Calentando las capas externas del Sol

Jaime de la Cruz Rodríguez

En la superficie "visible" del Sol o fotosfera, el material gaseoso llamado plasma que compone la atmósfera solar se encuentra en promedio a una temperatura de unos 5505 ºC En el panel superior izquierdo de la imagen vemos cómo es la fotosfera a muy alta resolución espacial. Aunque las estructuras observadas en esa imagen parecen muy complicadas, actualmente conocemos la mayoría de procesos físicos que actúan en la fotosfera y nuestros modelos teóricos son capaces de reproducir casi todos los fenómenos que se observan en esta capa con los telescopios de mayor tamaño. El patrón de granulación que vemos en la imagen lo originan células convectivas o gránulos en los que el plasma caliente asciende en el centro brillante y desciende más frío a través de los canales intergranulares después de perder parte de la energía que contiene. Un proceso similar se observa en un cacharro con agua hirviendo (valga la analogía), donde la variación de temperatura y densidad con la altura puede explicar este tipo de células. En la imagen, este patrón solo se ve interrumpido por concentraciones de campo magnético en la superficie del Sol. Estas concentraciones originan lasmanchas solares.

Sin embargo, la atmósfera del Sol no termina abruptamente en la fotosfera, sino que se vuelve transparente y también mucho menos densa a medida que nos alejamos de esa superficie radiativade la que escapa la mayoría de la luz que nos ilumina, dando paso a la corona solar. La corona es la capa externa que vemos en los eclipses de Sol. Una de las preguntas de mayor persistencia en la Física Solar y también en Astrofísica en general está relacionada con el contraintuitivo calentamiento de la corona, que alcanza temperaturas de un millón de grados. Este calentamiento está altamente modulado en una fina capa que conecta la fotosfera y la corona, llamada la cromosfera.

La cromosfera ha sido uno de los mayores misterios de la Física Solar. El patrón de granulación que observamos en la fotosfera deja de estar presente en la cromosfera y no hemos sido capaces de identificar de forma clara un proceso físico que domine el abastecimiento energético de esta capa del Sol. Las observaciones sin embargo sí han evidenciado que los campos magnéticos que observamos en la fotosfera afectan y moldean las estructuras que observamos en la cromosfera. Por ejemplo, cuando detectamos concentraciones fuertes de campo magnético en la fotosfera, la cromosfera encima suele emitir más radiación (parte de ella en forma de luz) y creemos que esa energía tiene que ser suministrada por procesos relacionados con la presencia de campos magnéticos en ambas capas.

Disponemos de técnicas para inferir la fuerza y dirección del campo magnético en la superficie del Sol y, con menos detalle, en otras estrellas. La idea es relativamente simple: dado que no podemos desplazarnos al Sol para realizar medidas, solo nos queda analizar las propiedades de la radiación solar que nos llega. Afortunadamente la presencia de campos magnéticos deja una huella en la forma en que una onda electromagnética (la luz) oscila. Por ejemplo, en presencia de un campo magnético relativamente fuerte, se imprime un patrón de polarización en la onda electromagnética que nos llega (efecto Zeeman). En la vida diaria, hacemos uso de las propiedades de polarización de la luz con nuestras gafas de sol para eliminar brillos indeseados, por ejemplo al mirar el mar. Podemos inferir las propiedades del campo magnético solar si conseguimos modelar las propiedades de ese patrón de polarización. De hecho, parte de la comunidad española de físicos solares ha liderado desde los años noventa el desarrollo de estas técnicas tanto en la fotosfera como en la cromosfera.

¿Qué hemos conseguido entender hasta ahora mediante estas técnicas? Sabemos que a grandes rasgos, en regiones magnéticamente activas, la intensidad de campo magnético decrece cuando nos movemos de la fotosfera hacia la cromosfera. También parece que el campo magnético en la fotosfera está altamente confinado mientras que tiende a expandirse formando marquesinas magnéticas encima de la fotosfera. Estas diferencias pueden verse en los paneles inferiores de la imagen, donde el panel de la izquierda presenta estructuras rojas muy concentradas en comparación con el panel de la derecha. En la imagen de la derecha hay un halo verde en la parte central de la imagen, que probablemente indica la presencia de esas marquesinas magnéticas.

En regiones de Sol "en calma", donde el campo magnético es muy débil, solo hemos conseguido determinar un valor promedio de campo magnético que es consistente con las observaciones, pero no los detalles a muy pequeña escala. En este caso, la interpretación de las medidas de polarización es bastante más compleja ya que incluye fenómenos físicos mucho más difíciles de modelar.

Uno de los mecanismos físicos que parece tener gran importancia para calentar la cromosfera en regiones activas es el efecto de las colisiones entre partículas cargadas y partículas neutras. Las partículas cargadas interaccionan con el campo magnético, que restringe la forma en que se pueden mover, pero las neutras pueden moverse libremente. Al colisionar pueden disipar energía en la cromosfera. Este mecanismo ocurre de forma microscópica y es muy difícil observarlo de forma directa. Otros mecanismos que podrían contribuir a calentar la cromosfera son la disipación de energía mediante ondas o la liberación de energía por reconexión magnética. Todos estos procesos actúan a escalas espaciales muy pequeñas, típicamente de menos de 100 km en la superficie del Sol.

Todos los telescopios solares que actualmente operan en los observatorios de las islas Canarias tienen instrumentación dedicada al estudio de la polarización. Con la llegada de una nueva clase de telescopio de 4 metros (EST en Canarias y DKIST en Estados Unidos), nos espera una ansiada revolución en la sensibilidad y resolución de las medias de polarización en la cromosfera. Seguramente esas medidas ayudarán a resolver muchas de las actuales cuestiones de la Física Solar, y probablemente darán lugar a otras mucho más complicadas de resolver para las que necesitaremos telescopios incluso mayores.