¿POR QUÉ SE ORIGINAN LAS ERUPCIONES SOLARES?

Ángel A. González Coroas (Asociación Astronómica de España)

Los astrónomos aficionados ingleses R. Carrington y R. Hodgson, observaron de manera independiente en 1859, un mismo suceso extraordinario y sorprendente. Ambos venían siguiendo cuidadosa y sistemáticamente el tránsito por el disco solar de varios grupos de manchas solares, y el 1 de septiembre observaron (por pura casualidad como ocurre en la mayoría de los grandes descubrimientos), un inusitado y súbito abrillantamiento cerca de una de las manchas por espacio de unos 15 minutos. El hecho fue reportado por cada uno al Royal Astronomical Society Meeting en noviembre del mismo año y publicado en el volumen XX del siguiente año de la revista Monthy Notice of the Royal Astronomical Society.

En definitiva lo que ambos habían visto no era otra cosa que un destello solar en luz blanca, suceso éste en específico, verdaderamente raro. Al observar un destello la sola intuición sugiere que los destellos solares son autenticas explosiones, lo que no imaginamos es que la energía liberada es muy pequeña en comparación con cualquier explosión que se pueda producir en la Tierra artificial o naturalmente.

En escasas decenas de segundos, la temperatura puede llegar a alcanzar varios centenares de millones de grados en una región muy brillante bien localizada sobre el disco solar muy próxima, en general, a un grupo de manchas, llegando en ocasiones a cubrir, en el momento del máximo, alrededor del 1 % del disco solar, unos 12 diámetros terrestres.

No fue hasta los años 30 del siglo XX con el desarrollo de las técnicas de observaciones espectroscópicas, en que se pudieron obtener las imágenes de los destellos con cierto nivel ya de especialización. Pero con el desarrollo de los radiotelescopios en la década de los 60 del pasado siglo, en la que una nueva ventana se abriría para los astrónomos ampliando la escala espacial de las observaciones, quedó claro que el destello no era solamente un evento explosivo en las capas bajas de la atmósfera solar, sino que este suceso, sería ocaso únicamente la manifestación a nivel fotosférico y/o cromosférico, de todo un evento que tiene lugar al nivel de gran parte de la estructura magnética que conforma a la región activa.

En esta imagen de la sonda Soho, se aprecia cómo la erupción solar de la parte superior, se aferra a parte del campo magnético del Sol, como se echáramos virutas de hierro sobre un imán.

¿Y qué mecanismo es capaz de liberar tan colosal cantidad de energía suficiente para acelerar partículas hasta velocidades relativistas y generar temperaturas tan elevadas en tan poco tiempo?

Esta es una pregunta que aún no ha sido contestada con absoluta certeza, debido en lo fundamental a que todavía no ha sido posible reproducir a escala de laboratorio los escenarios en los cuales transcribir lo que sucede a escala astronómica, aunque, al menos podemos asegurar que la respuesta radica en un proceso que escapa a cualquier intuición llamado reconección magnética.

Los primeros trabajos acerca de reconección magnética son relativamente nuevos. Se iniciaron en los años 60 mientras se estudiaba la enigmática interacción que ocurría entre la magnetosfera terrestre y el medio interplanetario: ¿Por qué se produce un intercambio de energía entre ambas?

La respuesta estaba, al parecer, en que por alguna razón desconocida por entonces, la magnetosfera terrestre en ocasiones “dejaba entrar” al medio interplanetario.

La magnetosfera terrestre nos protege de las erupciones solares

En términos de universalidad, pocos procesos físicos rivalizan con el de reconección magnética. La reconección magnética es la responsable de una amplísima variedad de fenómenos tanto al nivel de laboratorio, como a escala astronómica. En astrofísica, por ejemplo, la emisión en rayos X de las fuentes compactas de los sistemas binarios se supone debida a un proceso de reconección que se verifica entre la magnetosfera de la estrella neutrónica y el disco de acreción; a nivel de laboratorio juega un rol protagónico en los procesos de estabilidad e inestabilidades del campo magnético en los plasmas densos. Ya a nuestro alrededor, conocemos hoy que la reconección magnética es la responsable de las tormentas geomagnéticas al conectar la magnetosfera terrestre con el medio interplanetario.

La reconección magnética es un fenómeno inherente a la materia en estado de plasma. Un plasma es un estado tal de la materia (percibido ya por los filósofos del mundo griego antiguo) en que la temperatura ha aumentado tanto, que los átomos han perdido casi toda su capa de electrones, resultando en consecuencia un estado total o casi totalmente ionizado: una “sopa” de electrones e iones positivos con una alta conductividad eléctrica. De ello resulta un propio campo magnético, que tiene la particularidad de estar “congelado”, o sea, el plasma no puede más que fluir a lo largo de las líneas de fuerza del campo magnético.

