La temperatura de las erupciones del Sol ayuda a entender la naturaleza del plasma solar

En el marco de un reciente estudio, se simularon decenas de explosiones en el astro. Y se demostró que puede emplearse el análisis del espectro del denominado “continuo de Lyman”, formado por la ionización y la recombinación del hidrógeno, para efectuar el diagnóstico del plasma

Por José Tadeu Arantes  |  Agência FAPESP – El movimiento de rotación del Sol produce alteraciones en su campo magnético. Y esto hace que cada 11 años aproximadamente nuestra estrella ingrese en una fase de intensa actividad. Erupciones que ocurren en la superficie del Sol (solar flares, en inglés) arrojan hacia lejos una gran cantidad de partículas y liberan altos niveles de radiación.

Durante las referidas erupciones, la liberación de energía calienta la cromosfera causando la ionización casi completa del hidrógeno atómico presente en esa zona. No obstante, como el plasma es sumamente denso, la tasa de recombinación del hidrógeno también es alta. Como consecuencia de ello, se establece un proceso recurrente de ionización y recombinación de hidrógeno, que genera un tipo característico de emisiones de radiación en la franja del ultravioleta llamado “continuo de Lyman” (LyC). Esta denominación es en honor al físico estadounidense Theodore Lyman IV (1874-1954).

Las descripciones teóricas sugieren que la denominada “temperatura de color” del continuo de Lyman estaría asociada a la temperatura del plasma que originó la erupción. De esta forma, la temperatura de color podría utilizarse como un recurso con miras a determinar la temperatura del plasma durante las tormentas solares.

En el marco de un nuevo estudio, se simularon las emisiones de decenas de erupciones distintas. Y se confirmó la asociación entre la temperatura de color del espectro de Lyman (LyC) y la temperatura del plasma de la región en donde se origina la emisión. También se confirmó que dicha región alcanza un equilibrio termodinámico local entre el plasma y los fotones que componen el LyC. Y un artículo al respecto salió publicado en The Astrophysical Journal.

Este estudio contó con el apoyo de la FAPESP y con la participación de Paulo José de Aguiar Simões, docente de la Escuela de Ingeniería de la Universidade Presbiteriana Mackenzie, en el estado de São Paulo, Brasil. “Demostramos que el continuo de Lyman aparece bastante intensificado durante las erupciones solares. Y que el análisis del espectro del LyC puede utilizarse efectivamente en el diagnóstico del plasma”, dice Aguiar Simões, quien también es investigador del Centro de Radioastronomía y Astrofísica Mackenzie.

Las simulaciones corroboraron un importante resultado observacional obtenido en el Solar Dynamics Observatory por el astrónomo argentino Marcos Machado, quien demostró que la temperatura de color, que en los períodos tranquilos se ubica en 9.000 kélvines, se eleva durante los flares a la franja situada entre los 12.000 y los 16.000 kélvines. El artículo en el que se comunicó este resultado, y que también contó con la colaboración de Aguiar Simões, fue el último que publicó Machado, un referente internacional en los estudios sobre el Sol que falleció en el año 2018, durante la etapa de revisión del texto.

La dinámica solar

Cabe recordar entonces un poco de lo que se sabe acerca de la estructura y la dinámica solar. La enorme cantidad de energía que abastece a la Tierra de luz y calor se genera debido fundamentalmente a la conversión de hidrógeno en helio. Dicho proceso de fusión nuclear sucede en el interior de la estrella, pero esa vasta región resulta inaccesible a la observación directa, pues la luz no atraviesa la “superficie” del Sol. “Lo que logramos observar directamente se ubica de la superficie hacia fuera. Y la primera capa, que se extiende hasta unos 500 kilómetros de altura, es la llamada fotosfera. Su temperatura es del orden de los 5.800 kélvines. Es esa zona es donde aparecen las manchas solares, en los lugares donde los campos magnéticos que emergen del interior inhiben la convección y mantienen el plasma más frio, lo que genera la apariencia oscura de las manchas”, informa Aguiar Simões.

Por encima de la fotosfera, la cromosfera se extiende a través de otros 2.000 kilómetros aproximadamente. “La temperatura aumenta en esa capa, y puede llegar a más de 10.000 kélvines; y la densidad del plasma disminuye. Debido a estas características, el hidrógeno atómico se encuentra parcialmente ionizado, con protones y electrones separados”, explica el investigador.

En la cima de la cromosfera, en una delgada capa de transición, la temperatura sube abruptamente y supera el millón de kélvines, y la densidad del plasma cae ostensiblemente. Este súbito calentamiento en el tránsito desde la cromosfera hacia la corona constituye un fenómeno contraintuitivo, pues sería de esperarse registrar una disminución de la temperatura a causa del aumento de la distancia con relación a la fuente. “Aún no contamos con una explicación para ello. Los físicos solares han elaborados diversas propuestas, pero la comunidad científica no ha aceptado sin reservas ninguna de ellas”, consigna Aguiar Simões.

La corona se prolonga hacia el medio interplanetario, sin una nueva zona de transición definida. En ella, la influencia de los campos magnéticos es significativa y estructura el plasma, especialmente en las denominadas regiones activas, fácilmente identificables en imágenes en el ultravioleta, como la que se reproduce al comienzo de este artículo periodístico. En esas regiones activas ocurren las erupciones solares.

“En esas tormentas solares, la energía acumulada en los campos magnéticos coronales se libera de manera repentina, calienta el plasma y acelera las partículas. Al tener una masa menor, los electrones pueden acelerarse hasta llegar a un 30 % de la velocidad de la luz. Esas partículas, que viajan a lo largo de las líneas de fuerza del campo magnético, son en parte arrojadas al medio interplanetario. Otra parte sigue el camino contrario, desde la corona hacia la cromosfera, en donde sufren colisiones en el plasma de alta densidad y transfieren su energía al medio. Ese exceso de energía calienta el plasma local y provoca la ionización de los átomos. La dinámica de ionización y recombinación origina el continuo de Lyman”, detalla el investigador.

Los picos de actividad solar suceden a intervalos de aproximadamente 11 años. Durante los períodos de alta actividad, los efectos sobre la Tierra son bastante nítidos: una mayor aparición de auroras boreales, interrupción de las comunicaciones de radio, aumento del efecto de centelleo en las señales de GPS, e incremento de la fuerza de arrastre en los satélites, con la consiguiente merma de sus velocidades y, por ende, de la altitud de sus órbitas. Al conjunto de estos fenómenos, junto a las propiedades físicas del medio interplanetario cercano a la Tierra, se le da el nombre “clima espacial”.

“Aparte del conocimiento fundamental que aportan, los estudios de la física de las tormentas solares contribuyen también para mejorar nuestra capacidad de pronosticar el clima espacial. Estos estudios se apoyan sobre dos pies: las observaciones directas y las simulaciones basadas en modelos computacionales. Los datos observacionales en las diversas franjas del espectro electromagnético nos permiten entender mejor la evolución de las tormentas solares y las propiedades físicas del plasma implicado en estos eventos. Los modelos computacionales, como los que empleamos en esta investigación, se aplican para poner a prueba hipótesis y verificar las interpretaciones de las observaciones, toda vez que nos brindan acceso a magnitudes que no pueden medirse directamente mediante el análisis de los datos de observación”, resume Aguiar Simões.

Puede accederse libremente a la lectura del artículo intitulado Formation of the Lyman Continuum during Solar Flares en el siguiente enlace: iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acaf66.