Durante los últimos meses se ha estado cuajando un proyecto que puede determinar, de hacerse realidad, el futuro de la Física Solar Europea para las próximas décadas. Es el denominado Telescopio Solar Europeo (EST, European Solar Telescope): un telescopio de unos cuatro metros de apertura con el que se pretende hacer frente a cuestiones fundamentales de la física solar. Por Manuel Collados de Caos y Ciencia.
CAOS Y CIENCIA
El Sol se caracteriza por su actividad magnética, que se pone en evidencia por la existencia del ciclo solar. Su nivel de actividad varía con una periodicidad de unos once años y se manifiesta en forma de manchas solares, gigantescas protuberancias, fulguraciones que liberan cantidades enormes de energía y partículas moviéndose con gran velocidad, etc. El Sol es una gigantesca esfera de plasma en la que el material alcanza niveles de ionización considerables, lo que hace que esté compuesto por partículas cargadas (iones y electrones) que, con su movimiento, generan campos magnéticos. Éstos, a su vez, determinan cómo deben comportarse, a través de la fuerza de Lorentz, esas mismas partículas. Por ello, en una estrella, que es un plasma, las propiedades del campo magnético están directamente relacionadas con la dinámica del material.
Bajo el punto de vista del campo magnético, podemos decir que el Sol se puede dividir en dos zonas, con propiedades diferentes, separadas por la superficie solar o fotosfera: una en la que el plasma determina las propiedades del campo magnético y otra, situada por encima, en la que ocurre lo contrario.
El plasma determina las propiedades del campo magnético en las capas que se encuentran debajo de la superficie. En ellas, el material es muy denso y la energía es transportada por movimientos convectivos, excepto en las zonas más profundas alrededor del núcleo, en las cuales la energía generada por las reacciones nucleares es transportada hacia fuera por fotones, es decir, por radiación. Estos movimientos convectivos son lo suficientemente potentes para arrastrar y moldear el campo magnético y concentrarlo en determinadas zonas. En ellas, parte de la energía se encuentra almacenada en forma de energía magnética. Además, son regiones menos densas que sus alrededores menos magnéticos, y esto hace que tiendan a flotar y a ascender hacia la superficie (como un tubo lleno de aire inmerso en agua), donde dan lugar a las diferentes formas de actividad magnética observadas. En general, dichas capas bajo la superficie no son accesibles a la observación directa, por lo que sus propiedades son derivadas a partir de modelados teóricos y medidas heliosismológicas. Los últimos restos de los movimientos convectivos son, sin embargo, visibles en la superficie en forma de granulación, mesogranulación y supergranulación. Esta zona, donde de nuevo la energía vuelve a ser transportada, preferentemente, por fotones que escapan al medio interplanetario, constituye lo que se conoce como la superficie solar o fotosfera: una capa de unos 500 km de espesor, muy delgada frente a los 700.000 km de radio del Sol. En algún momento, parte de esta energía ha sido concentrada por los movimientos convectivos profundos o superficiales para generar las estructuras magnéticas que vemos, en lugar de ser liberada al espacio exterior directamente.
Por encima de esta superficie solar o fotosfera, la situación cambia drásticamente. Si por debajo de ella es el plasma el que determina cómo se debe comportar el campo magnético, por encima la situación es la opuesta: las propiedades del plasma se ven determinadas por el campo. Y ahí, ante determinadas situaciones, el campo puede devolver al medio la energía que le ha sido dada previamente. En este proceso, al liberarse esa energía magnética, se calienta el material y se aceleran las partículas cargadas, que son lanzadas hacia el medio interplanetario dando lugar a las fulguraciones solares.
Cualitativamente, estas ideas están flotando en el ambiente científico de la física solar desde hace mucho tiempo. Sin embargo, a pesar de los grandes esfuerzos y avances de las últimas décadas, hay varias razones por las que nos siguen faltando argumentos observacionales cuantitativos para entender los detalles de dicha interacción.
