Solar y Medio Interplanetario

El Sol

El Sol es una estrella de apariencia blanco-amarilla de tipo espectral G2 y luminosidad tipo-V, lo que significa que es una estrella de secuencia principal. Posee un campo magnético que se origina en el movimiento convectivo de sus capas internas, pero no es una esfera rígida rotando uniformemente, lo hace más rápido en el ecuador que en los polos. Esta rotación llamada diferencial es responsable por el retorcimiento de las líneas del campo y es el origen de la actividad magnética solar. Comparado con nuestro planeta, el Sol es 330,000 veces más masivo que la Tierra, tiene un radio 109 veces mayor y su gravedad superficial es 27 veces mayor. Sin embargo, la densidad media de la Tierra es aproximadamente cuatro veces la densidad media del Sol y lo mismo podríamos decir cuando comparamos sus densidades medias superficiales. La parte interna del Sol está dividida en tres regiones: un núcleo central, una zona intermedia dominada por la radiación y una región más externa dominada por los fenómenos de convección. Por fuera de esta estructura interior viene la atmósfera que se divide en cuatro regiones: Fotósfera, considerada como la superficie solar, la Cromosfera, una interfaz llamada de Región de Transición y la Corona, donde las lineas de campo magnético se abren hacia el medio interplanetario formando el Viento Solar.

La atmósfera solar

La atmósfera solar presenta propiedades físicas que han sido incorporadas a diferentes modelos semi-empíricos que intentan describirla, entre ellos el más conocido es el modelo VAL, propuesto en 1981 y que se muestra de forma esquemática en la Figura 2 . En el diagrama se observa que la densidad disminuye en función de la altitud desde la Fotosfera hasta la Corona. En cuanto a la temperatura, se cree que esta alcanza un mínimo de 4300 K a una altitud de aproximadamente 500 km para luego aumentar, primero suavemente en la Cromosfera y luego súbitamente en la RT, hasta alcanzar varios millones de kelvin en la Corona.

La fotosfera o superficie del Sol es una delgada región de la atmósfera solar que tiene un espesor en promedio de unos 500 km, es relativamente densa y opaca y es capaz de emitir la mayor parte de la radiación solar en el continuo o en el visible del espectro electromagnético. La superficie solar está completamente cubierta de celdas de convección, llamadas gránulos que cuando se agrupan entre ellas forman los super-gránulos. También, se observan manchas solares como regiones oscuras y fáculas o regiones brillantes que a menudo rodean las manchas solares/poros.
La cromosfera está parcialmente ionizada y se extiende desde la fotosfera superior donde la temperatura es de 6000 K, hasta la región donde la temperatura aumenta hasta aproximadamente 2 x 10^(4) K, la region de transición. La cromosfera se extiende hasta unos 2500 km de altura y tiene una densidad del order de 10^11 cm^(-3). En la cromosfera se pueden observar numerosas estructuras de pequeña y gran escala, como playas, filamentos y prominencias, y erupciones solares [2].
La región de transición es una región muy delgada con un espesor de 100 km y su temperatura aumenta hasta por encima de 5 x 10^(5) K approximadamente [1].
La corona es la capa más caliente de las regiones de la atmósfera solar, y está completamente ionizada. Mayormente el plasma coronal se encuentra confinado por líneas de campo magnético en forma de arcos (bucles), líneas de campo abierto y estructuras de bucles retorcidos (twisted), alguno de ellos se expanden hasta el medio interplanetario en forma de emisión supersónica conocida como viento solar [3]. La corona se extiende desde la región de transición hasta la heliosfera, véase la Figura 3.

Figura 1. Imágenes del Sol y sus diferentes capas de la atmósfera solar.

Figura 2. Esquema de la variación media de la temperatura y densidad en función a la altura en el Sol calmo de acuerdo al modelo de VAL [1].

El viento solar

Figure 3. Diagrama de la topología del campo magnético de la corona solar [5].

Las altas temperaturas coronales causan un continuo flujo de plasma magnetizado desde la corona, conocido como viento solar. A medida que este plasma caliente fluye radialmente alejándose del Sol, tiende a arrastrar las líneas del campo magnético dipolar hacia el espacio interplanetario o heliosfera. En ocasiones, el viento solar no es uniforme debido a que el campo magnético en la corona puede estar muy estructurado, como se muestra en la Figura 3. El plasma caliente de la corona puede quedar atrapado en bucles de campo magnético intensos, y estos bucles de la corona están asociados a una emisión de rayos-X muy intensa. Dependiendo de la fuerza del campo magnético, parte del plasma caliente puede escapar lentamente de estos bucles, formando corrientes coronales que se extienden hacia el espacio. Estas corrientes son la fuente del componente lento del viento solar (slow solar wind). Sin embargo, en otros lugares de la corona, el campo magnético del Sol no forma bucles, sino que se extiende en dirección radial. En estas regiones, el plasma caliente puede escapar fácilmente de la corona, lo que da lugar a la componente de alta velocidad del viento solar (fast solar wind), estas estructuras se les conoce también como agujeros coronales (coronal holes). Normalmente, los agujeros coronales son características transitorias que varían de un día para otro, pero durante condiciones solares tranquilas, pueden existir agujeros coronales extensos en las regiones polares del Sol. En las regiones polares, las líneas del campo magnético se extienden hacia el espacio profundo porque el campo magnético solar es básicamente dipolar y, por lo tanto, el plasma caliente puede escapar fácilmente a lo largo de estas líneas de campo [4].

Por otro lado, es importante mencionar que las observaciones demuestran que a medida que el viento se expande con la distancia heliosférica su temperatura disminuye gradualmente. Esto es cierto por debajo de las distancias de aproximadamente 10 a 20 unidades astronómicas (UA). A distancias mayores, la temperatura, de hecho, aumenta con la distancia debido al calentamiento proporcionado por los iones de captación. El viento solar, sin embargo, no se enfría tan rápido como uno esperaría según la ley de expansión adiabática. Mientras que en la corona la temperatura es del orden de 100 eV, disminuye a aproximadamente 10 eV a 1 UA. El mecanismo del calentamiento del plasma solar aun sigue siendo un misterio para la física del plasma espacial [5].

Figura 4. Diagrama esquemático que muestra las condiciones que conducen a la formación de choques hacia adelante y hacia atrás en el viento solar [4].

El ciclo solar

Variación del número de manchas solares desde 1996.

Datos cortesía de NOAA/SWPC

Variación del contaje del flujo de rayos cósmicos detectados por el monitor de neutrones instalado en Oulu desde 1996.

Datos descargados de https://cosmicrays.oulu.fi/

Referencias bibliografícas

Eric Priest, Magnetohydrodynamics of the Sun, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2014.
Carlsson Mats, De Pontieu Bart, and Hansteen Viggo H. New View of the Solar Chromosphere, 2019.
Cranmer Steven R., and Winebarger Amy R. The Properties of the Solar Corona and Its Connection to the Solar Wind, 2019.
Houghton, Rycroft, Dessler, Ionospheres - Physics, Plasma Physics, and Chemistry, 2000.
Stanislav B., Cary F., and Jan E., Electron temperature of the solar wind, 2019.

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