Lineas de Investigación

Física heliosférica 

Las capas exteriores del Sol emiten de forma continua partículas cargadas que se propagan en dirección aproximadamente radial, constituyendo un plasma denominado viento solar. La heliosfera es la región del espacio bajo la influencia del viento solar, que incluye a todo nuestro sistema solar y se extiende hasta una distancia cercana a 120 unidades astronómicas del Sol. Más allá de su frontera exterior, denominada heliopausa, se encuentra el medio interestelar local. Dicha frontera fue cruzada por la misión Voyager 1 en agosto de 2012 y por Voyager 2 en noviembre de 2018. Entre otras evidencias del cruce de la heliopausa, ambas naves registraron un claro aumento del flujo de iones con energía superior a 70 MeV/n, mayoritariamente debido a los rayos cósmicos galácticos que penetran desde el exterior, acompañado de un descenso del flujo de partículas menos energéticas, cuyo origen se sitúa en el interior de la heliosfera.

Representación esquemática de la heliosfera mostrando las posiciones de Voyager 1 y Voyager 2 en octubre de 2018 (crédito: NASA/JPL, política de acceso abierto según https://www.jpl.nasa.gov/imagepolicy/)

Partículas energéticas en la heliosfera

Además del viento solar, la heliosfera está poblada por partículas cargadas que han ganado energía cinética gracias a distintos procesos de aceleración. Estas partículas energéticas tienen orígenes diversos y poseen energías que abarcan desde la zona supratérmica hasta la relativista. Entre las principales poblaciones de partículas energéticas presentes en la heliosfera (ver figura bajo estas líneas), se pueden destacar las siguientes: 

Representación esquemática de los orígenes de las principales poblaciones de partículas energéticas en la heliosfera.

Rayos cósmicos galácticos (GCR)

Se trata de partículas aceleradas en fuentes externas al sistema solar, en contextos astrofísicos muy energéticos como las explosiones de supernova. Constituyen una población de fondo, siempre presente. En el entorno terrestre, la parte menos energética del espectro de los rayos cósmicos (por debajo del pocos GeV para el caso de los protones) presenta una variación temporal periódica acoplada al ciclo de actividad solar, con un periodo promedio cercano a los 11 años. Cuando el Sol se encuentra en épocas de máxima actividad, los rayos cósmicos galácticos encuentran mayor dificultad de penetración en el campo magnético heliosférico, de manera que su flujo disminuye. Por el contrario, el flujo observado alcanza valores máximos durante las épocas de baja actividad solar. Este efecto, conocido como modulación solar, es claramente apreciado en las observaciones de la red mundial de monitores de neutrones distribuida por la superficie terrestre.

La gráfica superior muestra la evolución temporal del promedio mensual de manchas solares registrado por el Observatorio Real de Bélgica, representativo del ciclo de actividad solar. La inferior muestra el conteo registrado por el monitor de neutrones de Thule, en Groenlandia, ilustrativo del flujo de rayos cósmicos que llega a la Tierra. Se aprecia claramente el efecto de la modulación solar, de modo que el flujo de rayos cósmicos en el entorno terrestre se hace mínimo cuando la actividad solar es máxima (que es precisamente cuando el número de manchas solares es máximo) y aumenta cuando la actividad solar disminuye. También es claramente apreciable el máximo especialmente elevado alcanzado en el flujo de rayos cósmicos durante los dos últimos ciclos solares (Crédito: R. Pyle, Bartol Research Institute, University of Delaware.).

Los rayos cósmicos de muy baja energía son incapaces de alcanzar las capas interiores del campo magnético terrestre (excepto sobre las regiones polares) por tanto se estudian preferentemente mediante detectores embarcados en misiones espaciales (especialmente a energías por debajo de los pocos cientos de MeV). Por el contrario, los rayos cósmicos con energía suficientemente alta pueden alcanzar las capas superiores de la atmósfera terrestre, donde su interacción con átomos atmosféricos da lugar a la generación de una cascada de partículas secundarias que puede ser estudiada mediante detectores situados en la superficie terrestre. Dado que por encima de pocos GeV el flujo de rayos cósmicos decrece fuertemente con la energía, la observación del extremo de muy alta energía del espectro es dificultada por la baja estadística. Actualmente se cree que los rayos cósmicos con energía superior a los 1015 eV son de origen extragaláctico. 

