Por Armando Mudrik
En su octavo pase orbital cercano, la sonda espacial Parker (o Parker Solar Probe, en inglés) de la NASA, diseñada para el estudio científico del Sol, ha batido un récord: entró en la atmósfera de nuestra estrella central y alcanzó la “superficie” del Sol.
A diferencia de la Tierra, el Sol no tiene una superficie sólida. Pero sí tiene una región del espacio a su alrededor donde físicamente gobierna su plasma emergente (se denomina así al estado de la materia en la que existe una mezcla de iones positivos y electrones producidos a muy altas temperaturas); más allá de esta zona, el plasma comienza a perder relevancia en los procesos físicos. El 28 de abril de 2021, la Sonda Solar Parker de la NASA se desplazó más allá de ese límite, hacia el interior del sol, atravesando el plasma y las ondas magnéticas que están generadas por la actividad del Sol.
Este límite se conoce como la superficie de Alfvén. En su interior, el campo magnético generado por el Sol tiene un fuerte control sobre el plasma, gobernando su dinámica. El campo magnético fuera de esta superficie es más débil, y el plasma se carga localmente, arrastrando las líneas del campo magnético con él mientras fluye hacia fuera en forma de viento solar.
En este esta imagen artística, la sonda Parker sobrevuela la superficie de Alfven, un límite accidentadouna zona límite muy dinámica que define la región alrededor del Sol donde el campo magnético solar gobierna los movimientos del plasma generado por su actividad interior. Crédito: NASA / Johns Hopkins APL / Ben Smith.
A diferencia de la Tierra, el Sol no tiene una superficie sólida. Pero sí tiene una región del espacio a su alrededor donde físicamente gobierna su plasma emergente (se denomina así al estado de la materia en la que existe una mezcla de iones positivos y electrones producidos a muy altas temperaturas); más allá de esta zona, el plasma comienza a perder relevancia en los procesos físicos. El 28 de abril de 2021, la Sonda Solar Parker de la NASA se desplazó más allá de ese límite, hacia el interior del sol, atravesando el plasma y las ondas magnéticas que están generadas por la actividad del Sol.
Este límite se conoce como la superficie de Alfvén. En su interior, el campo magnético generado por el Sol tiene un fuerte control sobre el plasma, gobernando su dinámica. El campo magnético fuera de esta superficie es más débil, y el plasma se carga localmente, arrastrando las líneas del campo magnético con él mientras fluye hacia fuera en forma de viento solar.
De hecho, la sonda entró en la atmósfera magnetizada un total de tres veces durante esta memorable octava pasada orbital en torno al Sol, según explica el investigador Justin Kasper (Universidad de Michigan, BWX Technologies, Inc., Estados Unidos), en un estudio sobre estos cruces publicado el 14 de diciembre de 2021 en la revista Physical Review Letters. Justin Kasper lidera un grupo de investigación que utiliza los instrumentos denominados SWEAP, FIELDS y WISPR con los que cuenta la sonda Parker, diseñados para la detección de partículas.
Pero antes de describir este gran hito en el estudio científico del Sol protagonizado por la sonda Parker, hagamos un alto para repasar algunos aspectos importantes sobre la estructura solar, sus capas generales, su física y actividad interna, sin olvidarnos primero que el Sol es una estrella más de la galaxia Vía Láctea.
El interior de las estrellas:
La principal fuente de energía de una estrella es la fusión nuclear acontecida en su interior profundo (el núcleo del Sol), especialmente la cadena de fusión protón-protón, que puede transformar a los núcleos del átomo de hidrógeno (formado por un único protón) en núcleos del átomo de helio (formados por dos protones y dos neutrones).
La energía generada en el núcleo del Sol se transporta hacia el exterior por dos mecanismos principales: la radiación y la convección. El proceso de transporte de la energía por radiación consiste únicamente en las ondas de radiación electromagnética (o los fotones) que son producidas o emitidas en el interior del Sol y se desplazan hacia la superficie, mientras que el proceso de convección supone enormes movimientos del material de plasma formado por partículas cargadas eléctricamente (núcleos de hidrógeno y helio positivos y electrones negativos), en todo su interior.
Para que una estrella sea estable, la energía que emite hacia el espacio exterior debe ser la misma que produce. Debe existir un equilibrio entre los procesos de producción y de emisión de la energía. Los físicos llaman a este equilibrio «equilibrio hidrostático». Hay dos fuerzas principales que actúan en una estrella:
–Contracción gravitatoria: se debe al peso que ejercen las capas superiores, esta fuerza empuja la masa de toda la estrella hacia su centro.
