Parece que los físicos solares siempre hablamos de nuestra falta de entendimiento de las capas más externas del Sol. Y no es en vano, durante décadas hemos trabajado para entender lo que ocurre en esta misteriosa región de nuestra estrella sin alcanzar un conocimiento pleno y satisfactorio. Esencialmente, la atmósfera exterior del Sol está compuesta de tres capas: la fotosfera, la cromosfera y la corona. La fotosfera es la capa más interna y visible del Sol para el ojo humano y tiene una temperatura promedio de 5505 ºC. La corona, con una temperatura de varios millones de grados, es la capa más externa y es transparente a la mayor parte de la radiación (luz) que se emite en el interior. Uno de los grandes misterios no resueltos de la física solar consiste en explicar este incremento de temperatura hacia el exterior del Sol. Este calentamiento comienza en la cromosfera, que tiene un efecto altamente regulador de lo que ocurre en la corona. Por tanto, para explicar el calentamiento coronal, primero hay que entender lo que está ocurriendo en la cromosfera. Este comportamiento de la temperatura es contraintuitivo si lo comparamos con lo que ocurre en la Tierra. Por ejemplo, cuando acercamos las manos a la llama de una vela, notamos más calor cuando las tenemos cerca que cuando las alejamos. En el caso del Sol ocurre al contrario: la temperatura aumenta a medida que nos alejamos de la fotosfera.
La cromosfera no está en equilibrio radiativo con la fotosfera, y eso quiere decir que el transporte de energía en forma de radiación electromagnética no es suficiente para explicar las altas temperaturas que observamos en las capas más externas. De hecho, los modelos que solo incluyen transporte por radiación predicen una cromosfera y corona más frías que la fotosfera. Nuestro campo de investigación ha progresado mucho y hoy sabemos que hay otros procesos que pueden ayudar a bombear y depositar energía a las capas más externas. Estos están relacionados con la presencia de ondas acústicas y electromagnéticas o bien con la presencia de campos magnéticos. La mayoría de las predicciones que tenemos relacionadas con estos procesos no radiativos proceden de simulaciones numéricas.
Observacionalmente, no podemos medir la energía que se está depositando en cada momento en la cromosfera. En vez de eso, solemos usar valores canónicos que se estimaron en la década de los setenta y ochenta. Estas estimaciones estipulan que en promedio la cromosfera irradia en regiones de campo magnético débil y en regiones activas. Sin embargo estos simples valores no pueden capturar la complejidad y dinámica que observamos en la cromosfera. Esto hace que sea muy difícil acotar la cantidad de energía debemos explicar con nuestros modelos.
Nuestro grupo de investigación en la Universidad de Estocolmo se ha enfocado en desarrollar métodos que permiten obtener mapas de alta resolución de la energía que es irradiada en la cromosfera, y que por tanto debe ser mantenida por la energía que es disipada en dicha capa. El proceso de estimación es bastante complejo y requiere primero obtener un modelo 3D empírico de la atmósfera exterior del Sol, y luego usarlo para calcular las pérdidas radiativas en la cromosfera.
La figura muestra observaciones de muy alta resolución de la fotosfera y la cromosfera solar (podemos resolver estructuras de 75 km en la superficie del Sol). El panel de la derecha muestra el primer mapa espacialmente resuelto que se ha podido obtener de las pérdidas de energía por radiación en la cromosfera. Nuestros resultados preliminares demuestran que en el centro de la región activa el valor canónico de infravalora enormemente las pérdidas, que sistemáticamente alcanzan los . Estas medidas también sugieren que en este tipo de regiones se forma una marquesina magnética sobre la fotosfera y observamos que las pérdidas radiativas empiezan a ser relevantes en el borde inferior de esta marquesina. Estos resultados son preliminares, pero podemos argumentar que probablemente el mecanismo que disipación de energía está relacionado con la disipación de corrientes eléctricas en el contorno de la marquesina, aunque no podemos descartar que otros procesos también contribuyan significativamente.
En mi opinión estos resultados son solamente el principio de lo que podrían ser los primeros pasos para poder entender los procesos de calentamiento cromosféricos desde una perspectiva observacional. En un futuro cercano, el salto en resolución espacial y en sensibilidad que traerá el nuevo Telescopio Solar Europeo (EST) y su excelente instrumentación serán fundamentales para poder resolver este problema que arrastramos desde los años setenta.
BIOGRAFÍA
Jaime de la Cruz Rodríguez nació en Tenerife y es Licenciado en Física por la Universidad de La Laguna. Realizó su tesis doctoral en el Instituto de Física Solar de la Universidad de Estocolmo, donde trabaja actualmente como investigador asociado tras estancias postdoctorales en las Universidades de Oslo (Noruega) y Uppsala (Suecia). Su investigación se centra principalmente en el estudio de la cromosfera solar, por lo que regresa asiduamente a Canarias para utilizar los telescopios del Observatorio del Roque de los Muchachos. Recientemente ha obtenido una prestigiosa beca ERC-Starting Grant de la Unión Europea que financia las actividades científicas de cinto investigadores.
*Sección coordinada por Adriana de Lorenzo-Cáceres Rodríguez
