• Título original: Magnetic Reconnection as the Driver of the Solar Wind
• Autores/as: Nour E. Raouafi, G. Stenborg, D. B. Seaton, H. Wang, J. Wang, C. E. DeForest, S. D. Bale, J. F. Drake, V. M. Uritsky, J. T. Karpen, C. R. DeVore, A. C. Sterling, T. S. Horbury, L. K. Harra, S. Bourouaine, J. C. Kasper, P. Kumar, T. D. Phan, M. Velli
• Institución del primer autor: The Johns Hopkins Applied Physics Laboratory, Estados Unidos
  
• Estado: Aceptado para su publicación en The Astrophysical Journal, publicado con libre acceso en arXiv.

Casi todo el mundo ha escuchado alguna vez el término viento solar, pero ¿a qué nos referimos exactamente? El viento solar es una corriente de partículas cargadas (como electrones, protones e iones) que emana del Sol y ocupa todo el espacio entre los planetas. Su interacción con el campo magnético de la Tierra es la causa de las auroras polares, pero también puede causar problemas con los sistemas de comunicación satelital y GPS puesto que alteran la ionósfera, una capa de la atmósfera fundamental para las comunicaciones por su capacidad de reflejar ondas de radio. Normalmente el viento solar es usado como base para la definición de los límites del Sistema Solar: en el espacio entre planetas, la principal fuente de campo magnético proviene del viento solar, por lo que esta región es llamada la heliósfera. A medida que nos alejamos de él, el viento proveniente de otras estrellas, llamado viento interestelar, se hace más y más relevante. El límite teórico entre la heliósfera, dominada por el viento solar, y el medio interestelar es llamado heliopausa.

La historia del viento solar no es muy extensa ni falta de controversias. Hubo algunas menciones tempranas al viento solar, como las de Richard Carrington en 1859 y Arthur Eddington en 1910, pero fue Eugene Parker el que en 1958 mencionó el término viento solar con su significado actual por primera vez. Su artículo publicado en The Astrophysical Journal generó grandes controversias. De hecho, fue rechazado 2 veces antes de ser aceptado por el editor de la revista, el ganador del Premio Nobel Subrahmanyan Chandrasekhar. La primera comprobación experimental de su existencia fue brindada en 1959 por la sonda soviética Luna 1. La Figura 1 muestra una medición actual de la velocidad del viento solar.

Desde ese entonces muchas propiedades del viento solar han sido descubiertas y explicadas, pero una de las preguntas más básicas no tenía aún respuesta. Al menos hasta ahora.

Una pregunta no tan sencilla.

Una de las primeras preguntas que los astrónomos intentaron responder fue ¿cuál es el origen del viento solar? Esta pregunta resultó ser bastante más compleja que lo esperado, puesto que los primeros intentos de responderla fallaron. La primera idea fue que la propia temperatura del Sol podía proveer a estas partículas con suficiente energía para que pudieran escapar de la atracción gravitatoria solar, pero sobre todo para las partículas más pesadas como protones e iones, este proceso solo podría acelerarlas hasta alcanzar un promedio de unos 145 km/s, muy lejos de los 620 km/s necesarios para escapar. Estaba claro entonces que otro proceso, mucho más energético, era necesario.

El siguiente problema con el que se encontraron los científicos fue que el viento solar no presenta variaciones relevantes que se correspondan con el ciclo solar: cada unos 11 años, la polaridad del Sol se invierte, causando ciclos que son apreciables en otros fenómenos como las manchas solares. Que el viento solar no presente ninguna de estas variaciones implica que su causa no está relacionada con estos ciclos.

Es aquí que entra el trabajo presentado hoy. Lo que los autores sugieren es un proceso mucho más pequeño y constante como origen del viento solar.

Todo está en los detalles.

Los autores usaron una combinación de datos obtenidos usando varios observatorios solares: el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), GOES-R, Telescopio Solar Goode (GST) y la Sonda Espacial Parker (PSP). Con esta gran cantidad de datos, los autores pudieron estudiar el comportamiento del Sol por un largo periodo de tiempo y observarlo con una resolución muy detallada. Además de los grandes eventos en los que mucho material es eyectado, encontraron que existen algunos mucho más pequeños que solo pueden ser vistos si se mira con mucho cuidado, como se ve en la Figura 2. Aquí puede verse como al mirar la misma zona de la superficie en el mismo momento usando telescopios de diferente resolución, fenómenos muy distintos pueden apreciarse.

La Figura 2 muestra un magnetograma: una gráfica del valor y la polaridad del campo magnético en la superficie del Sol. Como vemos, esa zona no es homogénea sino que presenta parches positivos y negativos entremezclados. Esta configuración es especialmente buena para que ocurra un fenómeno llamado reconexión magnética: las manchas claras y oscuras de la Figura pueden pensarse como polos de un imán. El campo magnético entre estos polos puede representarse con líneas que van desde el polo positivo (norte) al negativo (sur). Sin embargo, al haber tantos pares juntos, a veces estas líneas se “confunden” y en vez de terminar en el polo sur original, se unen con otro, como puede verse en el ejemplo de la Figura 3. Este proceso en el que las líneas de campo se rompen y se vuelven a cerrar es llamado reconexión, y es capaz de liberar energía que permite entre otras cosas calentar el material del Sol hasta alcanzar varios millones de grados Celsius o incluso eyectarlo.

Los autores encontraron que estos eventos de reconexión son causantes de unos pequeñas eyecciones de material en forma de chorros o jets, y que además son muy comunes: observando una pequeña parte del limbo solar (el borde externo del disco solar) de unos 50°, fueron capaces de detectar unos 2500 jets por día. La Figura 4 muestra un ejemplo de las imágenes usadas en el artículo.

Igualmente importante, los autores probaron que este número de jets es independiente del ciclo solar, y utilizando datos de la PSP, encontraron que las propiedades del viento solar son independientes de su velocidad u orientación, lo que sugiere un origen común.

La interpretación que los autores dan de todos estos datos es entonces que el viento solar no es otra cosa que estos pequeños jets. Estos jets originalmente tienen una estructura de filamentos, pero debido a su paso a través de la atmósfera solar, esa estructura tan marcada se suaviza hasta prácticamente desaparecer, generando la estructura constante que observamos en el viento solar. Además, las diferencias de velocidades que se miden (en la Figura 1 representadas por la velocidad del viento solar cerca del Ecuador del Sol y en los polos) no son producto de distintos mecanismos de origen, sino de su interacción con la atmósfera solar.

Si bien todavía hacen falta varias pruebas para confirmar que la reconexión magnética de muy pequeña escala es la responsable del viento solar, la teoría propuesta aquí es capaz de explicar nuestras observaciones, así que ¡parece que vamos por el buen camino!

Crédito de la imagen destacada: Adaptado de la Figura 1 del artículo.