–Presión de radiación: es producida por la emisión de radiación electromagnética de las capas interiores, y obliga a la materia a subir o a dirigirse en dirección exterior.
La estructura del Sol, sus diferentes capas:
El Sol es la estrella más próxima a la Tierra y se encuentra a una distancia promedio de 150 millones de kilómetros de la Tierra. Es la principal fuente primaria de luz y calor de nuestro planeta. Un análisis de la composición de su masa establece que contiene un 71% de hidrógeno, un 27% helio, y un 2% de otros elementos más pesados (como carbono y oxígeno). Debido a que el Sol es gas y plasma, su velocidad de rotación cambia con la latitud: tiene un periodo de 24 días en el ecuador y cerca de 36 días en los polos. La diferencia en la velocidad rotacional entre la región ecuatorial y las regiones polares, conjuntamente con el movimiento de los gases altamente ionizados, genera sus campos magnéticos. El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar y se formó hace 4500 millones de años. Su diámetro alcanza los 1.400.000 km, es decir, 109 veces el diámetro de la Tierra; pero es 4 veces menos denso que ésta debido a su composición principal de hidrógeno y helio, los dos elementos químicos más livianos de la Tabla Periódica. Aunque parezca sorprendente, la densidad del Sol, en forma global, es tan solo algo mayor a la densidad del agua en la Tierra a temperatura ambiente.
El Sol no sólo está formado por el gas incandescente que vemos en su superficie con un telescopio. Tiene, exactamente igual que la Tierra, diferentes capas a diferentes temperaturas. Cada capa tiene sus propias características que las hacen interesantes. A continuación se muestra una figura de la estructura del Sol con todas las diferentes capas y componentes nombrados.
Corte del Sol que nos permite apreciar su estructura interna y diferentes rasgos exteriores. Crédito: NASA
A continuación hacemos una breve descripción de las diferentes capas que lo componen:
- El núcleo: El núcleo del Sol es la fuente de toda su energía, ya es allí donde se producen el proceso de fusión nuclear del hidrógeno. La cantidad de energía producida es casi continua, por lo que no vemos una variación considerable en su brillo ni en la energía que desprende. El núcleo tiene una temperatura muy alta (varios millones de grados centígrados) y el material que lo compone es muy denso debido a la altísima presión que ejercen las capas superiores. La combinación de estas dos propiedades crea las condiciones indispensables en las que pueden producirse las reacciones nucleares. Estas reacciones nucleares siempre producen elementos más pesados en la tabla periódica, como el carbono, oxígeno, sodio o silicio. Si la masa de la estrella es suficientemente grande, puede llegar a formarse hasta el elemento hierro.
- La zona radiativa: El transporte de energía desde el núcleo del Sol a las regiones que lo rodean puede hacerse transfiriéndola en forma de radiación electromagnética de muy alta energía (rayos gamma). Así es como viaja desde el centro del Sol hasta las regiones exteriores, de ahí el nombre de «zona radiativa». A través de esta zona del interior solar, la energía (en forma de radiación) se transmite por su interacción con las partículas del entorno (núcleos de hidrógeno y de helio, y electrones). Algunos átomos son capaces de permanecer intactos en la zona de radiación, ya que la temperatura es ligeramente más fría que en el núcleo. Estas partículas son capaces de absorber energía, almacenarla durante un breve periodo de tiempo y, posteriormente, liberar esa energía en forma de nueva radiación. De este modo, la energía generada en el núcleo pasa de una partícula a otra, recorriendo un camino ascendente, a través de la zona de radiación.
iii. La zona de convección: La energía que se crea inicialmente en el núcleo necesita un nuevo mecanismo de transporte para continuar su paso hacia la superficie del Sol una vez que está fuera de la zona de radiación. Esto es necesario porque la temperatura es relativamente fría fuera de la zona de radiación (2 millones de grados centígrados frente a 5 millones en la zona de radiación). Las partículas absorben la energía mucho más fácilmente a esta temperatura, pero no la liberan tan fácilmente porque su entorno es frío y denso. Por tanto, la transferencia de energía por radiación se ralentiza considerablemente. Las partículas se calientan al absorberla y ascienden por la zona de convección, llevando esta energía hacia la superficie.