Por una parte, existe el convencimiento generalizado de que es la estructura fina del campo magnético, sus variaciones en distancias espaciales muy pequeñas, la que ayuda a transportar energía desde las capas subfotosféricas hasta capas más altas, hasta la cromosfera, la capa inmediatamente por encima de la fotosfera, sobre la cual se encuentra la corona solar. Todavía tenemos que entender cuál es el mecanismo principal que da lugar al calentamiento cromosférico. Pueden contribuir a ese calentamiento fenómenos como la reconexión magnética, en el que la energía magnética es directamente convertida en energía térmica del medio mediante la aniquilación de estructuras magnéticas de polaridades opuestas; o la propagación de ondas magnetoacústicas a través de fibrillas magnéticas, que favorecen ese transporte de energía mejor que estructuras más grandes como las manchas solares.
Estos fenómenos han sido claramente observados e interpretados en la fotosfera, donde su influencia es menor. Sin embargo, su efecto sobre la cromosfera está todavía por determinar. En longitudes de onda visible e infrarroja, la cromosfera sólo es observable en líneas espectrales específicas, cuya formación es complicada: solamente en los últimos años se están desarrollando las técnicas de diagnóstico adecuadas para poder interpretar el papel del campo magnético en esta capa.
El estudio se complica por el diferente comportamiento del plasma en la fotosfera y la cromosfera. En la fotosfera los tiempos de evolución de las estructuras vienen en gran medida gobernados por la velocidad del sonido, que es de unos 5-10 km/s. Sin embargo, en la cromosfera la velocidad de Alfvén (una velocidad magnética que se puede considerar equivalente a la velocidad del sonido, pero aplicable cuando es el campo magnético quien domina sobre el plasma) es uno o dos órdenes de magnitud más grande. Esto conlleva que los fenómenos cromosféricos se desarrollen muy rápido, en intervalos de tiempo muy cortos.
En la actualidad, tenemos telescopios muy eficientes para obtener imágenes y películas tanto de la fotosfera como de la cromosfera con una gran resolución, en el límite de lo que permiten tecnológicamente. Esas imágenes (como las del Telescopio Solar Sueco (SST) o las del Telescopio solar Abierto Holandés (DOT), ubicados en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en la isla de La Palma) demuestran claramente la existencia de estructuras magnéticas muy pequeñas y su evolución morfológica. Un estudio más profundo requiere su análisis espectral y polarimétrico (como se hace, por ejemplo, en el telescopio solar Themis y el Telescopio solar de Torre al Vacío (VTT), del Observatorio del Teide, en la isla de Tenerife). Sin embargo, y a pesar de la cercanía del Sol, la cantidad de fotones recibidos de esas estructuras magnéticas pequeñas no es lo suficientemente grande como para poder estudiarlas de forma adecuada en un tiempo lo suficientemente corto para evitar su evolución.
Estos argumentos han convencido a los físicos solares europeos de que es necesario un telescopio más grande con el que poder estudiar todos estos fenómenos. El objetivo es entender los mecanismos mediante los cuales se convierte la energía cinética del plasma en energía magnética en las capas fotosféricas y subfototosféricas; y, también, cómo se transporta esta energía hasta capas más altas (cromosfera) y se deposita allí de nuevo en el plasma.
Este proyecto es el telescopio EST, en el que están involucrados una gran parte de los países europeos. Sin duda, este telescopio ayudará a entender estos problemas y, muy probablemente, nos permitirá observar nuevos fenómenos hasta ahora no detectados. Se trata de una aventura en la que todos nosotros hemos puesto una gran ilusión y en la que estamos conjuntamente trabajando para hacerla realidad. Durante las últimas dos décadas, la mayoría de los esfuerzos con el fin de mejorar las infraestructuras para estudiar el Sol se han realizado de manera individual por los diferentes países. El momento de aunar esfuerzos y aplicar toda la experiencia acumulada en un proyecto común ha llegado. Bienvenido, EST.
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