Un modelo AWSoM del Sol

Los científicos utilizan un modelo ultra detallado para comprender cómo la corona solar, vista como un resplandor blanco fantasmal en esta fotografía del eclipse solar del 21 de Agosto de 2017, alcanza su temperatura máxima. 
Crédito:
NASA/Aubrey Gemignani.

¿Cómo salta la temperatura de la atmósfera solar de 6000K a más de un millón de kelvin en una distancia igual a solo el 0,3% del radio del Sol? El artículo de hoy explora el enigma del calentamiento coronal con un modelo que se ha ganado su apodo de «impresionante».

Agrandar imagen. Las temperaturas de las diferentes capas del Sol. La atmósfera del Sol se calienta progresivamente a medida que aumenta la distancia desde el núcleo, desde la fotosfera a 6000K, a la cromosfera a 10000K, a la corona a 1 millón de Kelvin. 
Crédito: ISAS/JAXA.

Calentando la Atmósfera Solar

Comprender cómo la atmósfera superior enrarecida del Sol, o corona, alcanza su abrasadora temperatura de un millón de kelvin es uno de los problemas más importantes de la física solar. La corona es el lugar de actividad solar explosiva, como erupciones solares y eyecciones de masa coronal, así como el punto de partida del viento solar difuso que inunda el Sistema Solar.

Los físicos solares han identificado una amplia gama de procesos que potencialmente podrían calentar la corona. Las ondas de plasma ondulantes que transportan energía desde la densa superficie solar hacia la tenue corona son una fuente potencial de calentamiento, pero no está claro cuándo o dónde este proceso podría dominar sobre otros métodos de calentamiento. En una nueva publicación dirigida por Tong Shi (Universidad de Michigan), un equipo de científicos ha explorado el calentamiento coronal por ondas de plasma con un modelo solar de alta resolución.

Agrandar imagen. El equipo eligió modelar una región solar activa que apareció el 13 de Julio de 2018. La región activa se puede identificar por los puntos rojos oscuros y azules emparejados en una longitud de aproximadamente 300. La escala de colores muestra la fuerza y ​​la dirección del campo magnético. en la dirección radial, en Gauss. 
Crédito: Shi et al.  2022.

Simulaciones de ondas

El modelo solar de ondas de Alfvén (Alfvén Wave Solar Model, AWSoM) simula el transporte de calor por ondas de Alfvén, un tipo de onda de plasma en la que los iones oscilantes y los campos magnéticos transmiten energía de un lado a otro. AWSoM se ha utilizado para modelar una variedad de fenómenos solares, incluida la predicción de las condiciones que experimentaría la Sonda Solar Parker en su primer acercamiento al Sol.

Ahora, Shi y sus colaboradores han aplicado AWSoM a una región solar activa por primera vez. AWSoM se ha desempeñado bien en sus aplicaciones anteriores, pero reproducir las condiciones dentro y alrededor de una región activa, un área de la superficie del Sol con campos magnéticos particularmente fuertes, es una prueba crítica. Dado que AWSoM simula todo el Sol en lugar de solo un área pequeña, intentar capturar los detalles finos de una región activa compleja prometía ampliar los límites de las capacidades computacionales de AWSoM.

Agrandar imagen. Imágenes de ultravioleta extremo y rayos X del Sol del Observatorio de Dinámica Solar (columna izquierda) e imágenes correspondientes basadas en la salida del modelo (columnas central y derecha). 
Crédito:
Shi et al. 2022.

De lo global a lo local

Shi y sus colaboradores utilizaron AWSoM para modelar las densidades y temperaturas del plasma y generar resultados como espectros e imágenes ultravioleta del disco solar que podrían compararse con las observaciones de las naves espaciales. En general, los resultados del equipo muestran que los procesos de calentamiento por ondas de Alfvén incorporados en su modelo pueden calentar la corona solar a aproximadamente la temperatura que observamos, incluso en los intrincados bucles magnéticos que se arquean sobre la región activa.

Los autores estiman que al incorporar más niveles de refinamiento en su cuadrícula modelo, lograron su resolución más alta hasta ahora, incluso acercándose a los niveles vistos en imágenes ultra detalladas de naves espaciales como el Observatorio de Dinámica Solar e Hinode. Sin embargo, incluso la resolución incomparable de AWSoM puede no ser suficiente para comprender la física de la región de transición: un rango estrecho de altitudes entre la superficie solar y la corona sobre la cual la temperatura aumenta abruptamente. Con un mayor desarrollo, AWSoM debería permitirnos refinar aún más nuestra comprensión del calentamiento coronal.

El paper

“AWSoM Magnetohydrodynamic Simulation of a Solar Active Region with Realistic Spectral Synthesis,” Tong Shi et al 2022 ApJ 928 34. doi:10.3847/1538-4357/ac52ab

Fuente: AAS NOVA:

Artículo original:An AWSoM Model of the Sun‘. Kerry Hensley. March 28, 2022.