- La fotosfera: La fotosfera también recibe el nombre de superficie aparente del Sol. Dado que el Sol está totalmente formado por gas, no existe una superficie sólida (como la de la Tierra). Sin embargo, cuando observamos el Sol, hay una profundidad a partir de la cual la densidad del gas es tan alta que no podemos ver a través de él. Esta región se denomina fotosfera o, como se ha dicho, superficie aparente. Es el disco que se ve en el cielo cuando se observa el Sol a través de un telescopio con un filtro adecuado, o como en una proyección sobre, por ejemplo, una hoja de papel. El límite de la fotosfera es la ya citada superficie de Alfvén.
- La cromosfera: La cromosfera es la capa que está por encima de la fotosfera y es más extensa que ésta. Con una densidad más baja que la fotósfera, es imposible observarla sin filtros de banda estrecha, se la puede observar durante un eclipse solar total debido al brillo de la fotosfera que hay detrás.
- La corona: Es la estructura más grande y menos densa del Sol, siendo la capa que lo rodea. Se compone de plasma que escapa del Sol y que alcanza 1.000.000 centígrados, pero con una densidad aún menor que la de la cromosfera. Además, el viento solar transporta el material de la corona hacia el medio interplanetario. Desde la Tierra, la corona sólo es visible durante un eclipse solar total.
Como vemos, ni la temperatura ni la composición de las capas del Sol son iguales; por lo que la actividad en las mismas es muy diferente. Cabe mencionar que el Sol presenta rasgos exteriores producto de su actividad interna que son muy interesantes y llamativos. Estos rasgos son:
- Las manchas solares: Al mirar el Sol a través de un telescopio adaptado (o por proyección), a veces se pueden observar manchas oscuras. Estas zonas oscuras, que cambian continuamente, se llaman manchas solares y se generan en la fotosfera. Parecen más oscuras al ojo por la razón de que su temperatura no es tan alta como la del gas vecino. Esto ocurre porque la temperatura de las manchas solares varía entre 3000 y 4500 °C, mientras que en el resto de la fotosfera la temperatura suele rondar los 6000 ºC. Además, una concentración muy alta de líneas de campo magnético sale al exterior e ingresan al interior del Sol a través de las manchas solares, por lo que son señal de la actividad magnética de nuestra estrella central. Las manchas solares suelen aparecer en parejas o en grupos, y suelen aparecer en cinturones al norte y al sur del ecuador del Sol.
- Las erupciones: No sólo las manchas solares indican la actividad del Sol, también lo hacen las erupciones solares. El Sol suele expulsar material de su cromosfera y corona. Este material contiene una enorme cantidad de energía que el Sol libera en forma de “llamaradas”. Desde la Tierra, estas llamaradas se observan como un destello de luz que aumenta el brillo del Sol en esa región. A veces, estas erupciones son extremadamente potentes y el material expulsado (normalmente electrones y átomos de hidrógeno) escapa del campo gravitatorio del Sol, por lo que queda libre para viajar por el Sistema Solar.
- Las prominencias o protuberancias: También se llaman filamentos y se forman en la corona. Una protuberancia es una enorme estructura de gas a muy alta temperatura que se mantiene por líneas de campo magnético sobre la superficie del Sol. A menudo las observamos con forma alargada y retorcida.
- Las eyecciones de masa coronal (CME, por sus siglas en inglés): Puede ocurrir que el campo magnético retorcido que sostiene una prominencia se vuelva inestable y se eleve muy repentina y rápidamente. Si eso ocurre, el material de la prominencia podría salir despedido del Sol, alcanzando una velocidad de 1000 km/s. Esto se conoce como una eyección de masa coronal (CME). A veces ocurren al mismo tiempo que las erupciones, pero mientras que la erupción libera luz, una eyección de masa coronal libera material. Suelen durar varias horas, hasta que todas las líneas de campo magnético retorcidas se rompen y reordenan finalmente. Estas eyecciones liberan una enorme cantidad de materia y energía electromagnética (radiación electromagnética) cuando esto ocurre, y si la eyección apunta o es en dirección a la Tierra, en 2-5 días un intenso flujo de partículas llegará a nuestro planeta. La CME también trae consigo un campo magnético retorcido, que puede interactuar un poco con el campo magnético de la Tierra, provocando auroras y otros efectos.
Todos los fenómenos mencionados están estrechamente relacionados con el ciclo de actividad solar, ciclo de alrededor de 11 años, que podemos dar cuenta al analizar el registro de número de manchas solares detectadas en la fotosfera o superficie solar.
