Las eyecciones de masa coronal

Por Francisco R. Villatoro, el 2 noviembre, 2014. Categoría(s): Ciencia • Física • Nature • Noticias • Physics • Science ✎ 3

Dibujo20141031 Evolution and eruption of the twisted flux rope - nature com

Esta semana ha sido noticia la mancha solar (región activa) AR 2192, la mayor de los últimos 24 años [fotos de Paco Bellido]. Ha producido cinco erupciones solares de clase X (las más intensas) y doce de clase M. Este fin de semana ha comenzado a ocultarse por el limbo occidental del Sol [fotos de Paco Bellido]. Las erupciones son un fenómeno físico muy complicado que aún no somos capaces de predecir. Se publica en Nature un análisis detallado de la evolución de las líneas de campo magnético durante una erupción solar que ocurrió en la noche del 12 al 13 de diciembre de 2006 y fue observada por la sonda japonesa Hinode.

Los autores son investigadores franceses de dos institutos del CNRS que han usado simulaciones mediante supercomputadores para determinar el papel jugado por las líneas de campo magnético en el inicio de la erupción solar. Se forma una “cuerda magnética” cuya energía crece hasta cierto punto (umbral energético), retorciéndose hasta romper (reconexión magnética), momento en el que se produce la erupción de masa de la corona solar. Si futuros estudios confirman los detalles de esta dinámica quizás lleguemos algún día a predecir con antelación las erupciones solares gracias a las medidas del magnetismo solar en tiempo real.

El artículo técnico es Tahar Amari, Aurélien Canou, Jean-Jacques Aly, “Characterizing and predicting the magnetic environment leading to solar eruptions,” Nature 514: 465-469, 23 Oct 2014. Recomiendo leer también a Pascale Mollard, “‘Twisted rope’ clue to dangerous solar storms,” Phys.org, 22 Oct 2014;

Dibujo20141031 model magnetic field region major flare 13 december 2006 - nature com

Las erupciones solares (o eyecciones de masa coronal) son fenómenos a gran escala que ocurren en la atmósfera del Sol. Se han propuesto dos modelos para explicar estas erupciones basados en el concepto de “cuerda magnética,” un conjunto muy denso de líneas de campo magnético (que ilustra la figura que abre esta entrada a la derecha). En el primer modelo, una “cuerda magnética” se retuerce o se trenza mientras se aleja de la superficie hasta que llega un momento en que se vuelve inestable y se rompe, estando acompañada su reconexión magnética de la eyección de materia (plasma solar formado, sobre todo, por electrones y protones). En el segundo modelo, en un conjunto “cuerdas magnéticas” en forma de arcos de herraduras colocados en serie se produce una reconexión magnética entre los arcos situados en los extremos y ello provoca la eyección de masa coronal (figura ilustrativa).

Dibujo20141031 Breaking of the twisted rope into various components - two j-shaped arcades - nature com

 

El nuevo estudio que combina datos experimentales y resultados de simulaciones por ordenador apoya el primer modelo. Por tanto, bastaría una única cuerda magnética para producir la erupción cuando se rompe en dos tras retorcerse en exceso. Igual que el tiempo meteorológico es difícil de predecir a medio plazo, pero se puede predecir a corto plazo gracias a simulaciones ordenador, los autores del nuevo estudio opinan que las medidas en tiempo real del campo magnético en las manchas solares podrían alimentar las simulaciones ordenador y permitir la predicción de futuras erupciones solares con cierta antelación. Algo que parecía casi imposible hace unos años, podría ser una realidad en la próxima década.

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Este vídeo muestra la evolución del campo magnético medido en la mancha solar (región activa) AR10930 que cruzó el disco solar la primera quincena de diciembre de 2006. Su campo magnético fue medido con gran precisión gracias al espectropolarímetro del Telescopio Óptico Solar (SOT) a bordo de la sonda espacial japonesa Hinode. Los datos medidos durante la erupción X3.4 que se produjo el 13 de diciembre de 02:14 UT a 02:57 UT, con su punto de mayor intensidad a las 02:40 UT, han sido comparados con los resultados de la simulación magnetohidrodinámica por ordenador obteniéndose un buen acuerdo entre las observaciones y las predicciones teóricas.

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El análisis de los resultados obtenidos con el código numérico XTRAPOL, cuya condición inicial fue el magnetograma antes de la erupción, indica que la cuerda magnética se retorció más de 360º (2 π) justo antes de sufrir un cambio en su topología, rompiéndose en dos estructuras en forma de J. La cuerda durante el proceso tiene una geometría hiperbólica (curvatura negativa). El fenómeno ocurre localmente, como muestran las simulaciones con el código numérico MESHMHD; la región activa donde se origina la erupción está bien aislada y no interacciona con otras regiones activas vecinas.

Dibujo20141031 evolution of solar eruption - nature com

Dibujo20141031 Evolution and eruption of the twisted flux rope - nature

Dibujo20141031 Accumulation of magnetic energy - nature com

Las simulaciones numéricas han estudiado el fenómeno durante cuatro días de tiempo real. A partir del segundo día (entre D-3 y D-2) se observa que la energía magnética total empieza a crecer y supera un cierto umbral a partir del cual las simulaciones indican que la formación de la erupción solar es inevitable. La comprensión de los mecanismos físicos detallados del proceso es muy difícil, pero los autores se atreven a afirmar que en un futuro no muy lejano se podrán predecir las erupciones solares con varios días de antelación a partir de magnetogramas de alta precisión.

En resumen, la meteorología solar es muy complicada, pero los avances en las simulaciones mediante supercomputadores nos ofrecen la esperanza de que algún día seremos capaces de predecir las erupciones solares y con ellas las posibles tormentas geomagnéticas que azoten nuestro planeta.



3 Comentarios

    1. Manuel, la llamarada solar (SF por “solar flare” en inglés) es un incremento local de la luminosidad del Sol; no siempre viene acompañada de una eyección de masa coronal (CME por “coronal mass ejection” en inglés). La diferencia es pequeña porque la mayoría de las SF son CME; podemos decir que si una SF abandona la corona solar y alcanza el viento solar entonces es una CME y si no, se queda sólo en SF.

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