El 30 de septiembre de 2014, varios observatorios de la NASA observaron lo que parecían ser los comienzos de una erupción solar. Un filamento, una estructura serpentina que consiste en material solar denso y a menudo asociado con erupciones solares, se elevó desde la superficie, ganandoenergía y velocidad a medida que se disparaba, pero en lugar de salir del Sol, el filamento colapsó, hecho pedazos por fuerzas magnéticas invisibles.
Debido a que los científicos tenían tantos instrumentos para observar el evento, pudieron rastrear todo el evento de principio a fin y explicar por primera vez cómo el paisaje magnético del Sol terminó una erupción solar. Sus resultados se resumen en un artículo publicado enLos Revista astrofísica el 10 de julio de 2017.
"Cada componente de nuestras observaciones fue muy importante", dijo Georgios Chintzoglou, autor principal del artículo y físico solar en Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory en Palo Alto, California, y la Corporación Universitaria de Investigación Atmosférica en Boulder, Colorado"Retira un instrumento y básicamente estás ciego. En física solar, debes tener una buena cobertura observando temperaturas múltiples; si los tienes todos, puedes contar una buena historia".
El estudio utiliza una gran cantidad de datos capturados por el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA, el Espectrógrafo de Imágenes de la Región de la Interfaz de la NASA, el Hinode JAXA / NASA y varios telescopios terrestres en apoyo del lanzamiento del cohete de sondeo VAULT2.0 financiado por la NASAJuntos, estos observatorios miran al Sol en docenas de diferentes longitudes de onda de luz que revelan la superficie del Sol y la atmósfera inferior, lo que permite a los científicos rastrear la erupción desde su inicio a través de la atmósfera solar, y finalmente entienden por qué se desvaneció.
El día de la erupción fallida, los científicos apuntaron el cohete de sonido VAULT2.0, un cohete suborbital que vuela durante unos 20 minutos, recolectando datos de la atmósfera de la Tierra durante aproximadamente cinco de esos minutos, en un área de intensa, actividad magnética compleja en el Sol, llamada región activa. El equipo también colaboró con IRIS para enfocar sus observaciones en la misma región.
"Esperábamos una erupción; esa era 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 ycoautor del artículo: "Vimos que el filamento se levantaba con IRIS, pero no vimos que estallara en SDO o en los coronógrafos. Así es como sabíamos que fallaba".
El paisaje del Sol está controlado por fuerzas magnéticas, y los científicos dedujeron que el filamento debe haber cumplido con algún límite magnético que impidió la erupción de la estructura inestable. Utilizaron estas observaciones como entrada para un modelo del entorno magnético del Sol. Al igual que los científicos queuse datos topográficos para estudiar la Tierra, los físicos solares trazan un mapa de las características magnéticas o topología del Sol para comprender 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 es más probable que ocurran liberaciones rápidas de energía, como las que observaron cuando el filamento colapsó donde las líneas de campo magnéticoestán fuertemente distorsionados
"Calculamos el entorno magnético del Sol rastreando 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-Smithsonian de Astrofísica en Cambridge, Massachusetts, y co-autor del artículo "La cantidad de divergencia nos da una medida de la topología"
Su modelo muestra que esta topología da forma a la evolución de las estructuras solares en la superficie del Sol. Por lo general, cuando las estructuras solares con orientaciones magnéticas opuestas chocan, liberan explosivamente energía magnética, calientan la atmósfera con una llamarada y estallan en el espacio como una eyección de masa coronal -- una nube masiva de material solar y campos magnéticos.
Pero el día de la erupción cercana a septiembre de 2014, el modelo indicó que el filamento en su lugar empujó contra una estructura magnética compleja, con forma de dos iglúes chocados entre sí. Este límite invisible, llamado tubo de flujo hiperbólico, era elresultado 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 se elimina", dijo Chintzoglou.
Esta estructura devora el filamento como una trituradora de troncos, rocía astillas de material solar y previene la erupción. A medida que el filamento disminuía, el modelo demuestra que el calor y la energía se liberaron en la atmósfera solar, coincidiendo con las observaciones iniciales. La reconexión simulada tambiénrespalda las observaciones de bucles brillantes y acampanados donde se unen el tubo de flujo hiperbólico y el filamento, evidencia de reconexión magnética.
Si bien los científicos han especulado que tal proceso existe, no fue hasta que por casualidad tuvieron múltiples observaciones de tal evento que pudieron explicar cómo un límite magnético en el Sol es capaz de detener una erupción, despojando un filamento de energíahasta que esté demasiado débil para entrar en erupción
"Este resultado hubiera 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 para determinar si una erupción puede estallar o no desde el Sol. Estas erupciones pueden crear efectos del clima espacial 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 debemos considerar qué es lo que la estructura naciente encuentra al principio y cómo se puede detener."
Fuente de la historia :
Materiales proporcionado por NASA / Centro de vuelo espacial Goddard . Original escrito por Lina Tran. Nota: El contenido puede ser editado por estilo y longitud.
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