Si bien hemos repasado la estructura del Sol, cabe preguntarse ¿por qué resulta interesante estudiar científicamente a nuestra estrella central y más cercana? Pues abordemos esta pregunta.
Diferentes aspectos por los cuales estudiamos el Sol:
La conexión con el clima
El Sol es una fuente energía para la vida en la Tierra. Nuestros antepasados eran conscientes de que sus vidas dependían del Sol y lo veneraban. Todavía reconocemos la importancia del Sol. Además, tratamos de entender cómo funciona, por qué cambia y cómo estos cambios nos influyen aquí en el planeta Tierra. El Sol era mucho más tenue en su juventud (hace un poco más de 2 mil millones de años) y, sin embargo, la Tierra no estaba congelada. La cantidad de la luz del Sol que recibimos varía en escalas de tiempo que van desde los milisegundos hasta los miles de millones de años. Durante los últimos ciclos de manchas solares, la radiación solar total ha variado en torno a un 0,1%, siendo el Sol más brillante en los máximos de números de manchas solares observados en la fotosfera. Algunas de estas variaciones afectan sin duda a nuestro clima, pero de forma aún poco conocida.
“Clima” espacial
El Sol es la fuente del denominado viento solar, un flujo de partículas ionizadas procedentes del Sol que pasa por delante de la Tierra a velocidades de más de 500 km por segundo. Las perturbaciones del viento solar sacuden el campo magnético de la Tierra y bombean energía hacia los cinturones de radiación o las zonas de la magnetosfera terrestre donde se concentran grandes cantidades de partículas cargadas de alta energía, originadas en su mayor parte por el viento solar capturado por el campo magnético terrestre. Las regiones más activas de la superficie del Sol a menudo emiten luz ultravioleta y rayos X que calientan la atmósfera superior de la Tierra. Este «clima espacial» puede cambiar las órbitas de los satélites y acortar la vida de las misiones. El exceso de radiación puede dañar físicamente los satélites y suponer una amenaza hasta para los astronautas. Las sacudidas del campo magnético de la Tierra también pueden provocar subidas de tensión en las líneas eléctricas que destruyen los equipos y dejan sin electricidad a grandes zonas. A medida que dependamos más de los satélites en el espacio, sentiremos cada vez más los efectos de la “climatología” espacial y necesitaremos predecirla.
El Sol como estrella
El Sol también desempeña un papel importante para ayudarnos a comprender el resto del universo astronómico. Es la única estrella lo suficientemente cercana a nosotros como para revelar detalles sobre su superficie e interior. Sin el Sol no habríamos conocido fácilmente que otras estrellas también tienen manchas y atmósferas exteriores calientes. El Sol es la clave para entender otras estrellas. Conocemos la edad, el radio, la masa y la luminosidad (brillo intrínseco) del Sol y también hemos aprendido información detallada sobre su interior y su atmósfera. Esta información es crucial para comprender otras estrellas y su evolución. Muchos procesos físicos que ocurren en otros lugares del universo pueden examinarse con detalle en el Sol. De este modo, la astronomía solar nos enseña mucho sobre las estrellas, los sistemas planetarios, las galaxias y el propio universo.
El Sol como laboratorio físico
El Sol produce su energía mediante la fusión nuclear: cuatro núcleos de hidrógeno (o protones) se fusionan para formar núcleos de helio individuales en las profundidades del núcleo solar. Los físicos llevan décadas trabajando para reproducir este proceso de forma controlada aquí en la Tierra, ya que abre la posibilidad de tener una fuente de energía prácticamente sin límites (sin embargo estamos muy lejos aún de lograrlo). La mayoría de estos esfuerzos implican plasmas extremadamente calientes confinados dentro de fuertes campos magnéticos. Gran parte de la astronomía solar consiste en observar y comprender los plasmas en condiciones similares.
- Para conocer un poco más sobre el Sol podés visitar: https://www.nationalgeographic.es/espacio/el-sol-0
Volviendo a la proeza de la sonda Parker
Retomemos ahora el relato de la travesía de la sonda Parker. La primera vez que ésta pasó por la superficie de Alfvén fue la más prolongada y voló a través de la fotosfera durante unas cinco horas. Sin embargo, mientras seguía volando hacia el Sol, volvió a salir, para volver a sumergirse más profundamente cuando estaba en su máxima aproximación, pero brevemente; esta vez saliendo después de sólo media hora. Luego, en su camino hacia el exterior, la nave volvió a rozar la superficie de Alfvén durante más de una hora, donde las temperaturas superan los 5000 ºC.
