Investigando la atmósfera del Sol

Traducido por M.A. de Pablo (Dpto. Geología. Universidad de Alcalá)

Una eyección de masa coronal en curso
Imagen cortesía de SOHO (ESA & NASA)

¿Se ha preguntado alguna vez lo que implica el viento solar para nosotros en la Tierra? ¿Y lo que ocurre cuando ocasionalmente se producen erupciones en la superficie del Sol? Lucie Green del Mullard Space Science Laboratory en el University College de Londres, Reino Unido, nos describe algunas de las investigaciones más recientes sobre la atmósfera del Sol.

Actualmente se encuentra en marcha un programa especial de investigación para estudiar el Sol y su influencia en el Sistema Solar. Iniciado por las Naciones Unidas, el programa se llama Año Heliofísico Internacional^w1 y en él participan científicos de toda Europa. Uno de los temas de interés es la atmósfera del solar; aún hay muchas preguntas por responder sobre nuestra estrella local.

Una de estas cuestiones surgió en 1869, cuando las observaciones espectroscópicas de un eclipse solar total puso de manifiesto una línea espectral que había pasado inadvertida en los laboratorios. Inicialmente se creyó que era resultante de un nuevo elemento, provisionalmente denominado 'coronium', pero posteriormente se comprobó que se producía por iones de hierro altamente ionizados, que requiere de temperaturas muy altas (de alrededor de 1 millón de grados Kelvin) para formarse. Este descubrimiento, en 1939, fue el primer indicador de que los gases en la atmósfera solar están a temperaturas mucho más altas que la temperatura de la superficie, de unos 6000 grados Kelvin, lo que representaba un rompecabezas. A medida que se unoo se aleja de la fuente de calor (el núcleo del Sol), la temperatura debería descender. Esto ocurre hasta llegar a la parte superior de la fotosfera, pero entonces la temperatura comienza a aumentar con la distancia desde el núcleo. Esto va en contra de la segunda ley de termodinámica, un cuerpo frío no puede calentar otro más caliente. La cuestión que entonces se plantea es: ¿qué es lo que calienta la corona solar? Esto es lo que hoy se conoce como el problema de calentamiento coronal.

A pesar del descubrimiento de la primera línea de emisión coronal en una longitud de onda visible, la mayor parte de la emisión de la corona se encuentra en las longitudes de onda del ultravioleta y de los rayos X. Cuando comenzó la era espacial en 1957, los telescopios de rayos X embarcados en cohetes y satélites artificiales fueron capaces de recoger datos desde fuera de la atmósfera terrestre, que absorbe parte de estas longitudes de onda, lo que permitió a los científicos comenzar a estudiar qué procesos ocurren en el sol. Las observaciones rápidamente mostraron importantes emisiones de rayos X en las regiones de la atmósfera del Sol donde los campos magnéticos son más intensos. ¿Existe un vínculo entre los campos magnéticos y el calentamiento?

Las observaciones realizadas desde las sondas planetarias, como la SOHO de la Agencia Espacial Europea /NASA en 1995 están siendo utilizadas para comprobar distintas teorías. Las teorías se dividen en dos categorías: modelos en los que la energía procede de los campos magnéticos que cosen la corona solar, y los modelos de onda según los cuales la energía se deposita por las ondas que se propagan hacia el exterior. La idea más apoyada en este momento es que la energía se obtiene a partir de los campos magnéticos que son constantemente empujados y trasladados alrededor del Sol, pero la investigación está todavía en marcha.

The chromosphere taken with the SOHO spacecraft
La cromosfera solar observada por la misión SOHO
Imagen cortesía de SOHO (ESA & NASA)

The corona taken with the SOHO spacecraft
La corona solar observada por la misión SOHO
Imagen cortesía de SOHO (ESA & NASA)

The structures in the solar atmosphere which are created by the magnetic fields
Estructuras de la atmósfera solar creadas por los campos magnéticos
Imagen cortesía de SOHO (ESA & NASA)

Una de las consecuencias de la existencia de una corona caliente en el Sol, junto con su alta conductividad térmica, es que ésta se expande constantemente en el espacio. Esta expansión se llama viento solar y hay dos tipos: los vientos lentos que viajan a unos 400 km/s y el viento solar rápido que viaja a unos 800 km/s. Actualmente, no se entienden realmente ni los mecanismos de aceleración ni la ubicación de estos dos tipos de vientos, pero ambos están siendo investigados.