Una explicación a groso modo del fenómeno sería: dos líneas de campo magnético que tienen diferentes sentidos se acercan hasta un punto en que se cortan y se reconectan, en lo que resulta un cambio en la topología de todo el campo a escala global a pesar de ser un proceso esencialmente local. A su vez el cambio en la topología del campo implica la conversión de energía magnética en calor y energía cinética que se entrega al plasma.

Erupción solar de gran intensidad en la parte superior derecha de la imagen. Foso Soho, Nasa.

La escala espacial o longitud característica en la que tiene lugar la reconección es extremadamente pequeña si la comparamos con las longitudes características de las estructuras magnéticas que se “reconectan”: x 10 ² km vs 10 ⁴ km. Es por ello un proceso local que afecta a toda la estructura a escala global.

El proceso de reconección en cualquier configuración y escenario desencadena toda una serie de fenómenos dinámicos a niveles tanto locales como globales y con diferentes escalas temporales, que arrancan de manera casi simultánea. Esta complejísima, dramática, y en extremo variada suma de fenómenos que interactúan rápidamente, dificulta grandemente la compresión de las observaciones, no permitiendo lograr una completa y satisfactoria unicidad en cada uno de los modelos teóricos que se proponen para explicar el fenómeno y sus consecuencias en su conjunto.

Es este uno de los procesos más importantes (a la vez más complicados) de los que tienen que ver con la dinámica y evolución de la actividad solar. Las observaciones de satélite han proporcionado un gran volumen de detalles referidos al proceso de reconección magnética que se verifica entre la magnetosfera terrestre y el medio interplanetario, en lo que constituyen las únicas mediciones (observacionales) in situ de reconección magnética en un plasma natural.

La nueva topología del campo es una configuración tal que el proceso de reconección magnética transfiere energía al plasma. El proceso puede ser iniciado por un reordenamiento a gran escala de la estructura coronal. Dos regiones activas de polaridades opuestas se acercan: la reconección magnética cambia la topología a escala global del campo magnético y en consecuencia la estructura de la región activa.

Una comprensión del proceso ayuda a entender, por ejemplo, como la energía del viento solar es transferida a las magnetosferas planetarias, pero para interpretar y explicar los fenómenos observados asociados a la reconección magnética, es necesario desarrollar modelos que se ajusten a cada caso particular observado, por lo que una completa descripción teórica del fenómeno tendría que tener en cuenta un tratamiento simultáneo de los procesos microscópicos y macroscópicos observados. Uno de los problemas fundamentales que debe explicar cualquier modelo teórico del proceso de reconección magnética es la extremadamente pequeña escala temporal en que se produce la conversión y posterior liberación de energía.

Por último, una posible explicación a un misterio.

La corona solar está estructurada por líneas de fuerza del campo magnético donde el plasma está confinado en una suerte de tubos de flujo magnético. La rápida conversión de energía magnética en calor, aceleración de partículas y energía cinética, sugiere que, especialmente en escenarios donde el campo magnético es particularmente intenso, se encuentra acaso en un estado de perpetua actividad y está siendo continuamente calentada por continuas micro reconecciones a escala interna de cada estructura. Esta puede ser una de las respuestas de uno de los enigmas de la física solar, el calentamiento de la corona solar.

La nube blanquecina que rodea al Sol, es la corona solar. Esta imagen pertenece al eclipse total de Sol, que se pudo ver desde centro Europa en 1999. A mayor actividad solar, mayor se hace la corona, en ocasiones prácticamente desaparece.

Regresando entonces al comienzo: ¿Cómo tiene que ver entonces el proceso de reconección magnética con los destellos? El gas caliente se expande rápidamente, los electrones e iones acelerados en el lugar de la reconección descienden a lo largo de las líneas de fuerza del campo que conforman a la estructura; al llegar a la cromosfera, un medio más denso, se produce en consecuencia la explosión que observamos como un abrillantamiento súbito.

Por otra parte, podemos señalar, que por más de 60 años los científicos habían creído que los grandes destellos solares son los causantes de las afectaciones al campo magnético terrestre que interrumpen las comunicaciones y afectan a las plantas generadoras de electricidad. Jack Gosling del Laboratorio de Los Alamos y A. Hundhausen del National Center for Atmospheric Research encontraron otra cosa en sus investigaciones, según ellos las Eyecciones de Masa Coronal (CME) son las culpables, estos fenómenos lanzan al espacio millones de bocanadas de gas que se unen al plasma de partículas energéticas conocido como viento solar. Las CME se originan en capas más altas de la atmósfera solar y son mucho más difíciles de observar.

Un tercio de todas las Eyecciones de Masa Coronal se mueven más rápido que el viento solar y son capaces de crear una onda de choque que arriba a la Tierra seguida del propio gas, para desencadenar una tormenta magnética. Nuestro planeta intercepta unas 70 CME por año cuando la actividad solar es máxima, pero no llegan a 10 durante los mínimos, las mayores son a veces seguidas por destellos, pero los dos fenómenos son claramente diferentes según Hundhausen.