Un asunto candente. El misterioso comportamiento de nuestro sol

Un asunto candente. El misterioso comportamiento de nuestro sol

Autor: Santiago Vargas Domínguez y Juan Camilo Buitrago Casas

Resumen

El Sol es la estrella más cercana a nuestro hogar, este lugar que llamamos planeta Tierra. Dada su proximidad, hemos podido observar su estructura y comportamiento en gran detalle; sin embargo, a pesar de usar la tecnología más avanzada que hay en la actualidad para su estudio, nuestra estrella aún esconde grandes misterios difíciles de explicar con la ciencia que conocemos. Uno de los enigmas más desafiantes en la actualidad consiste en que, contrario a lo esperado por la física, la parte externa de la atmósfera solar es dramáticamente más caliente que su superficie. Aquí se expone la forma en que la ciencia ha enfrentado este problema, así como los retos tecnológicos que implica tratar de resolver el acertijo.


La vida nos complace con pequeños hermosos detalles, como la placentera sensación que genera el despertar en la mañana con unos cuantos rayos de sol que se cuelan por la ventana. La emoción es mayor cuando interiorizamos el hecho de que esos rayos que llegan a nuestros ojos en este momento son los mismos que hace poco más de ocho minutos escaparon de la superficie solar. Un físico solar se deleitará aún más cuando recuerde que esa misma luz fue generada en el centro del Sol hace más de 200.000 años —incluso antes de que el Hombre de Cromañón pusiera sus pies sobre nuestro planeta— mediante procesos de tipo termonuclear, y que esa energía tardó todo este tiempo en salir al espacio interplanetario, precisamente, por la naturaleza caótica y turbulenta del interior solar. 

El Sol está muy lejos de ser una colosal esfera de plasma inmutable y tranquila. Su gran actividad magnética desata explosiones de todo tipo, con potenciales consecuencias trágicas para las comunicaciones satelitales y otros desarrollos tecnológicos de nuestra sociedad moderna.

A pesar de no tener una superficie sólida como la de la Tierra, los científicos han definido la superficie del Sol, a la que se denomina fotosfera, como aquella capa más profunda de su atmósfera desde la cual la luz puede escapar con probabilidad baja de encontrarse en su camino algún átomo o partícula que se le interponga y detenga su recorrido. Debajo de la fotosfera la densidad del plasma es tan alta que cualquier partícula de luz (fotón) que intente salir “rebotará” varias veces con otras partículas antes de lograrlo. Algo así como si una persona en estado de embriaguez intentara salir de un estadio abarrotado de gente.

Por encima de la fotosfera y en una configuración que se asemeja a las capas de una cebolla, la atmósfera solar se compone de la cromosfera, la región de transición y la corona solar (Figura 1); esta última, fácilmente observable desde nuestro planeta durante un eclipse total de Sol, se extiende a través de todo el espacio interplanetario conformando lo que se denomina como la heliosfera, una especie de burbuja cuyos límites se extienden cerca de 12.000 millones de kilómetros (unas 80 veces la distancia entre el Sol y la Tierra) más allá de la órbita de Plutón, en donde las líneas más extensas del campo magnético solar conforman lo que se conoce como la heliopausa, la última frontera del Sistema Solar. (Figura 1)

Quizás una de las razones más comunes por las que el Sol nos causa una sensación de regocijo es su capacidad de calentar nuestros días. Su energía es sinónimo de vida y es la principal fuente de luz y calor en nuestro planeta. Hablando de temperatura, la de la superficie solar es, en promedio, de 6.000 grados centígrados, y si nos adentramos en su interior llegaremos al “corazón” de la estrella, su núcleo central, en donde puede llegar a los 16 millones de grados. Allí, en el centro de la estrella, tienen lugar las reacciones nucleares, que en su mayoría convierten hidrógeno en helio, responsables de generar casi la totalidad de la energía emitida, esa misma que viaja millones de kilómetros a través del medio interplanetario y llega a calentarnos y a ser la base fundamental de la cadena trófica.

El hecho de que el centro del Sol esté mucho más caliente que su superficie es un fenómeno evidente para nuestro sentido común y de relativa fácil explicación para la física. Si encendemos una fogata y nos acercamos paulatinamente a ella, sentiremos más y más calor. De igual forma, si pudiéramos adentrarnos en el interior solar, la temperatura se elevaría drásticamente.

El problema surge, para “desgracia” de los físicos solares, cuando nos alejamos de la superficie hacia capas más externas de la atmósfera solar. Entonces sucede algo inesperado, ¡la temperatura, en vez de disminuir, aumenta!