Izquierda: representación esquemática de una cascada de partículas secundarias originada por el impacto de un nucleón (rayo cósmico primario) sobre un átomo atmosférico. Derecha: simulación numérica de las trayectorias de las partículas secundarias en una cascada atmosférica (fuentes: NOAAAIRES).

 

Rayos cósmicos anómalos (ACR)

Los llamados rayos cósmicos anómalos están formados por iones de elementos con elevado primer potencial de ionización, observables a energías entre decenas y cientos de MeV. Su nombre se origina históricamente por el hecho de aparecer como una componente inesperada (tanto en composición como en forma espectral) superpuesta sobre los rayos cósmicos galácticos de baja energía. 

Algunos átomos neutros procedentes del medio interestelar consiguen entrar en la heliosfera. Si estos se aproximan lo suficiente al Sol, sufren procesos de fotoionización e intercambio de carga que separan algunos de sus electrones, quedando cargados positivamente. Estos iones, conocidos como pick-up ions, son arrastrados de nuevo por el viento solar hacia las regiones externas de la heliosfera, pudiendo ser acelerados en la onda de choque terminal (discontinuidad donde el flujo de viento solar pasa de ser supersónico a subsónico, situada a una distancia entre 80 y 100 ua del Sol). Una vez acelerados, estos iones pueden propagarse difusivamente hacia el interior de la heliosfera al igual que los rayos cósmicos galácticos. Actualmente se cree que esta serie de procesos es la que origina los rayos cósmicos anómalos.

Partículas aceleradas en regiones de interacción en el viento solar

Cuando el viento solar rápido originado en los agujeros coronales alcanza y comprime al viento lento precedente, se produce una región de compresión en el medio interplanetario, conocida como Stream Interaction Region (SIR) con carácter general o como Corotating Interaction Region (CIR) cuando se presenta de forma recurrente durante dos o más rotaciones solares. Estas regiones suelen estar delimitadas por un par de ondas de choque que se desarrollan normalmente más allá de la órbita terrestre. En dichas ondas de choque o en la propia zona de compresión, se dan las condiciones adecuadas para acelerar iones hasta los 10-20 MeV/n y electrones a energías de decenas de keV. Las partículas aceleradas en SIRs llenan regiones del medio interplanetario mayores que la propia región de interacción, pudiendo alcanzar altas latitudes heliográficas, donde predomina el viento solar rápido (excepto cerca del máximo solar donde la dependencia latitudinal de la velocidad del viento solar es mucho más compleja).

Partículas aceleradas en entornos planetarios

Las potentes magnetosferas de algunos planetas del sistema solar como la Tierra o Júpiter, y las ondas de choque estacionarias producidas cuando sobre ellas incide el viento solar, ofrecen las condiciones físicas adecuadas para la aceleración de electrones e iones, algunos de los cuales pueden escapar al medio interplanetario (IP) y detectarse en la región situada frente a la onda de choque (upstream events). En el caso de Júpiter, destaca especialmente la emisión continuada de electrones al medio interplanetario. Los electrones relativistas de origen joviano son capaces de alcanzar el entorno terrestre, especialmente durante los periodos en los que la Tierra y Júpiter se encuentran alineados a lo largo de las líneas del campo magnético interplanetario. Estos electrones jovianos, constituyen la contribución dominante al flujo de electrones relativistas (energías de varios MeV) en la heliosfera interna en ausencia de actividad solar (por encima de la contribución de los rayos cósmicos galácticos).

Partículas energéticas solares (SEP) o rayos cósmicos solares

Fenómenos de actividad solar

El Sol es una estrella activa en cuyas capas exteriores acontecen ocasionalmente fenómenos de tipo eruptivo o explosivo, entre los cuales los más destacados son las fulguraciones o llamaradas solares y las eyecciones coronales de masa (CMEs). Dichos fenómenos ocurren como consecuencia de configuraciones complejas e inestables del campo magnético que aparecen en zonas conocidas como regiones activas. Estas regiones activas se sitúan justamente sobre las manchas solares visibles en la fotosfera, cuya frecuencia de aparición sigue un comportamiento casi periódico en ciclos de 11 años (22 años si se tiene en cuenta la polaridad magnética). Mientras que en la fotosfera (observable en luz visible) las manchas solares aparecen como regiones oscuras (por encontrarse a temperaturas 1000-2000 K más frías que las regiones circundantes), las regiones activas en la cromosfera y la corona aparecen como zonas brillantes (observables en ultravioleta extremo y rayos X) constituidas por plasma más caliente que el entorno.

