El Sol

La actividad solar impulsada por el campo magnético del Sol se expresa de diversas formas. Entre estos fenómenos solares encontramos:

Gránulos

Corte del vídeo en que se muestran, entre otras cosas, imágenes animadas tomadas por el telescopio solar Daniel K. Inouye, y en las que se aprecian los gránulos solares (National Solar Observatory —NSO— / National Science Foundation —NSF— / Association of Universities for Research in Astronomy —AURA—).

Conjunto de pequeñas celdas brillantes, separadas por espacios oscuros, que cubren toda la fotosfera. Son células de convección que se deben al movimiento convectivo del interior solar. Su temperatura es de 6.000 K. y su tamaño es de unos 1.500 km de diámetro (aproximadamente la distancia de Sevilla a París). Duran de 8 a 20 minutos antes de disiparse.

La superficie solar está cubierta por aproximadamente 4 millones de gránulos. Además, bajo la fotosfera existe una capa de supergránulos de hasta 30.000 kilómetros de diámetro con una vida de hasta 24 horas.

Los gránulos no son sino gas turbulento a elevadísima temperatura que cubre todo el sol y son la consecuencia de movimientos violentos que transportan calor desde el interior del sol a su superficie.

El material solar caliente (plasma) se eleva en los centros brillantes de los gránulos, se enfría y luego se hunde debajo de la superficie en huecos oscuros en el proceso conocido como convección. En estos carriles oscuros se encuentran también los diminutos y brillantes marcadores de los campos magnéticos. Se cree que estas motas brillantes canalizan la energía hacia las capas exteriores de la atmósfera solar (la corona). De hecho estos puntos brillantes pueden explicar el motivo por el que la corona solar tiene más de un millón de grados.

A estas conclusiones se ha podido llegar gracias, entre otros, al telescopio solar más grande del mundo, el telescopio Daniel K. Inouye (DKIST), ubicado en la isla hawaiana de Maui (EE. UU.), y cuya resolución de fotografías del Sol ha superado con creces cualquiera de las anteriores, como se puede ver en el vídeo adjunto, un corte del vídeo «Detrás de la primera imagen de luz del Telescopio Solar Inouye». Las primeras imágenes del citado telescopio se tomaron a una longitud de onda de 705 nm durante un período de 10 minutos y combinadas en un lapso de 5 segundos, capturando un área de la superficie solar de 19.000 × 10.700 km (27 × 15 segundos de arco), y en las que se alcanzan a distinguir características tan pequeñas como 30 km de tamaño por primera vez.

La imágenes del vídeo muestran el gas turbulento que cubre todo el sol, siendo cada uno de los gránulos (de forma similar a células) de un tamaño algo mayor que el de la península ibérica.

Sin duda la sonda Parker, que estudia el Sol a distancias cada vez más cortas, también es una aportación muy significativa para el conocimiento de la estructura y funcionamiento de nuestra estrella.

Manchas solares

Vídeo capturado por el DSO el 5 y el 11 de julio de 2017 que muestra una mancha solar moviéndose a través del Sol(NASA).

Son elementos que se forman en regiones con campos magnéticos más fuertes en la fotosfera. Cuando el gas cargado eléctricamente afecta a las líneas del campo magnético estas que se retuercen, giran y se enredan a medida que el plasma se mueve. Estos enredos magnéticos dificultan la liberación del calor hacia la superficie, creando regiones más oscuras y frías que se manifiestan como manchas solares.

Aunque estas manchas están muy calientes (a unos 3.300 °C), el resto de la fotosfera está a unos 5.500 °C. Se aprecian como manchas oscuras sobre la superficie solar más caliente, aunque todavía están bastante calientes. Su diámetro oscila entre los 1.600 y los 160.000 km, siendo las de tamaño moderado de unos 12.000 km (cerca del diámetro terrestre).