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Entendiendo el Sol magnético

(Ilustración) Esta comparación muestra la complejidad relativa del campo magnético solar entre Enero de 2011 (izquierda) y Julio de 2014. En Enero de 2011, tres años después del mínimo solar, el campo sigue siendo relativamente simple, con líneas de campo abiertas concentradas cerca de los polos. En el máximo solar, en Julio de 2014, la estructura es mucho más compleja, con líneas de campo cerradas y abiertas que sobresalen por todas partes, condiciones ideales para explosiones solares.
Créditos: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA/Bridgman.

La superficie del Sol se retuerce y baila. Lejos del disco inmóvil, de color amarillo blanquecino, que parece ser desde el suelo, el Sol luce giros, bucles imponentes y ciclones arremolinados que alcanzan la atmósfera superior solar, la corona de un millón de grados, pero estos no se pueden ver en luz visible. Luego, en la década de 1950, vislumbramos por primera vez este material solar de ballet, que emite luz solo en longitudes de onda invisibles para nuestros ojos.

Una vez que se detectó este sistema dinámico, el siguiente paso fue comprender qué lo causó. Para esto, los científicos han recurrido a una combinación de observaciones en tiempo real y simulaciones por computadora para analizar mejor cómo el material atraviesa la corona. Sabemos que las respuestas se encuentran en el hecho de que el Sol es una estrella magnética gigante, hecha de material que se mueve de acuerdo con las leyes del electromagnetismo. El siguiente artículo lo presenta:

Campo magnético global de la corona solar medido por primera vez.

Un mapa de la intensidad del campo magnético coronal superpuesto a una imagen coronal tomada por el instrumento AIA en el Observatorio de Dinámica Solar. Crédito: Yang et al. 2020, Science.

Un equipo internacional de físicos solares, incluidos académicos de la Universidad de Northumbria, Newcastle, midió recientemente el campo magnético global de la capa más externa de la atmósfera del Sol, la corona solar, por primera vez.

El Sol es una estrella magnetizada y su campo magnético juega un papel fundamental en la formación de la atmósfera solar. El campo magnético gobierna muchos aspectos del comportamiento del Sol, lo que lleva a un ciclo solar de 11 años, erupciones solares espectaculares y el calentamiento del gas caliente (plasma) en la corona solar a millones de grados Celsius.

El campo magnético atraviesa las diferentes capas de la atmósfera del Sol, lo que significa que se requiere información sobre el campo magnético de toda la atmósfera para comprender la interacción entre el plasma solar y el campo magnético.

Sin embargo, hasta ahora, las mediciones de rutina del campo magnético solar solo se han logrado en la superficie de nuestra estrella (el área del Sol conocida como fotosfera).

Si bien han pasado más de 100 años desde la primera medición del campo magnético del Sol, todavía no tenemos un conocimiento preciso del campo magnético en la atmósfera solar superior, especialmente en la corona.

Hace más de 20 años, se propuso una técnica llamada magnetosismología como una forma de medir el campo magnético en la corona. Este método utiliza ondas magnéticas, conocidas como ondas de Alfvén, que se observa que viajan a lo largo de los campos magnéticos.

Es importante destacar que la velocidad a la que viajan las ondas depende de la fuerza del campo magnético, lo que significa que poder medir qué tan rápido viajan permite hacer una estimación del campo magnético.

Disipación de ondas de Alfvén en la cromosfera solar

Bosquejo de la estructura magnética de la mancha solar con diferentes modos de onda. En las regiones de conversión de modo, las ondas de Alfvén pueden cambiar a ondas magnetoacústicas que se convierten en frentes de choque. Estos depositan energía en la atmósfera. 
En cambio, las oscilaciones en el centro de la umbra conducen a destellos umbrales. 
Crédito: Grant et al. 2018
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Un equipo internacional de investigadores dirigido por científicos de la Queen’s University Belfast descubrió por primera vez evidencia directa de un depósito de energía de las ondas de Alfvén en la cromosfera solar. El estudio se basó en datos obtenidos en el Telescopio Solar Dunn de la Fundación Nacional de Ciencias en Nuevo México (EE. UU.) junto con observaciones complementarias del Observatorio de Dinámica Solar de la NASA.

De manera similar a las olas del océano, se creía que las ondas de Alfvén viajaban hacia arriba desde la superficie solar, antes de finalmente «chocar» en las regiones más externas de la atmósfera del Sol y emitir una inmensa energía térmica. En la última década, la existencia de ondas de Alfvén en la atmósfera del Sol ha quedado demostrada sin lugar a dudas. Sin embargo, hasta la fecha no ha habido evidencia directa concluyente de que estas ondas conviertan su movimiento en calor físico. Pero ahora eso cambió.

Ondas de Alfven: las ondas magnéticas solares se comportan de manera diferente a lo que se pensaba anteriormente.

Esta imagen del Observatorio de Dinámica Solar (SDO) de la NASA muestra el Sol. 
Crédito de la imagen:
NASA / SDO.

Un equipo de físicos de la Universidad de Northumbria, Reino Unido, descubrió que las ondas magnéticas en la corona de nuestro Sol, su capa más externa de la atmósfera, reaccionan a las ondas de sonido que escapan del interior de la estrella.

