Un fenómeno detectado por primera vez en el viento solar puede ayudar a resolver un viejo misterio sobre el sol: por qué la atmósfera solar es millones de grados más caliente que la superficie.

Imágenes del Espectrógrafo de Imágenes de la Región de la Interfaz (IRIS), en órbita terrestre, y del Conjunto de Imágenes Atmosféricas (AIA), muestran evidencias de que los bucles magnéticos de baja altura se calientan a millones de grados Kelvin.

Los investigadores sostienen que los iones más pesados, como el silicio, se calientan preferentemente tanto en el viento solar como en la región de transición entre la cromosfera y la corona del sol.

Allí, los bucles de plasma magnetizado se arquean continuamente, no como sus primos en la corona superior. Son mucho más pequeños y difíciles de analizar, pero desde hace tiempo se cree que albergan el mecanismo impulsado por el magnetismo que libera ráfagas de energía en forma de nanoflamas.

El físico solar de la Universidad de Rice Stephen Bradshaw y sus colegas estaban entre los que sospechaban eso, pero ninguno tenía pruebas suficientes antes del IRIS.

El espectrómetro de alto vuelo fue construido específicamente para observar la región de transición. En el estudio, que aparece en Nature Astronomy, los investigadores describen «brillos» en los bucles de reconexión que contienen fuertes firmas espectrales de oxígeno y, especialmente, de iones de silicio más pesados.

El equipo de Bradshaw, su antiguo alumno y autor principal Shah Mohammad Bahauddin, ahora miembro de la facultad de investigación del Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial de la Universidad de Colorado Boulder, y la astrofísica de la NASA Amy Winebarger estudiaron las imágenes del IRIS capaces de resolver los detalles de estos bucles de la región de transición y detectar bolsas de plasma supercaliente. Las imágenes les permiten analizar los movimientos y las temperaturas de los iones dentro de los bucles a través de la luz que emiten, leída como líneas espectrales que sirven como «huellas dactilares» químicas»

«Es en las líneas de emisión donde se imprime toda la física», dice Bradshaw, profesor asociado de física y astronomía. «La idea era aprender cómo se calientan estas diminutas estructuras y esperar decir algo sobre cómo se calienta la propia corona. Podría tratarse de un mecanismo omnipresente que opera en toda la atmósfera solar».

Las imágenes revelan espectros de puntos calientes en los que las líneas se ampliaron por efectos térmicos y Doppler, indicando no sólo los elementos implicados en las nanoflamas, sino también sus temperaturas y velocidades.

En los puntos calientes, descubrieron que los chorros de reconexión que contenían iones de silicio se movían hacia (con desplazamiento azul) y alejándose (con desplazamiento rojo) del observador (IRIS) a velocidades de hasta 100 kilómetros por segundo. No se detectó ningún desplazamiento Doppler para los iones de oxígeno más ligeros.

Los investigadores estudiaron dos componentes del mecanismo: cómo sale la energía del campo magnético, y luego cómo calienta realmente el plasma.

La región de transición tiene sólo unos 10.000 grados Fahrenheit, pero la convección en la superficie del sol afecta a los bucles, retorciendo y trenzando las finas hebras magnéticas que los componen, y añade energía a los campos magnéticos que finalmente calientan el plasma, dice Bradshaw. «Las observaciones del IRIS mostraron que ese proceso tiene lugar y estamos razonablemente seguros de que al menos una respuesta a la primera parte es a través de la reconexión magnética, de la que los chorros son una firma clave», dice.

En ese proceso, los campos magnéticos de las hebras de plasma se rompen y se reconectan en los sitios de trenzado en estados de energía más bajos, liberando la energía magnética almacenada. Donde esto tiene lugar, el plasma se sobrecalienta.

Pero cómo la energía magnética liberada calienta el plasma ha sido un rompecabezas hasta ahora. «Observamos las regiones de estas pequeñas estructuras de bucle donde se producía la reconexión y medimos las líneas de emisión de los iones, principalmente de silicio y oxígeno», dice. «Descubrimos que las líneas espectrales de los iones de silicio eran mucho más amplias que las del oxígeno»

Eso indicaba un calentamiento preferente de los iones de silicio. «Necesitábamos explicarlo», dice Bradshaw. «Echamos un vistazo y pensamos y resulta que hay un proceso cinético llamado calentamiento de ciclotrón de iones que favorece el calentamiento de los iones pesados sobre los más ligeros»

Dice que las ondas de ciclotrón de iones se generan en los sitios de reconexión. Las ondas transportadas por los iones más pesados son más susceptibles a una inestabilidad que hace que las ondas se «rompan» y generen turbulencias, que dispersan y energizan los iones. Esto amplía sus líneas espectrales más allá de lo que cabría esperar sólo por la temperatura local del plasma. En el caso de los iones más ligeros, es posible que no quede energía suficiente para calentarlos. «De lo contrario, no superan la velocidad crítica necesaria para desencadenar la inestabilidad, que es más rápida para los iones más ligeros», dice.

«En el viento solar, los iones más pesados son significativamente más calientes que los más ligeros», dice Bradshaw. «Eso se ha medido definitivamente. Nuestro estudio muestra por primera vez que esto también es una propiedad de la región de transición, y por lo tanto podría persistir en toda la atmósfera debido al mecanismo que hemos identificado, incluyendo el calentamiento de la corona solar, sobre todo porque el viento solar es una manifestación de la corona que se expande en el espacio interplanetario.»

La siguiente pregunta, dice Bahauddin, es si tales fenómenos están ocurriendo al mismo ritmo en todo el sol. «Lo más probable es que la respuesta sea no», dice. «Entonces la pregunta es: ¿en qué medida contribuyen al problema del calentamiento coronal? ¿Pueden suministrar suficiente energía a la atmósfera superior para que pueda mantener una corona de varios millones de grados?

«Lo que hemos mostrado para la región de transición fue una solución a una pieza importante del rompecabezas, pero el panorama general requiere que más piezas caigan en el lugar correcto», dice Bahauddin. «Creo que IRIS podrá informarnos sobre las piezas cromosféricas en un futuro próximo. Eso nos ayudará a construir una teoría unificada y global de la atmósfera solar».