Los grupos de manchas solares suelen estar asociadas a regiones activas (áreas del Sol donde las líneas de campo magnético intenso se extienden hasta la atmósfera solar). Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal suelen surgir de estas regiones activas, por ello los científicos estudian estas zonas activas, por la importancia de las tormentas sobre las naves espaciales, astronautas e infraestructuras de la Tierra. Además el número total de manchas solares en el Sol varía a lo largo del ciclo solar, aumentando y disminuyendo la cantidad de manchas según el Sol recorre su ciclo natural, en el que su actividad aumenta y disminuye aproximadamente cada 11 años; de este modo, rastreando las manchas solares, la NASA y la NOAA pueden determinar y predecir el progreso del ciclo solar y, en última instancia, la actividad solar. En el mínimo solar se observa un bajo número de manchas solares, mientras que en el máximo solar aparecen muchas

Se pueden distinguir dos zonas:

• Umbra: es la región oscura central de la mancha. Tiene alrededor de 4.000 °C.
• Penumbra: zona más clara que rodea a la umbra. Alcanza los 5.300 °C.

Las fáculas

Son regiones extendidas que tienden a formarse alrededor de las manchas solares y son más calientes y brillantes que estas y que la propia fotosfera. Las fáculas son apenas visibles en las imágenes solares tomadas en luz visible, pero se aprecian con mayer claridad en longitudes de onda específicas (generalmente medidas en angstroms¹).

Agujeros coronales

Agujeros coronarios captados por la SDO (Estudio de visualización científica de la NASA).

Son regiones de mucha menor densidad que el resto y que son como «vías rápidas» por las que las partículas cargadas abandonen el Sol, convirtiéndose en parte del viento solar.

Estas partículas se conforman en las llamadas líneas de campo abiertas (las que emergen del Sol hacia en espacio, en contraposición con las líneas cerradas, que se curvan y regresan de nuevo a la superficie solar).

Son intensas fuentes de viento solar, alcanzando el campo magnético todo el sistema solar y más allá. Los agujeros coronales son el germen del viento solar de alta velocidad. Estas regiones magnéticamente abiertas en el Sol pueden durar desde días hasta meses.

Con luz ultravioleta los agujeros coronales se ven como manchas oscuras. En el vídeo adjunto se muestran, formando curiosas paradoias, varios agujeros coronales tomados por la cámara AIA y el filtro de 193 Å de la sonda SDO en grabaciones realizadas durante doce días completos (de las 00:00 del 20/10/2022 a las 23:59 del 31/10/2022, en Tiempo Atómico Internacional —TAI—).

Plumas

Son serpentinas de material solar que se extienden desde los agujeros coronales (manchas oscuras de campo magnético abierto) en el Sol. Con luz ultravioleta extrema aparecen brillantes. Están formados por muchas serpentinas más pequeñas, llamadas «plumelets». Las plumas parecen intervenir en el viento solar aumentando su velocidad, en lo que se conoce como viento solar de alta velocidad.

Las plumas están asociadas a las líneas de campo magnético abiertas en los polos solares. Son flujos delgados de plasma donde el material se está alejando del Sol.

Este fenómeno se registró en torno a un agujero coronal el 2 y el 3 de julio de 2016, y aunque los científicos ya habían visto estructuras filamentosas semejantes, en esta ocasión no tenían una geometría simple con un flujo de salida estable, según se puede leer en un estudio publicado en The Astrophysical Journal el 19 de enero de 2021. Según esta publicación, los plumelets estudiados tenían anchos transversales de 10 megametros y soportaban intermitentemente perturbaciones periódicas que se propagaban hacia arriba con velocidades de fase de 190-260 km/s. El número de flujos de salida transitorios a pequeña escala (conocidos como chorros de plasma) está relacionado con el brillo de toda la estructura.

Espículas

Conjunto de vídeos en el que se evidencian las espículas tomadas por distintos observatorios (Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA).

Son multitud de chorros de material que brotan de la superficie del Sol; el número de estas «hebras» de material solar suelen sumar unos 10 millones en cualquier momento dado. Las espículas pueden crecer hasta 10.000 km de largo y brotar a una velocidad de hasta 100 km/s., pudiendo alcanzar longitudes de 10.000 km antes de colapsar, lo cual suele suceder en el transcuro de 5 a 10 minutos.

