(Crédito de la imagen: NASA/Johns Hopkins APL/Steve Gribben)El 6 de noviembre, la sonda Parker Solar Probe de la NASA pasó a 376 kilómetros de la superficie de Venus. El objetivo de esta aproximación era realizar una maniobra de asistencia gravitatoria, en la que la sonda robaría parte del impulso de Venus para cambiar la órbita de la nave y acercarse aún más al Sol.
La sonda Parker Solar Probe ya se había acercado varias veces al Sol, pero este último sobrevuelo ha sido el más cercano: se ha acercado a unos 6 millones de kilómetros de la superficie solar. Es decir, menos de nueve veces el radio del Sol.
En el momento de su máxima aproximación, Parker viajaba a casi 700.000 km/h, lo que lo convierte en el objeto más rápido jamás diseñado por el ser humano. Para que nos hagamos una idea, Parker nos brinda la rara oportunidad de cambiar de unidades: Podemos expresar razonablemente su velocidad como el 0,06% de la velocidad de la luz.
El objetivo de la misión Parker Solar Probe es investigar los misterios de la corona solar, su atmósfera exterior. En concreto, desde hace décadas sabemos que la superficie visible del Sol, la fotosfera, tiene una temperatura de unos pocos miles de kelvins, pero la corona propiamente dicha se sitúa en los millones de kelvins.
El objetivo de la misión Parker Solar Probe es investigar los misterios de la corona solar, su atmósfera exterior. En concreto, desde hace décadas sabemos que la superficie visible del Sol, la fotosfera, tiene una temperatura de unos pocos miles de kelvins, pero que la corona se encuentra a millones de kelvins.
Es como encender una bombilla, y la bombilla está caliente al tacto pero el aire que la rodea está mil veces más caliente. ¿Qué ocurre?
Sabemos que la corona no puede calentarse mediante procesos normales de transferencia de calor, porque eso violaría la segunda ley de la termodinámica: la superficie más fría no puede entregar calor a la corona más caliente. Así que tiene que ser otro proceso, y tiene que implicar campos magnéticos, que desempeñan un papel importante y dinámico en la física de la corona.
Irónicamente, no se necesita tanta energía para calentar la corona, y eso se debe al papel que desempeña el helio en el cálculo.
El helio constituye alrededor del 25% de la masa del sol. Las temperaturas en la fotosfera son lo suficientemente frías como para que el helio, que normalmente lleva dos electrones, pierda uno de ellos. A esto lo llamamos un estado parcialmente ionizado. Esto permite que el helio emita fácilmente mucha radiación, lo que contribuye al resplandor general del sol. Pero también mantiene la temperatura bajo control, ya que hay una «escotilla de escape» fácil para el calor del sol.
Sin embargo, una vez que se calienta un poco, el helio pierde su otro electrón y se ioniza por completo. Esto hace que sea mucho más difícil liberar radiación, lo que significa que es mucho mejor para atrapar el calor. Los físicos solares llaman a esta transición «evaporación» por analogía con el agua hirviendo para hacer vapor.
El resultado es que no se necesita tanta energía -algo así como 1 kilovatio por cada metro cuadrado- para calentar la corona hasta temperaturas ridículamente altas. Eso es como cubrir la superficie del sol con lavavajillas, lo que equivale a menos del 0,0025% de la energía total emitida por el sol.
Esto significa que, independientemente de lo que utilicemos para calentar la corona, podemos ser muy, muy ineficientes con ella y, aun así, es probable que funcione.
Y aquí es donde entra en juego la Sonda Solar Parker. Para estudiar esta región del Sol, la sonda cuenta con cuatro conjuntos de instrumentos: FIELDS, WISPR, IS-O-IS y SWEAP. Estos instrumentos estudian conjuntamente la corona, el viento solar (la corriente de partículas cargadas que emana de la corona) y la fotosfera para obtener una imagen completa.
Y así fue como Parker descubrió cómo unas extrañas ondas de energía de campo magnético llamadas switchbacks desempeñan un papel fundamental en el calentamiento de la corona.
Un retroceso comienza en la turbulenta fotosfera, donde los penachos de plasma suben constantemente hasta la superficie y vuelven a bajar. A veces, pueden formarse regiones de intensa energía magnética, donde muchas líneas de campo se enredan unas sobre otras. Algunos de estos campos son rectos y se alejan del Sol. Otros vuelven a la superficie en forma de herradura gigante.
Cuando estos dos tipos de campos magnéticos chocan entre sí, las líneas pueden desconectarse y volver a conectarse, formando un pliegue gigante en forma de S en las líneas de campo. Este pliegue, conocido como switchback, se aleja del Sol y se adentra en la corona.
Al final, se disuelve y libera su energía. Los astrónomos creen que ésta es una de las formas más importantes -si no la más importante- en que el Sol calienta su corona.
Esta investigación es especialmente importante porque los campos magnéticos también controlan la evolución de la meteorología espacial, que consiste en tormentas de plasma que se desprenden del sol y van volando por el sistema solar. La meteorología espacial tiene una enorme repercusión en los satélites, los vuelos espaciales tripulados e incluso nuestras redes eléctricas. Cuanto mejor conozcamos el complejo papel de los campos magnéticos en todas las regiones del Sol, mejor podremos predecir y planificar tormentas solares de todo tipo.