Según el análisis el equipo de científicos liderado por Justin Kasper, la superficie de Alfvén tiene que ser “arrugada», tiene cierta estructura. Así que, aunque la sonda ve un cambio suave en las condiciones mientras cruza el límite, el lugar donde está el límite puede cambiar. La razón de esta superficie arrugada sigue siendo una cuestión abierta.
Lo que está claro para el citado equipo científico es que, dentro de la atmósfera del Sol, las condiciones son diferentes a las del exterior. La sonda Parker vio ondas de plasma moviéndose de un lado a otro en lugar de fluir hacia afuera. Esa diferencia fue visible no sólo para los instrumentos SWEAP y FIELDS, que miden las partículas y los campos eléctricos y magnéticos, respectivamente, sino también para el generador de imágenes WISPR de la sonda (ver imagen inferior).
Estas imágenes obtenidas por el instrumento WISPR muestran principalmente la luz solar dispersada por los electrones en el viento solar; las áreas más brillantes significan regiones con mayor densidad de viento solar. Las secuencias de imágenes muestran a la sonda Parker volando a través del viento solar, con serpentinas coronales pasando por encima (secuencia superior) y por debajo (secuencia inferior) de la nave. Crédito: NASA / Johns Hopkins APL / Laboratorio de Investigación Naval.
El instrumento WISPR reveló estructuras en el viento solar que los científicos nunca habían visto desde sus anteriores puntos de vista. Y no sólo ha tomado imágenes de las estructuras, sino que ha volado a través de ellas (ver video inferior).
La visión del interior de la corona puede arrojar luz sobre los dos principales objetivos científicos de la sonda solar Parker: el origen del viento solar y la fuente de calor de la corona de millones de grados. Los análisis para abordar estos objetivos están en curso y pronto incluirán los pases noveno y décimo de Parker. Los análisis preliminares indican que la novena pasada también llevó a Parker al interior de la superficie de Alfvén; todavía no se han descargado los datos de la décima pasada, que tuvo lugar el 21 de noviembre de 2021.
La decimoprimera pasada tuvo lugar el pasado 25 de febrero y fue el proceso fue registrado por 40 telescopios en la Tierra (ver: https://www.universetoday.com/154959/40-telescopes-watched-the-sun-as-the-parker-solar-probe-made-its-most-recent-flyby/)
La búsqueda de los cambios de dirección
A través de las imágenes o registros realizados por la sonda, los científicos también pueden encontrar una explicación para las curvas en forma de «S» en el campo magnético emergente del Sol. Aunque se sabe desde la década de 1990 que estos rasgos existen, Parker renovó el interés por estas estructuras al ser tan omnipresentes en el viento solar.
¿Se forjan en la superficie del Sol? ¿O están formadas por algún proceso que retuerce el campo al salir del Sol?, se preguntan los equipos investigadores de físicos solares. Aunque todavía no se conocen las respuestas a estas preguntas, las nuevas observaciones muestran que los cambios de dirección se producen en zonas discretas, y que tienden a tener un mayor porcentaje de iones de helio. Esto los conecta con la fotosfera, el nivel más alto del Sol, de donde procede la mayor parte de la radiación que llega a la Tierra.
Asimismo, según los datos de Parker, físicos solares señalan que las áreas donde están presentes espirales y sus iones de helio parecen estar asociados a “embudos magnéticos”, regiones entre las gigantescas células de convección en el plasma del Sol (ver video inferior). Aunque todavía es demasiado pronto para descartar cualquier otra hipótesis sobre el origen de estos fenómenos.
Como ya comentamos, la sonda solar Parker continuó su órbita en torno al Sol, con el onceavo de sus 24 máximos acercamientos ocurrido en febrero, sobre el cual aún no existe un análisis de sus registros. A medida que Parker se fue acercando, la actividad solar también aumentó, lo que promete más información científica en relación a la física solar para un futuro próximo. En este sentido, los revolucionarios aportes científicos sobre la actividad del sol acaban de empezar.
Fuentes
Seeds, Michael A. & Backman, Dana (2012) Foundations of Astronomy. Cengage Learning: Canadá.
https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.127.255101
https://solarscience.msfc.nasa.gov/
https://solarscience.msfc.nasa.gov/whysolar.shtml
https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/the-structure-and-composition-of-the-sun/