Un modelo elaborado a partir de datos recopilados por el Espectrógrafo de Imágenes de la Región de Interfaz (IRIS) de la NASA y el Telescopio Solar Sueco (SST) con sede en La Palma (España) revela que un componente clave de la formación de las espículas es la interacción entre partículas cargadas y neutras con el campo magnético. Los científicos creen que esta interacción arrastra líneas de campo magnético enredadas sobre la superficie del Sol, lo que les permite enderezarse y expulsar material solar a altas velocidades, similares a un latigazo cervical. Este modelo también evidencia que estos «latigazos» crean fuertes ondas magnéticas, que los científicos creen que podrían participar en el calentamiento de la atmósfera del Sol e impulsar el flujo constante de material solar (el viento solar).

El vídeo adjunto es un montaje de varias grabaciones publicadas por el Centro de Vuelo Espacial Goddard, y en él se pueden ver las espículas solares tomadas con varios observatorios de diferentes instituciones y agencias espaciales.

Protuberancias y filamentos solares

Una protuberancia, también conocida como prominencia, son elementos grandes y brillantes que se extienden hacia afuera desde la superficie del Sol. Se forman en bucles magnéticos que mantienen masas de gas denso y relativamente frío suspendidas por encima de la superficie del Sol. Estos bucles de plasma, generados por la mayor intensidad de los campos magnéticos en las proximidades de las manchas solares, cambian en segundos

La protuberancia está anclada a la superficie solar en la fotosfera y se extiende hacia la corona (la caliente atmósfera exterior del Sol). Se forma en aproximadamente un día, aunque pueden durar meses en la corona, recorriendo cientos de miles de kilómetros en el espacio.

El bucle rojo que brilla intensamente es plasma, un gas caliente compuesto de hidrógeno y helio cargados eléctricamente. El plasma prominente fluye a lo largo de una estructura enredada y retorcida de campos magnéticos generados por la dínamo interna del sol. Cuando los filamentos solares se vuelven inestables, pueden volver a caer sobre el Sol o estallar hacia afuera ptovocando una erupción solar e incluso una eyección de masa coronal si se libera el plasma lejos del Sol.

Las protuberancias se ven como gigantescos bucles brillantes cuando se observan contra el fondo oscuro del espacio, pero si son observados con el Sol de fondo (desde arriba, contra el disco solar) se ven oscuras, porque el gas dentro de ellas está frío en comparación con la fotósfera caliente que se encuentra debajo. Es en este caso cuando se habla de filamentos. Son visibles en la luz ultravioleta, así como los iones energéticos (hierro) guiados por los campos magnéticos.

Erupción o llamarada solar

Es un intenso estallido de radiación proveniente de la liberación de energía magnética asociada con las manchas solares generando ráfagas energéticas de luz y partículas. Son, con diferencia, las explosiones más poderosas del sistema solar, liberandose una cantidad de energía similar a miles de millones de bombas de hidrógeno.Se ven como zonas brillantes en el sol y pueden durar desde minutos hasta horas.

Comparativa entre erupciones —flare— y eyecciones —CME— con imágenes tomadas por observatorios de la NASA (Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA).

Las partículas energéticas aceleradas por las llamaradas viajan casi a la velocidad de la luz y pueden llegar a la Tierra en menos de 20 minutos. Algunas llamaradas solares tienen una eyección de masa coronal (CME) asociada.

Según el flujo máximo de rayos X, las erupciones solares se clasifican en cinco categorías (A, B, C, M y X), teniendo cada una de ellas un pico de flujo diez veces mayor que la anterior. Dentro de cada clase hay una escala lineal del 1 al 9. Así, por ejemplo, una erupción X2 tiene dos veces la potencia de una X1. Esta medición de rayos X se lleva a cabo en las inmediaciones de la Tierra por el Satélite Geoestacionario Operacional Ambiental, conocido como GOES (Geostationary Operational Environmental Satellite), y viene expresado en W/m². En el apartado «Actividad solar» se desarrolla este tema.

Eyección de masa coronal (CME)

Las CME (por sus siglas en inglés), son son grandes nubes de plasma solar y campos magnéticos incrustados que brotan del Sol liberándose al espacio después de una erupción solar. Los miles de millones de toneladas de partículas solares, o plasma, salen a velocidades de 1,5 millones de km/h, alcanzando la Tierra, si está en esa dirección, entre dos y cuatro días. Sin embargo las partículas de energía solar provocadas, probablemente, por estas ME se desplazan mucho más rápidamente que el viento solar y las propias CME que las generan, alcanzando velocidades próximas a la de la luz y pudiendo llegar a la Tierra en apenas 20 minutos. Las CME se expanden en el espacio alcanzando anchuras de millones de kilómetros. Pueden chocar con campos magnéticos planetarios afectar a los satélites, a los astronáutas y a la tecnología terrestre.

