Telescopio Orbital Revela Energía Magnética como Fuente Clave de Calor de la Atmósfera Solar

Un fenómeno detectado primero en el viento solar puede ayudar a resolver un misterio de larga data sobre el sol: por qué la atmósfera solar es millones de grados más caliente que la superficie. Imágenes del Espectrógrafo de Imágenes de la Región de Interfaz (IRIS) orbitando la Tierra y el Ensamblaje de Imágenes Atmosféricas (AIA) muestran evidencia de que bucles magnéticos bajos se calientan a millones de grados Kelvin.

Investigadores de la Universidad Rice, Universidad de Colorado Boulder y Centro de Vuelo Espacial Marshall de NASA argumentan que iones más pesados, como el silicio, se calientan preferencialmente tanto en el viento solar como en la región de transición entre la cromosfera y corona del sol. Allí, bucles de plasma magnetizado se arquean continuamente, no muy diferente a sus primos en la corona arriba. Son mucho más pequeños y difíciles de analizar, pero se ha pensado durante mucho tiempo que albergan el mecanismo impulsado magnéticamente que libera ráfagas de energía en forma de nano-erupciones. El físico solar de Rice Stephen Bradshaw y sus colegas estaban entre quienes sospechaban eso, pero ninguno tenía evidencia suficiente antes de IRIS.

El espectrómetro de alto vuelo fue construido específicamente para observar la región de transición. En el estudio financiado por NASA, los investigadores describen "brillamientos" en los bucles de reconexión que contienen firmas espectrales fuertes de oxígeno y, especialmente, iones de silicio más pesados.

El equipo de Bradshaw, su ex estudiante Shah Mohammad Bahauddin, ahora miembro de facultad de investigación en el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial en Colorado, y la astrofísica de NASA Amy Winebarger estudiaron imágenes de IRIS capaces de resolver detalles de estos bucles de región de transición y detectar bolsas de plasma super-caliente. Las imágenes les permiten analizar los movimientos y temperaturas de iones dentro de los bucles a través de la luz que emiten, leída como líneas espectrales que sirven como "huellas dactilares" químicas.

"Está en las líneas de emisión donde toda la física está impresa", dijo Bradshaw, profesor asociado de física y astronomía. "La idea era aprender cómo se calientan estas diminutas estructuras y esperar decir algo sobre cómo se calienta la corona misma. Esto podría ser un mecanismo ubicuo que opera a través de toda la atmósfera solar."

Las imágenes revelaron espectros de puntos calientes donde las líneas se ensanchaban por efectos térmicos y Doppler, indicando no solo los elementos involucrados en nano-erupciones sino también sus temperaturas y velocidades. En los puntos calientes, encontraron chorros de reconexión conteniendo iones de silicio moviéndose hacia (desplazamiento azul) y alejándose de (desplazamiento rojo) el observador (IRIS) a velocidades hasta 100 kilómetros por segundo. No se detectó desplazamiento Doppler para los iones de oxígeno más ligeros.

Los investigadores estudiaron dos componentes del mecanismo: cómo la energía sale del campo magnético, y luego cómo realmente calienta el plasma. La región de transición es solo de unos 10,000 grados Fahrenheit, pero la convección en la superficie del sol afecta los bucles, torciendo y trenzando los delgados hilos magnéticos que los comprenden, y añade energía a los campos magnéticos que finalmente calientan el plasma, dijo Bradshaw. "Las observaciones de IRIS mostraron ese proceso ocurriendo y estamos razonablemente seguros de que al menos una respuesta a la primera parte es a través de reconexión magnética, de la cual los chorros son una firma clave", dijo.

En ese proceso, los campos magnéticos de los hilos de plasma se rompen y reconectan en sitios de trenzado en estados de menor energía, liberando energía magnética almacenada. Donde esto ocurre, el plasma se sobrecalienta. Pero cómo el plasma es calentado por la energía magnética liberada ha permanecido un rompecabezas hasta ahora. "Miramos las regiones en estas pequeñas estructuras de bucles donde la reconexión estaba ocurriendo y medimos las líneas de emisión de los iones, principalmente silicio y oxígeno", dijo. "Encontramos que las líneas espectrales de los iones de silicio eran mucho más anchas que las del oxígeno."

Eso indicaba calentamiento preferencial de los iones de silicio. "Necesitábamos explicarlo", dijo Bradshaw. "Miramos y pensamos y resulta que hay un proceso cinético llamado calentamiento ciclotrónico de iones que favorece calentar iones pesados sobre los más ligeros". Dijo que ondas ciclotrónicas de iones se generan en los sitios de reconexión. Las ondas transportadas por los iones más pesados son más susceptibles a una inestabilidad que causa que las ondas "se rompan" y generen turbulencia, que dispersa y energiza los iones. Esto ensancha sus líneas espectrales más allá de lo esperado solo por la temperatura local del plasma. En el caso de los iones más ligeros, puede no haber energía residual suficiente para calentarlos. "De lo contrario, no exceden la velocidad crítica necesaria para desencadenar la inestabilidad, que es más rápida para iones más ligeros", dijo.

"En el viento solar, los iones más pesados son significativamente más calientes que los iones más ligeros", dijo Bradshaw. "Eso se ha medido definitivamente. Nuestro estudio muestra por primera vez que esto también es una propiedad de la región de transición y podría por lo tanto persistir a través de toda la atmósfera debido al mecanismo que hemos identificado, incluyendo calentar la corona solar, particularmente ya que el viento solar es una manifestación de la corona expandiéndose al espacio interplanetario."

La próxima pregunta, dijo Bahauddin, es si tales fenómenos están ocurriendo a la misma tasa en todo el sol. "Lo más probable es que no", dijo. "Entonces la pregunta es, ¿cuánto contribuyen al problema de calentamiento coronal? ¿Pueden suministrar energía suficiente a la atmósfera superior para que pueda mantener una corona de millones de grados?"