El origen del viento solar "lento": ¡un enigma resuelto!
Un equipo científico internacional (Reino Unido, España, Estados Unidos, Italia, Irlanda, Francia, Países Bajos, Suiza, Alemania) ha analizado la corona y el viento solar, basándose en los datos enviados por la sonda Solar Orbiter después de su primer paso cerca del Sol, en marzo de 2022.
Aquí, la imagen compuesta muestra la corona solar observada en el ultravioleta extremo, por tres instrumentos del Solar Orbiter. El primer instrumento observa el Sol en su conjunto. Los otros dos (pequeñas imágenes superpuestas) tienen un campo de visión reducido, lo que permite alcanzar una mayor resolución espacial y obtener datos detallados del espectro de emisión de los átomos.
© ESA & NASA/Solar Orbiter/EUI & SPICE/S. Yardley
Al combinar imágenes solares y datos medidos in situ, el equipo internacional ha logrado identificar más claramente el origen del viento solar lento.
¿Qué es el viento solar? El viento solar corresponde al flujo continuo de partículas cargadas (formando un plasma) procedente del Sol. Proviene de una capa de la atmósfera solar llamada corona solar. Este plasma llena toda la heliosfera hasta distancias de 100 veces la distancia Tierra-Sol. En las cercanías de la Tierra, se mueve típicamente entre 300 y 800 kilómetros por segundo. Por debajo de 500 km por segundo, el viento se califica de "lento".
Explicación en imágenes
Los investigadores han analizado vistas globales, tomadas en el ultravioleta extremo, de la corona solar muy caliente (unos pocos millones de grados). Las regiones más brillantes son las más calentadas; son llamadas "regiones activas". Las regiones más oscuras de la corona solar se conocen como "agujeros coronales"; son las fuentes del viento solar rápido.
Figura 1
(a) Imagen de la corona solar con los campos de visión (cuadros cian y rosa) de las observaciones detalladas de la región fuente predicha del viento lento. Las líneas de campo magnético calculadas están superpuestas.
(b) Imagen con alta resolución espacial. Las fuentes identificadas del viento solar lento están indicadas por las flechas en gris oscuro.
(c) Observaciones del campo magnético fotosférico. El negro (blanco) representa el campo magnético dirigido hacia el interior (hacia el exterior) del Sol.
© ESA & NASA/Solar Orbiter/EUI & SPICE/S. Yardley
Las vistas satelitales cercanas (como la figura 1b) muestran en la base de la corona, regiones luminosas, señaladas por flechas en gris oscuro. Los investigadores han percibido movimientos ascendentes del plasma (figura 1c), identificando estas zonas activas como la fuente del viento solar lento.
A partir de estas observaciones, los científicos han modelizado, usando cálculos, las líneas de campo magnético que se liberan de ellas. Representadas en color (figura 1a), las líneas se extienden hacia el exterior, lejos del Sol; están abiertas.
Sus cálculos han permitido así proporcionar una predicción teórica del vínculo entre la región coronal "fuente" y las mediciones in situ del viento solar.
Una predicción reforzada por mediciones in situ
La composición química del viento solar permanece inalterada durante su trayecto, por lo que esta puede ser utilizada como un marcador para determinar el origen específico de una parte del viento solar. Así se han realizado mediciones de composición in situ tales como la relación de abundancia de hierro a oxígeno.
Los resultados del análisis espectroscópico han mostrado que la relación de hierro a oxígeno es diferente dentro de los agujeros coronales y las regiones activas, en concordancia con las mediciones in situ hechas en las regiones asociadas del viento solar.
Las diferencias físicas entre las regiones "fuente" también se confirman con otras mediciones in situ, como el nivel de ionización (el número de electrones perdidos por un átomo).
Esto indica que la fuente solar del viento lento es más caliente que la del viento más rápido. Esto está en concordancia con un origen asociado a regiones activas. Tales resultados permiten restringir la física implicada en la aceleración del viento solar.
¿Cuáles son los mecanismos en juego?
Si este plasma está atrapado por el campo magnético cerrado (una "botella magnética" cerrada), ¿cómo podría escapar para formar el viento solar lento?
En realidad, estas regiones activas están rodeadas de un campo magnético abierto (como muestra la figura 1a), donde la "botella magnética" está abierta hacia el espacio interplanetario. El viento solar lento proviene de una pequeña región donde coexisten campos magnéticos abiertos y cerrados. Allí, a través de un proceso llamado "reconexión magnética de intercambio", un poco de plasma de la región activa puede escapar y formar el viento solar lento.
Esto explica en particular la diferencia de composición y nivel de ionización entre los vientos lentos y rápidos.
Acerca de la misión Solar Orbiter En 2020, la Agencia Espacial Europea (ESA), con el apoyo de la NASA, lanzó la misión Solar Orbiter. Este satélite es un laboratorio científico complejo dotado de diez instrumentos científicos. Estos permiten obtener un abanico completo de datos, desde mediciones in situ (locales) del plasma del viento solar hasta imágenes, tomadas con imagenadores y espectrógrafos, a día de hoy las más cercanas y detalladas del Sol. La misión Solar Orbiter de la ESA es una colaboración internacional en la que científicos e instituciones de todo el mundo trabajan juntos.
Referencia:
Multi-source connectivity as the driver of solar wind variability in the heliosphere,
Nature Astronomy,
Yardley S., Brooks, D., D'Amicis R., Owen C., Long D., Baker D., Démoulin, P., Owens, M.J. et al.