De esta forma, en la corona, las temperaturas pueden alcanzar los 7 millones de grados centígrados (Figura 2), hecho que aparentemente contradice las leyes de la termodinámica y que hoy por hoy representa uno de los interrogantes abiertos más grandes, no solo de la astrofísica sino de toda la ciencia moderna, el llamado problema del calentamiento coronal. (1,2)

La historia detrás de este misterio de la física se remonta al año 1869, cuando observaciones del espectro solar revelaron la presencia clara de líneas espectrales que, en su momento, fueron desconocidas y se atribuyeron a un supuesto elemento inexistente en nuestro planeta, el “coronium”. Para 1940, cálculos detallados de los astrónomos Bengt Edlén y Walter Grotrian mostraron que estas líneas espectrales no correspondían a un elemento de naturaleza extraña sino que eran el resultado de transiciones energéticas de átomos de hierro y calcio altamente ionizados (átomos que no son eléctricamente neutros a causa de haber perdido varios de sus electrones).

Sin embargo, para que estos iones puedan existir en equilibrio térmico, es decir, con una temperatura estable, es necesario que su entorno se encuentre a temperaturas superiores a un millón de grados centígrados. Es así como las observaciones solares de mediados del siglo XX constituyen la primera evidencia científica de las temperaturas “ardientes” e inexplicables de la corona solar.

El acertijo yace en encontrar un mecanismo capaz de explicar el transporte de energía desde la relativamente fría fotosfera hasta la corona sin que se violen las leyes de la termodinámica. Resultados que combinan observaciones de telescopios en tierra con aquellas de misiones espaciales han mostrado que las regiones más calientes de la corona coinciden con los lugares donde el campo magnético es más intenso.

El campo magnético se genera en el interior del Sol y brota a la superficie, invadiendo la atmósfera solar. Éste podría transportar energía en una forma diferente a calor, evadiendo de esta manera las restricciones impuestas por la termodinámica. La tarea ahora se centra en encontrar el mecanismo exacto por el cual el campo magnético calienta la corona. En este sentido, se han explorado alternativas entre las que se destacan: i) Calentamiento por ondas magnetoacústicas. ii) Calentamiento por un cuantioso número de pequeñas explosiones distribuidas cuasi-homogéneamente en la atmósfera solar.

En el primer caso, es esencial reconocer que en el Sol, al ser un plasma, pueden existir ondas de sonido que se afectan por la presencia y características de un campo magnético. Estas ondas denominadas magneto-cústicas se propagan y producen choques que disipan energía y pueden jugar un papel clave en el calentamiento de la corona, aumentando la temperatura del plasma en su camino. Se ha demostrado que la materia se mueve cuando una de estas ondas se propaga, y que las ondas resuenan en ciertas estructuras de la atmósfera en un mecanismo que se denomina “absorción resonante”; sin embargo, aún hace falta probar que este mecanismo es algo que sucede de forma frecuente y generalizada en el Sol para ser el responsable del calentamiento global de la corona solar.

Por otro lado y como consecuencia de la aglomeración de campos magnéticos en la atmósfera solar, que forman un entramado de líneas magnéticas, se generan explosiones. En este caso no son las esporádicas y descomunales tormentas solares, que técnicamente se denominan fulguraciones y que pueden llegar a liberar en un minuto la energía de un billón de bombas de Hiroshima, sino explosiones mucho más pequeñas pero que ocurrirían de forma constante en toda la extensión de la atmósfera solar. Mientras que las fulguraciones, los fenómenos energéticos más violentos de todo el Sistema Solar, ocurren principalmente cuando el Sol se encuentra en la faceta más activa de su ciclo de aproximadamente 11 años (denominado ciclo solar), las pequeñas explosiones o fulguraciones en miniatura, que se suelen llamar nanofulguraciones, son mil millones de veces menos energéticas pero ocurren en todo momento en la atmósfera de la estrella, aún en aquellos de poca actividad dentro del ciclo solar.

Las fulguraciones y nanofulguraciones son una especie de acelerador de partículas. El mecanismo detrás de este fenómeno se denomina reconexión magnética y surge de la interacción de dos líneas de campo magnético opuesto que se entrecruzan, se rompen y, como si fuera un “corto circuito”, liberan grandes cantidades de energía.

