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A cada eyección de masa coronal solar, una tormenta solar diferente

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Crédito de la portada: NASA/Goddard/SDO

Datos del artículo científico:

Las emisiones de la corona solar

La capa más externa del Sol es la corona y se caracteriza por tener fuertes campos magnéticos, baja densidad de materia y temperaturas de unos dos millones de grados centígrados. Cambios en la configuración del campo magnético del Sol pueden provocar que la materia de esta región salga disparada hacia el sistema solar, lo que se conoce como eyecciones de masa coronales (CME, por sus siglas en inglés). Estas eyecciones son muy energéticas y pueden incluso llegar a alterar el campo magnético terrestre produciendo tormentas solares. Los detalles sobre cómo se aceleran y transportan estas partículas energéticas por el medio interplanetario está todavía por refinar ya que no se entiende la diferencia de comportamientos que se observa entre las diferentes detecciones de tormentas solares.

Mismo lugar, muy seguidas pero distintas

El satélite espacial Solar Orbiter (o SolO) detectó el 30 de agosto y el 5 de septiembre de 2022 dos tormentas solares debidas a dos eyecciones de masa coronales producidas en la misma región activa del Sol. Dado que se produjeron una tras otra desde la misma región, no sería de extrañar que las tormentas que provocaron fueran similares. Sin embargo, como se muestra en la Figura 1, difieren en aspectos claves para entender la propagación del material solar expulsado al sistema solar.

Dos cuadrados con líneas de colores desde el rojo hasta el morado de lado a lado y líneas verticales discontinuas negras. En ambos casos, para todas las líneas de colores se muestra un aumento y luego una disminución, aunque con formas distintas.
Figura 1: Detección de dos tormentas solares el 30 de agosto de 2022 (izquierda) y el 5 de septiembre (derecha). La intensidad detectada en cada banda de energía se muestra por colores. La primera línea vertical discontinua marca el inicio de la CME, la segunda marca cuando la onda de choque llegó al Solar Orbiter y la última, el fin de la tormenta. Crédito: Figura 1 del artículo original.

El periodo marcado como ESP (tormenta energética de partículas, por sus siglas en inglés) es el tiempo que tarda en pasar la onda de choque por el satélite SolO. La tormenta de agosto apenas dura unas 7 horas mientras que la de septiembre dura 16 horas. Además, en la fase anterior a la tormenta de septiembre hay una inversión de las intensidades de las partículas que no se observa en agosto. En esta fase, hay más intensidad de partículas más energéticas que de baja energía y durante la tormenta la tendencia se revierte para volver a la ordenación usual. Esta inversión es muy poco común y solo se conoce otro evento en noviembre de 2020 donde ocurrió esto.

Para entender con mayor claridad qué está sucediendo, el equipo investigador representa los perfiles de energía a distintos tiempos de la tormenta (Figura 2). Para el evento de agosto, el perfil de energías en todo momento decae como E-2, que es la tendencia que usualmente se detecta para este tipo de eventos. Sin embargo, antes de la tormenta de septiembre, el perfil tiene pendiente positiva (correspondiente a la inversión de la Figura 1) pero cuando vuelve a decaer lo hace con un perfil proporcional a E-1.

Dos cuadrados con líneas de colores continuas y discontinuas de lado a lado y por arriba una línea discontinua recta marcando la tendencia general. En el cuadrado izquierdo, todas las líneas tienen pendiente negativa. En el lado derecho, las líneas discontinuas tienen una pendiente positiva y las continuas, negativa pero no tan pronunciada como el caso de la izquierda.
Figura 2: Perfiles de energía a distintas horas de los eventos de tormentas solares, el de agosto a la izquierda y el de septiembre a la derecha. Las líneas discontinuas con triángulos muestran el perfil antes de la llegada de la onda de choque, los cuadrados negros muestran el perfil justo al inicio del choque y las líneas continuas con estrellas representan los perfiles después del choque. La tendencia general de los perfiles se muestra arriba en línea discontinua. Crédito: Figura 2 del artículo original.

Uniendo modelos para entender las tormentas

Para entender las características de las tormentas solares, el grupo de investigación ha unido modelos de la corona solar y del medio interplanetario. La forma de la CME reconstruida para cada uno de los eventos difiere significativamente ya que la envoltura de la eyección es una envoltura uniforme en el evento de agosto, mientras que en el de septiembre muestra dos picos. La forma irregular de la eyección de septiembre hace que sufra una fuerte deceleración conforme avanza por el medio interplanetario haciendo que la envoltura se ensanche más que la de agosto (como se muestra en la Figura 3). Esto explicaría por qué la duración de la tormenta de septiembre es mayor que la de agosto, ya que todo el frente de choque tarda más en pasar por el Solar Orbiter.

Dos cuadrados con mapas de colores mostrando el campo de velocidades de las tormentas solares. El cuadrado de la izquierda tiene un arco estrecho y uniforme mientras que el de la derecha forma dos picos irregulares y anchos.
Figura 3: Frente de la onda de choque reconstruida de los eventos de agosto (izquierda) y septiembre (derecha). El frente de agosto tiene una envoltura uniforme y estrecha mientras que el frente de septiembre tiene dos picos y es más ancha. El cuadrado verde muestra la posición del satélite SolO. Crédito: Figura 8 del artículo original.

Por otra parte, en el evento de septiembre se detectaron mayores fluctuaciones del campo magnético antes de la onda de choque que en agosto, lo que provoca fuertes turbulencias. Según los modelos, estas fluctuaciones hacen que en promedio se queden más partículas de menor energía atrapadas en la onda de choque y no puedan escapar para llegar antes. Además, el perfil de energías del choque decae como E-1 en vez de como E-2, por lo que hay menor diferencia entre el número de partículas de baja y alta energía. Ambos efectos facilitan que el perfil de energía se invierta antes de la llegada del choque. En este artículo se presenta por primera vez esta teoría respaldada por las simulaciones, donde también se reproduce la inversión de las intensidades de partículas bajo estas condiciones de turbulencia y fuertes choques.

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