La mayoría de la gente está familiarizada con los tres estados de la materia: sólido, líquido y gaseoso. Menos conocido es el cuarto estado de la materia, el plasma, cuando los propios átomos se descomponen en electrones e iones.

Los plasmas son en realidad más comunes en el Universo que los sólidos, líquidos y gases más conocidos, porque tienden a existir a temperaturas y densidades más allá de nuestra experiencia humana. Exhiben comportamientos similares a los fluidos y gases, pero con la complejidad añadida de contener campos magnéticos.

En 1942, el físico sueco Hannes Alfvén combinó las matemáticas de la mecánica de fluidos y el electromagnetismo para predecir que los plasmas podrían soportar variaciones ondulatorias en el campo magnético, un fenómeno ondulatorio que ahora lleva su nombre, ondas de Alfvén .

Estas ondas juegan un papel crucial en el transporte de energía alrededor del Sol y el Sistema Solar. Anteriormente se pensaba que se originaban en la superficie del Sol, donde el hidrógeno en ebullición alcanza temperaturas de 6.000 grados Celsius y agita el campo magnético del Sol.

Sin embargo, el Dr. Richard Morton y sus colegas de la Universidad de Northumbria encontraron evidencia de que las ondas magnéticas también reaccionan, o son excitadas, más arriba en la atmósfera por las ondas de sonido que se filtran desde el interior del Sol.

Sobre la Corona Solar:

¿Cuál es el mecanismo que mantiene a por lo menos 1 millón de grados a la Corona?

Estudiando la Corona y el Viento Solar durante los Eclipses Solares Totales

Más que una figura bonita. Los filtros especiales permiten a los científicos medir diferentes temperaturas en la corona durante los eclipses solares totales. Tal es el caso de este observado en Mitchell, Oregón, el 21 de Agosto de 2017. La luz roja es emitida por partículas de hierro cargadas a 820 mil ºC y las verdes son las de1,64 millones de ºC.
Créditos: Imagen producida por M. Druckmuller y publicada en Habbal et al. 2021.

Los científicos han utilizado los eclipses solares totales durante más de un siglo para aprender más sobre nuestro universo, lo que incluye varios logros. Desde descifrar la estructura del Sol y los eventos explosivos, encontrar evidencia de la teoría de la relatividad general a incluso descubrir un nuevo elemento: el helio. Los instrumentos llamados coronógrafos pueden imitar eclipses. Sin embargo, no son lo suficientemente buenos para acceder a la extensión completa de la corona que se revela durante un eclipse solar total. En cambio, los astrónomos deben viajar a regiones remotas de la Tierra para observar la corona durante los eclipses. Estos ocurren aproximadamente cada 12 a 18 meses y solo duran unos minutos.

Con viajes a Australia, Libia, Mongolia, Oregón y más allá, un equipo de astrónomos reunió 14 años de imágenes de eclipses solares totales de alta resolución. Capturaron los eclipses usando cámaras equipadas con filtros especializados para ayudarlos a medir las temperaturas de las partículas de la parte más interna de la corona. Ellas son las fuentes del viento solar.

Sobre el aporte que pueden hacer los aficionados

Agrandar imagen. Las observaciones con pequeños telescopios han proporcionado esta hermosa vista de la Corona Solar durante un eclipse solar en el 2013. Estos datos han ayudado a los investigadores a comprender mejor qué es lo que le da forma a la estructura a gran escala de la Corona. Crédito: Alzate et al., 2017.

Parece que la ciencia se está utilizando cada vez más, detectores avanzados en enormes telescopios terrestres y espaciales. Uno podría preguntarse: ¿queda algo por aprender de las observaciones realizadas con cámaras digitales montadas en telescopios de ~ 10 cm?

El artículo a continuación lo aborda.

Proyecto de Ciencia Ciudadana (aficionados) de estudio del Sol

En este nuevo proyecto de ciencia ciudadana, los participantes ayudarán a identificar ráfagas de plasma provenientes del Sol, llamadas chorros solares, en miles de imágenes capturadas durante los últimos 11 años por el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA. 
Crédito de la imagen:
 NASA.

Si alguna vez quisiste ser astrónomo, esta es tu oportunidad. Un nuevo proyecto de ciencia ciudadana, dirigido por investigadores de la Universidad de Minnesota con el apoyo de la NASA, permite a los voluntarios desempeñar un papel importante para aprender más sobre el Sol mediante el uso de sus computadoras personales. 

Los participantes ayudarán a identificar ráfagas de plasma provenientes del Sol, llamadas chorros solares, en miles de imágenes capturadas durante los últimos 11 años por el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA.

El proyecto, llamado Solar Jet Hunter (Cazador de Chorro Solar), es el proyecto de ciencia ciudadana más reciente bajo la plataforma Zooniverse que se originó en la Universidad de Minnesota. Zooniverse es la plataforma de investigación en línea impulsada por personas más grande y popular del mundo con más de dos millones de voluntarios de todo el mundo. Estos voluntarios actúan como científicos y archiveros de sillón ayudando a los equipos de investigación académica con sus proyectos desde la comodidad de sus propios hogares.

El siguiente artículo lo presenta:

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