Aún no se entiende muy bien lo que sucede justamente en el momento de la reconexión de campos magnéticos, y entenderlo es vital en muchos tópicos de la astrofísica ya que sería la forma favorita que tiene el universo de generar grandes estallidos. El cosmos está plagado de campos magnéticos y muchos fenómenos astrofísicos de alta energía, como los magnetares (estrellas de neutrones con un excepcionalmente intenso campo magnético) son muestra de ello. Sin ir muy lejos, el campo magnético de nuestro planeta (magnetosfera) es un laboratorio natural para estudiar este fenómeno. Las auroras, por ejemplo, tienen su origen en la reconexión de la magnetosfera desatada por la llegada de partículas energéticas lanzadas por el Sol, las cuales, a su vez, pueden ser generadas en reconexión magnética en la estrella.

Pero volviendo al tema de cómo las nanofulguraciones podrían calentar la atmósfera solar, se cree que los rápidos electrones (y protones) que salen disparados después de la reconexión impactan con el plasma de la atmósfera solar y pueden generar calor. (3) Para evidenciar lo anterior, se toman imágenes en ultravioleta donde se pueden identificar las fuentes de emisión de esta energía. El telescopio espacial IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph) de NASA, puesto en órbita en 2013, es uno de los que está revelando con gran detalle el comportamiento explosivo y dinámico de nuestra estrella a pequeñas escalas espaciales y temporales. (4) El nombre de este instrumento tiene que ver con la región de transición, una delgada capa entre la cromosfera y la corona, en donde el aumento de temperatura es extraordinario (en escasos 100 kilómetros, la temperatura aumenta desde unos 20.000 a 2 millones de grados centígrados). Por debajo de esta capa, el movimiento del plasma domina la formación de estructuras mientras que por encima de ella es el campo magnético el que le da forma a la intrincada atmósfera solar.

Además de la emisión en ultravioleta, otros tipos de radiación se detectan con instrumentación astronómica avanzada. Los rayos X, descubiertos en 1895 y popularmente conocidos por ser los responsables de que podamos hacernos radiografías, son otro ejemplo de tipo de radiación proveniente de las fulguraciones.

Para estudiar en detalle la emisiones de alta energía, como los rayos X, se han desarrollado misiones de gran relevancia entre las que se destacan telescopios satelitales como RHESSI y NuSTAR (diseñado para observar agujeros negros y otros objetos lejos del Sistema Solar que ha retornado su mirada para captar imágenes del Sol (Figura 5)) y otros en cohetes. (5) Dentro de esta última opción, más económica y viable que lanzar un satélite, se destaca FOXSI; lanzado en dos oportunidades, 2012 y 2014, en vuelos de 15 minutos donde el telescopio y los detectores llegan a una altitud de 300 kilómetros (evitando así el efecto perturbador de la atmósfera terrestre) para tomar imágenes del Sol, registró las emisiones más energéticas en el rango de los rayos X (conocidas como rayos X duros) antes de caer nuevamente a Tierra (6).

Actualmente, la búsqueda del mecanismo responsable del misterioso comportamiento del Sol continúa. No solamente las observaciones son importantes para resolver el enigma, también el desarrollo de modelos y simulaciones numéricas para explicar los fenómenos observados, sin los cuales nunca podríamos entender lo que está sucediendo realmente. (7) El conocimiento de nuestra estrella avanza rápidamente y con seguridad, dentro de poco tiempo, este rompecabezas quedará resuelto, así como gracias a la ciencia lo hemos hecho en un sinnúmero de casos.

REFERENCIAS

(1). Klimchuk, James A. Key aspects of coronal heating. Phil. Trans. R. Soc.. 2015. A373.2042: 20140256.

(2). Parnell, Clare E., De Moortel, Ineke. A contemporary view of coronal heating. Philosophical Transactions of the Royal Society of London A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 2012. 370.1970: 3217-3240

(3). Hudson, H. S. Solar flares, microflares, nanoflares, and coronal heating. Solar Physics. 1991; 133.2 : 357-369

(4). Testa, Paola, et al. Diagnostics of coronal heating and mechanisms of energy transport from IRIS and AIA observations of active region moss. 40th COSPAR Scientific Assembly. 2014. p. 40

(5). Grefenstette B. W. et.al. The First Focused Hard X-ray Images of the Sun with NuSTAR. ArXiv e-prints. 2016, 1605.09738

(6). Fox, Karen. NASA-funded FOXSI to Observe X-Rays From Sun. https://www.nasa.gov/. NASA. Consultado Mayo, 2016.

 

(7). Sokolov, Igor V., et al. Magnetohydrodynamic waves and coronal heating: unifying empirical and MHD turbulence models. The Astrophysical Journal. 2013. 764.1: 23

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