A solar flare taking place in the Sun's atmosphere

Una erupción solar en la atmósfera del Sol
Imagen cortesía de SOHO (ESA & NASA)

El viento solar sopla sobre todos los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar. Algunos planetas, al igual que la Tierra, generan su propio campo magnético: son aquellos que tienen o un núcleo de hierro fundido (como la Tierra), o una atmósfera de hidrógeno tan comprimida que actúa como un metal (como Júpiter). Esto forma una burbuja magnética alrededor del planeta, en torno a la cual normalmente fluye el viento solar. El planeta y su campo magnético actúan como una roca en un río, desvían la corriente. Sin embargo, el viento solar lleva consigo un campo magnético y si éste tiene una fuerte orientación hacia el sur, interacciona con las líneas del campo magnético terrestre. Durante estos episodios, aumenta la producción de auroras (las llamadas Luces del Norte y del Sur). Se trabaja en determinar cómo se lleva a cabo la transferencia de energía entre el viento solar y el campo magnético y la atmósfera terrestres.

La investigación también intenta comprender cómo el viento solar afecta a los planetas sin campo magnético. Por ejemplo, la misión Venus Express está en órbita alrededor de Venus y está midiendo la erosión de la atmósfera venusiana por el viento solar.

La actividad más espectacular que tiene lugar en la atmósfera del Sol son las enormes erupciones de plasma y campo magnético conocidas como eyecciones de masa coronal o EMC. Originalmente descubiertas en la década de 1970, desde entonces se ha demostrado que su frecuencia varía cíclicamente (con lo que se conoce como el ciclo solar): las EMC se producen un mínimo de una vez cada tres días y un máximo de tres a cinco veces por día. Estas erupciones pueden estar dirigidas hacia la Tierra y, al igual que con el viento solar, se puede producir una interacción con el campo magnético terrestre. En estas condiciones las EMC se pueden sentir en la Tierra con graves consecuencias como el calentamiento y la expansión de la atmósfera terrestre, que puede da lugar a lugar a cambios en las órbitas de los satélites. El verdadero efecto de las EMC es un tema de investigación increíblemente interesante y en la actualidad existe toda una flota de sondas espaciales de observación del Sol y la Tierra para hacer precisamente esto.

Se sabe que la causa de las EMC está relacionada con los campos magnéticos del Sol, que son producidas por las corrientes eléctricas en lo que se denomina la dinamo solar, en el interior de la estrella. Grupos concentrados de campos magnéticos emergen a través de la fotosfera y se extienden hasta la corona. Este campo magnético se ve continuamente inyectado en la atmósfera, lo que hace pensar que las EMC proporcionan una forma de desconcentrar y eliminar estas acumulaciones. Se están llevando a cabo estudios, con sondas espaciales como SOHO, TRACE, STEREO y Hinode, para controlar cómo cambian con el tiempo las estructuras del campo magnético solar.

La misión STEREO se compone de dos sondas espaciales en órbita alrededor del Sol en una configuración que les permite alejarse de la Tierra en el espacio (una órbita es ligeramente más cercana al Sol que la Tierra, y otra un poco más lejana). Esto significa que las dos sondas espaciales observan el Sol desde diferentes posiciones en el espacio y, al igual que nuestros dos ojos nos dan una sensación de profundidad y perspectiva, las sondas STEREO facilitan una vista 3D de la estructura de las erupciones magnéticas (ver imagen). La vista 3D se está utilizando para tratar de estudiar y deducir la física de la erupción usando los conocimientos de la estructura de los campos magnéticos. STEREO está también ayudando a predecir que EMC colisionarán con la Tierra. Este conocimiento podría ser utilizado por los operadores de satélites u organizaciones que gestionan las redes eléctricas: por ejemplo, las órbitas de los satélites podrían ser especialmente vigiladas cuando se prevea que una EMC podría colisionar con la Tierra.

La sonda espacial Hinode es el equivalente del telescopio espacial Hubble para el Sol, y es que permite el estudio de la evolución de las inmensas estructuras de la atmósfera magnética a lo largo del tiempo y con un gran detalle. Se cree que la única manera de obtener suficiente energía para expulsar los miles de millones de toneladas de material solar que componen una EMC es mediante el uso de la energía almacenada en los campos magnéticos enrollados y distorsionados. Hinode está realizando mediciones de cómo es este enrollamiento del campo magnético y los resultados se combinan con las obtenidos de la misión STEREO. Una vez que entendamos por qué se producen las EMC, podremos empezar a predecir qué estructuras magnéticas se convierten en erupciones y, ocasionalmente, cuáles de ellas pueden tener grandes efectos en la Tierra.

El continuo soplido del viento solar y las esporádicas EMC implican que la Tierra siente continuamente la presencia del Sol. De hecho, puede decirse que estamos sentados en la atmósfera del Sol, que se está expandiendo en el Sistema Solar. Así, al igual que la ciencia fundamental que se está llevando a cabo para comprender nuestra estrella local, nosotros queremos entender nuestro lugar en el Sistema Solar.