Un nuevo estudio cuestiona la validez del modelo estándar de las erupciones solares

Simulaciones computacionales basadas en esta referencia no lograron dar cuenta de un dato obtenido mediante la observación telescópica. Y demostraron que deben contemplarse otros factores en el proceso

Por José Tadeu Arantes | Agência FAPESP – Las erupciones solares son eventos extremadamente intensos que ocurren en la atmósfera del Sol, con duraciones que varían entre algunos minutos y algunas horas. De acuerdo con el modelo estándar, la energía que desencadena tales fenómenos es transportada por electrones acelerados que se precipitan desde la zona de reconexión magnética situada en la corona hacia la cromósfera. Mediante colisiones, esos electrones depositan la energía en la cromósfera, provocando el calentamiento y la ionización del plasma y una intensa radiación en varias bandas del espectro electromagnético. A las regiones de agregación de la energía se les da el nombre de “pies” de los arcos de la explosión y normalmente aparecen en pares conectados magnéticamente.

Para poner a prueba la validez del modelo estándar, en un estudio reciente se compararon los resultados de simulaciones computacionales basadas en el referido modelo con datos de observación suministrados por el telescopio McMath-Pierce durante la erupción SOL2014-09-24T17:50. Ese estudio se enfocó en la medición del lapso temporal en la emisión de radiación en el infrarrojo (IR) de dos fuentes cromosféricas pareadas. El referido trabajo salió publicado en el periódico científico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

“Encontramos una importante diferencia entre el dato suministrado por la observación telescópica y el comportamiento visible en el modelo. En la observación telescópica, los pies de los arcos pareados aparecen como dos zonas intensamente luminosas situadas en la cromósfera solar. Como los electrones incidentes parten desde la misma área de la corona y recorren trayectorias similares, cabría esperar con base en el modelo que ambas manchas brillasen casi simultáneamente en la cromósfera. Pero no fue eso lo que mostró la observación telescópica. Se registró un retraso de 0,75 segundo entre un brillo y otro”, dice Paulo José de Aguiar Simões, autor principal del artículo y docente del Centro de Radioastronomía y Astrofísica de la Escuela de Ingeniería de la Universidade Presbiteriana Mackenzie, en São Paulo, Brasil.

Un retraso de 0,75 segundo parece irrelevante quizá, pero al tener en cuenta todas las configuraciones geométricas posibles, los investigadores constataron que, con base en el modelo, el atraso máximo sería de 0,42 segundo. La cifra real es significativamente mayor. “Utilizamos una técnica estadística sofisticada para inferir las diferencias de tiempo de las emisiones desde los pies de los arcos y el denominado método de Montecarlo para estimar la incertidumbre de esos valores. Asimismo, los resultados se pusieron a prueba mediante simulaciones de transportes de electrones y simulaciones radiactivo-hidrodinámicas. Con todos estos recursos, logramos diseñar distintos escenarios para el tiempo de vuelo de los electrones desde la corona hasta la cromósfera y el tiempo de producción de la radiación en el infrarrojo. Todos los escenarios basados en las simulaciones exhibieron diferencias de tiempo mucho menores que las obtenidas mediante la observación telescópica”, informa De Aguiar Simões.

Uno de los escenarios testeados fue el de espiralado y sujeción o aprisionamiento magnético de los electrones en la corona. “Mediante simulaciones de transportes de electrones, exploramos escenarios de asimetría magnética entre los pies de los arcos. Era de esperarse que cuanto mayor fuese la diferencia de las intensidades de los campos magnéticos entre los pies de los arcos, mayor sería el retardo de tiempo en la penetración de los electrones en la cromósfera. Esto debería provocar también una mayor discrepancia en la cantidad de electrones que alcanzan la cromósfera debido al efecto de aprisionamiento magnético. Pero el análisis de los datos observacionales en rayos X mostró intensidades muy similares originadas en los pies de los arcos, lo que sugiere cantidades parecidas de precipitaciones de electrones en esas zonas. Por ende, no estaba allí la causa del retraso observado en las emisiones”, afirma el investigador.

Las simulaciones radiactivo-hidrodinámicas también mostraron que los tiempos de ionización y recombinación en la cromósfera son demasiado rápidos como para explicar ese retraso. “Simulamos el tiempo de generación de las emisiones en el infrarrojo. Aparte de calcular el transporte de los electrones hasta la cromósfera, también calculamos sus precipitaciones de energía y las consecuencias que producen en el plasma: calentamiento; expansión; ionización y recombinación de átomos de hidrógeno y helio, y radiación producida en el lugar, cuyo efecto consiste en liberar el exceso de energía. La radiación en el infrarrojo se produce como resultado del incremento de la densidad de electrones en el medio cromosférico, una consecuencia de la ionización del hidrógeno, originariamente en estado neutro en el plasma. El resultado de las simulaciones demostró que, con la penetración de los electrones acelerados, la ionización y generación de las emisiones en el infrarrojo son casi instantáneas y, por eso mismo, no poseen la capacidad necesaria como para explicar el retardo de 0,75 segundo entre las emisiones desde los pies de los arcos”, detalla De Aguiar Simões.

En suma, ninguno de los procesos simulados con base en el modelo dio cuenta de explicar el dato que se observó. De cara a ello, la conclusión de los científicos en cierto sentido es obvia: hay que reformular el modelo estándar. Sucede que es así como procede la ciencia. “El retraso temporal que se observó entre las fuentes cromosféricas desafía al modelo estándar de transporte de energía mediante haces de electrones. La existencia de un atraso mayor sugiere que pueden estar en juego otros mecanismos de transporte de energía. Mecanismos tales como las ondas magnetosónicas, el transporte conductivo u otras formas de transporte de energía pueden ser necesarios para explicar el retardo que se observó. Estos mecanismos adicionales deben tenerse en cuenta a los efectos de comprender cabalmente las erupciones solares”, se lee en el artículo en carácter de síntesis.

El estudio contó con el apoyo de la FAPESP en el marco de dos proyectos (13/24155-3 y 22/15700-7.

Puede accederse a la lectura del artículo intitulado Precise timing of solar flare footpoint sources from mid-infrared observations en el siguiente enlace: academic.oup.com/mnras/article/532/1/705/7699879?utm_source=advanceaccess&utm_campaign=mnras&utm_medium=email.