El 30 de septiembre de 2014, varios observatorios de la NASA observaron lo que parecía ser el comienzo de una erupción solar, rastreando por primera vez todo el evento de principio a fin.
Un filamento -una estructura en forma de serpentina consistente en material solar denso ya menudo asociado con erupciones solares- surgió de la superficie, ganando energía y velocidad a medida que se elevaba. Pero en lugar de salir del Sol, el filamento se derrumbó, desmenuzado en trozos por fuerzas magnéticas invisibles.
Debido a que los científicos tenían tantos instrumentos observando el evento, fueron capaces de explicar por primera vez cómo el paisaje magnético del Sol puso fin a una erupción solar. Sus resultados se resumen en un artículo publicado en The Astrophysical Journal el 10 de julio de 2017.
"Cada componente de nuestras observaciones fue muy importante", dijo en un comunicado Georgios Chintzoglou, autor principal del artículo y físico solar del Laboratorio Solar y Astrofísica de Lockheed Martin en Palo Alto, California, y de la Corporación Universitaria para la Investigación Atmosférica en Boulder, Colorado.
El estudio hace uso de una gran cantidad de datos capturados por los observatorios espaciales SDO e IRIS de la NASA, Hinode de JAXA/ NASA y varios telescopios terrestres en apoyo del lanzamiento del cohete de sondeo VAULT2.0, financiado por la NASA. En conjunto, estos dispositivos observan al Sol en decenas de longitudes de onda diferentes de luz que revelan la superficie del Sol y la baja atmósfera, lo que permite a los científicos rastrear la erupción desde su inicio hasta la atmósfera solar y finalmente entender por qué se desvaneció.
El día de la erupción fallida, los científicos apuntaron al cohete de sondeo VAULT2.0, un cohete sub-orbital que vuela durante unos 20 minutos, recolectando datos de la atmósfera de la Tierra por aproximadamente cinco de esos minutos, en un área de actividad magnética intensa y compleja en el Sol, llamada región activa. El equipo también colaboró con IRIS para concentrar sus observaciones en la misma región.
"Esperábamos una erupción: esta fue la región más activa del Sol ese día", dijo Angelos Vourlidas, astrofísico del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins en Laurel, Maryland, investigador principal del proyecto VAULT2.0 y co- Autor del artículo. "Vimos que el filamento se elevaba con IRIS, pero no lo vimos estallar en SDO o en los coronógrafos, así es como sabíamos que fracasó".
El paisaje del Sol es controlado por fuerzas magnéticas, y los científicos dedujeron que el filamento debe haber encontrado algún límite magnético que impidió la erupción de la estructura inestable. Ellos usaron estas observaciones como entrada para un modelo del ambiente magnético del Sol. Al igual que los científicos que usan datos topográficos para estudiar la Tierra, los físicos solares trazan las características magnéticas del Sol, o topología, para entender cómo estas fuerzas guían la actividad solar.
Chintzoglou y sus colegas desarrollaron un modelo que identificaba ubicaciones en el Sol donde el campo magnético estaba especialmente comprimido, ya que las liberaciones rápidas de energía -como las que observaron cuando el filamento se derrumbó- tienen más probabilidades de ocurrir cuando las líneas del campo magnético están fuertemente distorsionadas.
"Calculamos el entorno magnético del Sol trazando millones de líneas de campo magnético y observando cómo las líneas de campo vecinas se conectan y divergen", dijo Antonia Savcheva, astrofísica del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica en Cambridge, Massachusetts, y coautora de el papel. "La cantidad de divergencia nos da una medida de la topología."
Su modelo muestra que esta topología configura cómo las estructuras solares evolucionan en la superficie del Sol. Normalmente, cuando las estructuras solares con orientaciones magnéticas opuestas chocan, liberan explosivamente energía magnética, calentando la atmósfera con una llamarada y entrando en erupción en el espacio como una eyección de masa coronal, una nube masiva de material solar y campos magnéticos.
Pero en el día cercano a la erupción de septiembre de 2014, el modelo indicaba que el filamento en cambio se veía empujado contra una compleja estructura magnética, en forma de dos iglús aplastados uno contra otro. Este límite invisible, llamado tubo de flujo hiperbólico, fue el resultado de una colisión de dos regiones bipolares en la superficie del Sol -un nexo de cuatro campos magnéticos alternos y opuestos maduros para la reconexión magnética, un proceso dinámico que puede liberar explosivamente grandes cantidades de energía almacenada.
"El tubo de flujo hiperbólico rompe las líneas del campo magnético del filamento y las vuelve a conectar con las del Sol ambiental, de modo que la energía magnética del filamento es despojada", dijo Chintzoglou.
Esta estructura se descompone en el filamento como un molino de troncos, pulverizando astillas de material solar y evitando la erupción. A medida que el filamento disminuyó, el modelo demuestra que el calor y la energía fueron liberados en la atmósfera solar, coincidiendo con las observaciones iniciales.
"Este resultado habría sido imposible sin la coordinación de la flota solar de la NASA en apoyo de nuestro lanzamiento de cohetes", dijo Vourlidas.
Este estudio indica que la topología magnética del Sol juega un papel importante en si una erupción puede estallar o no desde el Sol. Estas erupciones pueden crear efectos meteorológicos espaciales alrededor de la Tierra.
"La mayoría de las investigaciones se han centrado en cómo la topología ayuda a las erupciones a escapar", dijo Chintzoglou. "Pero esto nos dice que aparte del mecanismo de erupción, también necesitamos considerar lo que la estructura naciente encuentra en el principio, y cómo podría ser detenida".
