Una red dinámica, similar a una trama de estructuras de plasma alargadas y entrelazadas, rige la forma en que el Sol lanza las partículas que constituyen el viento solar en el espacio.
Es lo que ha captado por primera vez un equipo de investigadores dirigido por el Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar (MPS) utilizando datos de observación de los satélites estadounidenses GOES convertidos en simulaciones por computadora.
Junto con los datos de otras sondas espaciales y extensas simulaciones por computadora, surge una imagen clara: donde interactúan las estructuras alargadas de la red coronal, se descarga energía magnética y las partículas escapan al espacio.
Los satélites ambientales operativos geoestacionarios (GOES) de la NOAA, que empezaron a lanzarse en 1974 se han ocupado tradicionalmente de la previsión meteorológica. Los tres más recientes que actualmente están en funcionamiento están equipados adicionalmente con instrumentos que miran al Sol para el pronóstico del clima espacial. Pueden obtener imágenes de la radiación ultravioleta de la corona de nuestra estrella.
En agosto y septiembre de 2018 se llevó a cabo una campaña de observación exploratoria para obtener imágenes de la corona solar extendida. Durante más de un mes, el Solar Ultraviolet Imager (SUVI) del GOES no solo miró directamente al Sol como suele hacerlo, sino que también capturó imágenes a ambos lados del sol.
Al combinar las imágenes de los diferentes ángulos de visión, el campo de visión del instrumento podría ampliarse significativamente y así, por primera vez, toda la corona media, una capa de la atmósfera solar de 350 mil kilómetros por encima de la superficie visible del Sol, pudo verse fotografiado en luz ultravioleta.
El viento solar es una de las características de mayor alcance de nuestra estrella. La corriente de partículas cargadas que el Sol lanza al espacio viaja hasta el borde de nuestro Sistema Solar, creando la heliosfera, una burbuja de plasma enrarecido que marca la esfera de influencia del Sol. Dependiendo de su velocidad, el viento solar se divide en componentes rápidos y lentos. El llamado viento solar rápido, que alcanza velocidades de más de 500 kilómetros por segundo, se origina en el interior de los agujeros coronales, regiones que aparecen oscuras en la radiación ultravioleta coronal. Sin embargo, las regiones de origen del viento solar lento son menos seguras. Pero incluso las partículas del viento solar lento corren por el espacio a velocidades supersónicas de 300 a 500 kilómetros por segundo.
Este componente más lento del viento solar todavía plantea muchas preguntas. El plasma coronal caliente a más de un millón de grados necesita escapar del Sol para formar el lento viento solar. ¿Qué mecanismo está en el trabajo aquí? Además, el lento viento solar no es homogéneo, sino que revela, al menos en parte, una estructura similar a un rayo de serpentinas claramente distinguibles. ¿Dónde y cómo se originan? Estas son las preguntas abordadas en el nuevo estudio.
En los datos del GOES, se puede ver una región cercana al ecuador que despertó el interés particular de los investigadores: dos agujeros coronales, donde el viento solar se aleja del Sol sin obstáculos, muy cerca de una región con una alta intensidad de campo magnético. Las interacciones entre sistemas como estos se consideran posibles puntos de partida del lento viento solar. Por encima de esta región, los datos del GOES muestran estructuras de plasma alargadas en la corona central que apuntan radialmente hacia afuera. El equipo de autores se refiere a este fenómeno, que ahora ha sido fotografiado directamente por primera vez, como una red coronal. La red está en constante movimiento: sus estructuras interactúan y se reagrupan.
Los investigadores saben desde hace tiempo que el plasma solar de la corona exterior exhibe una arquitectura similar. Durante décadas, el coronógrafo LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronógrafo) a bordo de la nave espacial SOHO, que celebró su 25 aniversario el año pasado, ha proporcionado imágenes de esta región en luz visible. Los científicos interpretan las corrientes en forma de chorro en la corona exterior como la estructura del lento viento solar que comienza allí su viaje al espacio. Como muestra ahora de manera impresionante el nuevo estudio, esta estructura ya prevalece en la corona media.
Usando técnicas computacionales modernas que incorporan observaciones de detección remota del Sol, los investigadores pueden usar supercomputadoras para construir modelos 3D realistas del escurridizo campo magnético en la corona solar. En este estudio, el equipo utilizó un modelo magnetohidrodinámico avanzado (MHD) para simular el campo magnético y el estado del plasma de la corona durante este período de tiempo. “Esto nos ayudó a conectar la dinámica fascinante que observamos en la corona central con las teorías predominantes sobre la formación del viento solar”, dijo en un comunicado el doctor Cooper Downs de Predictive Science Inc., quien realizó las simulaciones por computadora.
Como muestran los cálculos, las estructuras de la red coronal siguen las líneas del campo magnético. “Nuestro análisis sugiere que la arquitectura del campo magnético en la corona central está impresa en el viento solar lento y juega un papel importante en la aceleración de las partículas hacia el espacio”, dijo en un comunicado Pradeep Chitta científico del MPS y autor principal del nuevo estudio. Según los nuevos resultados del equipo, el plasma solar caliente en la corona central fluye a lo largo de las líneas abiertas del campo magnético de la red coronal. Donde las líneas de campo se cruzan e interactúan, se libera energía.
Hay mucho que sugiere que los investigadores están ante un fenómeno fundamental. “Durante los períodos de alta actividad solar, los agujeros coronales a menudo ocurren cerca del ecuador en las proximidades de áreas de alta intensidad de campo magnético”, dijo Chitta. “Por lo tanto, es poco probable que la red coronal que observamos sea un caso aislado”, agrega.