Imágenes del Sol en luz visible (izquierda) y ultravioleta extremo (304 Å, derecha), obtenidas por los instrumentos HMI y AIA a bordo del satélite SDO el 25 de octubre de 2010. El recuadro rojo y su ampliación, corresponden a uno de los grupos de manchas solares más extensos observados en las últimas décadas. La región activa correspondiente (etiquetada como AR 12192) se manifiesta como una zona brillante en la imagen de la derecha. Imágenes obtenidas mediante el software de código abierto JHelioviewer

Sucesos de partículas energéticas solares

Las regiones de reconexión magnética en las fulguraciones solares y las ondas de choque asociadas a CMEs suficientemente rápidas, con frecuencia ofrecen condiciones físicas que conducen a la aceleración de partículas cargadas, las cuales posteriormente pueden escapar al medio interplanetario. Los aumentos de flujo de partículas registrados desde el espacio en asociación directa con fenómenos de actividad solar se conocen como sucesos de partículas energéticas solares (SEP events). El Sol fue identificado por primera vez como fuente de partículas energéticas en la década de 1940, cuando cámaras de ionización situadas en la superficie terrestre observaron aumentos del flujo de partículas en coincidencia temporal con la observación de fulguraciones sobre la superficie visible del Sol.

Formas espectrales típicas de algunas poblaciones de protones en la heliosfera (adaptado de McComas et al, 2016, versión de dominio público disponible en https://commons.wikimedia.org/wiki/File:IMAP_spectra.png)

Las partículas energéticas solares constan de protones, electrones e iones con energías comprendidas entre pocos keV y varios GeV, con forma espectral variable pero en general cercana a una ley de potencias que puede estar progresivamente curvada a mayor pendiente en la parte de alta energía. Dicho intervalo energético abarca desde el borde supratérmico de la distribución de velocidades del viento solar hasta energías relativistas. Según el paradigma imperante en la actualidad, los sucesos de SEPs se pueden clasificar en dos tipos:

  • Sucesos impulsivos. Son de corta duración (horas), de intensidad moderada (en lo referente al flujo de partículas observado), ricos en electrones y suelen presentar un enriquecimiento dramático en la abundancia del isótopo 3He y algunos elementos pesados. También presentan estados de carga típicos de un plasma caliente (región activa en la corona). Se presentan asociados a estallidos de ondas de radio de tipo III y a las fulguraciones solares. Se piensa que su origen se sitúa en un área espacialmente compacta correspondiente a la zona de reconexión magnética en una fulguración solar.
  • Sucesos graduales. Son de larga duración (días), pueden alcanzar gran intensidad, son ricos en protones y presentan abundancias y estados de carga similares a la corona y el viento solar. Se presentan asociados a CMEs rápidas, estallidos de radio de tipo II, ondas de choque coronales y tránsitos posteriores de ondas de choque interplanetarias por la posición del observador. Se piensa que la aceleración ocurre en una región extensa y duradera en el tiempo, correspondiente a una onda de choque impulsada por una CME propagándose por la corona y/o el viento solar.

La utilización de observaciones simultáneas de un mismo suceso SEP desde observatorios espaciales en distintos puntos del espacio permite caracterizar la evolución temporal y distribución espacial de las partículas energéticas. En particular, la combinación de observaciones desde el entorno terrestre con otras proporcionadas por misiones como Helios, STEREO, SOHO o ACE en el plano de la eclíptica o Ulysses a altas latitudes, ha permitido estudiar la amplitud de dicha distribución en longitud y en latitud heliográfica. Este tipo de observaciones ha revelado que, durante algunos sucesos de partículas energéticas solares, las partículas aparecen diseminadas sobre regiones de la heliosfera extremadamente amplias. Se han propuesto varios mecanismos físicos para explicar esta amplia distribución espacial, por ejemplo, la existencia de fuentes muy extensas o la difusión en perpendicular a la dirección media del campo magnético interplanetario. El papel jugado por los diferentes mecanismos propuestos sigue siendo objeto de  debate.

 

This article was updated on noviembre 12, 2019