Son bucles de plasma generados por la mayor intensidad de los campos magnéticos en las proximidades de las manchas solares. Estos bucles cambian en segundos. Son visibles en la luz ultravioleta, así como los iones energéticos (hierro) guiados por los campos magnéticos.

Lluvia coronal

Lluvia de plasma (corte acelerado 1,5× del vídeo original) capturada por el SDO (Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA / SDO).

El 19 de julio de 2012, se produjo una erupción en el Sol que generó una llamarada solar moderadamente potente seguida por una eyección de masa coronal. Al día siguiente el plasma caliente en la corona se enfrió y se condensó a lo largo de esos fuertes campos magnéticos de la región, provocando el fenómeno llamado lluvia coronal. Este fenómeno fue captado por el instrumento AIA del Observatorio de Dinámica Solar, que recopiló un fotograma cada 12 segundos, en un vídeo publicado por la Estación Espacial Goddard de la NASA de una velocidad de 30 fotogramas por segundo, desde las 18:30 del 19 de julio de 2012 hasta las 04:00 del día siguiente (horas y fechas peninsulares de España).

El vídeo adjunto es un corte (acelerado a 1,5×) del citado vídeo original para mostrar la lluvia coronal; en este vídeo acelerado cada segundo corresponde a 9 minutos de tiempo real.

Está formada por globos gigantes de plasma que, por determinadas circunstancias, como configuraciones de líneas de campo magnético y eventos de calentamiento local en la corona, se enfrían, se vuelven más densos que su entorno y caen hacia la superficie (de ahí el nombre de «lluvia»).

La corona caliente alberga grandes cantidades de este material cien veces más frío y denso llamado lluvia coronal. Este material frío que parece surgir de la nada fluye a lo largo de los bucles magnéticos que componen la mayor parte de la corona solar. Uno de los ejemplos más sorprendentes de lluvia coronal ocurre en la fase de decaimiento de las erupciones solares, cuando los bucles densos de llamaradas se enfrían y muestran el material frío cayendo a lo largo de su silueta.

Nanojets y nanollamaradas

Nanojets capturados por la misión IRIS de la NASA (Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA / Estudio Científico de Visualización —SVS—).

Los nanojets son chorros de plasma delgados y brillantes que viajan perpendicularmente a las estructuras magnéticas en la atmósfera solar exterior, alcanzando longitudes de miles de kilómetros. Son generados por nanollamaradas, pequeñas explosiones en el Sol causadas por un proceso conocido como reconexión magnética, que ocurre en líneas de campo magnético enredadas.

Para intentar hallar expliaciones al hecho de que la temperatura de la atmósfera del Sol sea muy superior a la de la superficie de la estrella muchos investigadores han recurrido a la misión Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) de la NASA (ver apartado de «Misiones solares, siglo XXI», gracias al ajuste con precisión de la misión con un generador de imágenes de alta resolución para hacer zoom sobre eventos específicos difíciles de ver en el Sol.

Estas nanollamaradas son pequeñas explosiones en el Sol muy difíciles de detectar al ser muy rápidas y diminutas, lo que las hace casi indistinguibles vistas contra la superficie brillante del Sol. El 3 de abril de 2014, durante un evento de lluvia coronal, los investigadores notaron que aparecían chorros brillantes cerca del final del evento. Estos destellos, que son los nanojets, se pueden apreciar en el vídeo adjunto, que recoge las citadas imágenes de 2014, capturadas por IRIS.

La información sobre las primeras imágenes claras de nanojets se publicó el 21 de septiembre de 2020 en un artículo de Nature Astronomy. Según el artículo, los nanojets son la evidencia de las nanollamaradas, que son una consecuencia del efecto honda de las líneas de campo magnético retorcidas que se reconectan en ángulos pequeños y que, por tanto, las nanollamaradas son la clave del calentamiento coronal por el campo magnético solar. Una reconexión puede desencadenar otra reconexión, creando una avalancha de nanochorros en la corona del Sol, un proceso que podría crear la energía que está calentando la corona.