.
Puede encontrar más películas de estas y otras observaciones de TRACE
Reconexión magnética: un proceso clave en los sucesos eruptivos solares
Los procesos que ocurrieron durante este suceso pueden ser resumidos en el dibujo de un escenario simple como se muestra en la siguiente figura. Esta es un corte en dos dimensiones del filamento, que es un gas denso que es sostenido frente al efecto de la gravedad por efecto del campo magnético.
(a) Corrientes eléctricas circulan en este gas, y generan un campo magnético alrededor del filamento, como muestra la línea de campo circular en verde. Al mismo tiempo, el filamento es rodeado por líneas de campo magnético enraizadas por debajo de la fotosfera -emergen del interior solar.
(b) Si, bajo la influencia del movimiento del gas turbulento en y por debajo de la fotosfera, el campo magnético del filamento, junto con el material confinado, se elevan a mayores alturas, la región donde se encontraba antes tiene menos materia, y por tanto menor presión que la regiones que la rodean: la materia de su alrededor entrará en esta región, y traerá el campo magnético con ella. Lineas de campo con orientaciones opuestas se aproximarán en una región indicada por el rectángulo amarillo. Esta región se denomina lámina de corriente, porque el cambio abrupto en la orientación del campo allí implica intensas corrientes eléctricas.
(c) Las lineas magnéticas se pueden reconectar en la lámina de corriente: la línea roja simple en (b) forma dos nuevas líneas - una cerrada sobre el filamento ascendente y la otra es parte del nuevo filamento formado más abajo.
(d) El proceso de reconexión magnética afecta sucesivamente a las líneas de campo cada vez más alejadas del filamento. Cuando las líneas de campo se reconectan unas con el campo enraizado en el Sol y las otras en algún lugar de la Heliosfera no mostrado en la figura el filamento puede desconectarse del campo magnético anclado en el Sol. Entonces es expelido hacia la alta corona y el medio interplanetario. Esta secuencia es exactamente lo que vimos en las imágenes de TRACE de arriba: el filamento sube y finalmente desaparece, mientras que por debajo el nuevo lazo que se forma se llena con gas caliente, y radia por algún tiempo, por ejemplo en EUV.
Aceleración de partículas
Cuando el campo magnético se reconecta, la energía es utilizada para calentar el gas y acelerar algunas partículas a altas velocidades y energías. Esto crea diferentes marcas radiactivas en diferentes lugares como se muestra en (d). Las partículas aceleradas durante la reconexión pueden escapar a su vez, también hacia el medio interplanetario.
Las partículas no sólo se aceleran en la región de reconexión por debajo del filamento. Cuando el filamento es expelido a gran velocidad, puede generar una onda de choque delante de él - como un avión que vuela más rápido que la velocidad del sonido crea una onda de choque en el aire que se percibe como un repentino y violento sonido. En la corona solar, donde el gas está formado por partículas cargadas, una onda de choque provoca campos eléctricos, los cuales pueden acelerar a las partículas hasta altas energías.
No sabemos con seguridad como los rayos cósmicos solares que llegan a la Tierra son acelerados por fulguraciones y CMEs. Lo que sabemos es que estos sucesos de partículas están siempre acompañadas por fulguraciones y CMEs grandes y rápidas. Hay una intensa actividad investigadora dirigida a descubrir el papel que juega la reconexión y las ondas de choque en la aceleración de partículas en la corona solar.
Los investigadores emplean diversas herramientas para dilucidar el origen de los grandes sucesos de partículas, e intentar desarrollar modelos para predecir su aparición, intensidad máxima y evolución temporal. Los monitores de neutrones son instrumentos claves en la investigación de las partículas solares más rápidas.