Explican por qué la atmósfera del Sol es más caliente que su superficie

"Siempre ha sido todo un rompecabezas entender por qué la atmósfera del Sol es más caliente que su superficie", dice Scott McIntosh, un físico solar en el Observatorio de Gran Altitud del Centro Nacional de Investigación Atmosférica (National Center for Atmospheric Research - NCAR) en Boulder, Colorado, que participó en el estudio. "Al identificar lo que estos chorros de plasma provocan en la atmósfera exterior del Sol, podemos obtener una mejor idea de lo que ocurre en esa región y, posiblemente, mejorar nuestro conocimiento de la sutil influencia del Sol en la atmósfera superior de la Tierra".
La investigación, cuyos resultados salieron publicados en la revista Science, fue realizada por científicos del Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL), del NCAR, y de la universidad de Oslo. La misma fue aprobada por la NASA y la National Science Foundation (NSF), patrocinador de NCAR. "Estas observaciones son un paso significativo en la comprensión de las temperaturas observadas en la corona solar", dice Rich Behnke de la división de Ciencias Atmosféricas y Geoespacio del NSF, que financió la investigación.

Chorros de plasma en la corona solar.
"Ofrecen una nueva visión sobre la producción de energía del Sol y otras estrellas. Los resultados también son un gran ejemplo del poder de colaboración entre la universidad, la industria privada, los científicos del gobierno y las organizaciones". El equipo de investigación se centró en observar los chorros de plasma conocidos como espículas, que son fuentes de plasma impulsadas hacía la zona más alta de la superficie del Sol en la atmósfera exterior.
Durante décadas, los científicos creían que las espículas podrían enviar el calor dentro de la corona. Sin embargo, a raíz de la investigación observacional en la década de 1980, se constató que el plasma no alcanza las temperaturas registradas en la superficie de la corona, por lo que la teoría en gran parte decayó notablemente. "El calentamiento de espículas a millones de grados nunca ha sido observado directamente, por lo que su papel en el calentamiento de la corona había sido señalado como poco probable", dice Bart De Pontieu, físico solar en LMSAL.

Las espículas de "Tipo II" son disparadas hacia arriba a unos 100 km/s.
En 2007, De Pontieu, McIntosh, y sus colegas identificaron un nuevo tipo de espícula que se movía mucho más rápido y de menor duración que las espículas tradicionales. Estas espículas de "Tipo II" son disparadas hacia arriba a gran velocidad, unos 100 kilómetros por segundo, antes de desaparecer. Los investigadores utilizaron imágenes del Observatorio de Dinámica Solar de la NASA, así como del Telescopio Solar Óptico (SOT) en el satélite japonés Hinode para probar su hipótesis.
"La alta resolución en las imágenes espaciales, obtenidas con los instrumentos más modernos de la actualidad, resulto crucial en la revelación de esta fuente", dice McIntosh. "Nuestras observaciones revelan, por primera vez, la conexión de uno a uno entre el plasma que se calienta a millones de grados y las espículas que se insertan en la corona".
Los resultados proporcionan un reto de observación para las teorías actuales de calentamiento de la corona.
Otra misión de la NASA (IRIS) está programada para su lanzamiento en 2012 y se espera pueda proporcionar datos de alta fidelidad en los procesos complejos y con enormes contrastes de densidad, temperatura y campo magnético entre la fotosfera y la corona. Los investigadores esperan con esto revelar más aspectos sobre el calentamiento de la espícula y su mecanismo de lanzamiento.
Traducción de Juan Carlos Jiménez
Fuente: Scitech News

Comportamiento del plasma solar en la corona del Sol.
Quantum opina:
El plasma solar esta compuesto por una mezcla de gases formada en su mayor parte por hidrógeno y helio, es un gas muy caliente, con una buena proporción de electrones libres y de iones, es decir, está parcialmente ionizado. El plasma solar está además rotando entre 25 y 32 días continuamente en torno al eje de rotación del Sol. Como consecuencia de esto el Sol genera campos magnéticos que se pueden visualizar mediante "líneas de fuerza magnética", con líneas saliendo de uno de los polos de un imán y uniéndose en forma de arco con el otro polo magnético de polaridad opuesta. Las líneas muy cercanas entre sí indican campos magnéticos fuertes, mientras que líneas muy separadas indican que el campo es débil.
Parte de los campos magnéticos que emergen en la superficie del Sol se concentran y se intensifican hasta formar gigantescas manchas solares las cuales pueden apreciarse desde la Tierra a medida que la actividad magnética solar se acerca a su máxima intensidad, algo que sucede cada 11 años. Una mancha solar puede llegar a tener un diámetro tan grande como cincuenta mil kilómetros, lo que equivale aproximadamente a unas cinco veces el diámetro de la Tierra. Intensos campos magnéticos se extienden por todo su volumen y atraviesan su superficie. Tales campos magnéticos tienen una intensidad típica de unos 3.000 gauss. gauss (G) es una unidad es la unidad con la que se mide la densidad de flujo magnético, se define como un maxwell por centímetro cuadrado. El campo magnético de la Tierra es de 0,5 gauss, un pequeño imán tiene 100 gauss, un pequeño imán de neodimio tiene cerca de 2.000 gauss y un gran electroimán 15.000 gauss.