Rafagas Solares

Introducción:

La observación y estudio de las ráfagas solares ha tenido un desarrollo lento pero sostenido, desde que fueron descubiertas a mediados del siglo XIX por Carrington. Para principios del siglo XX ya se encontraban en operación los primeros Heliógrafos que observaban al Sol rutinariamente en H-alfa mostrando que las ráfagas solares son mucho más frecuentes de lo que se puede observar en el visible. Además, se encontró que su número crece y decrece de forma similar al número de manchas durante el ciclo de actividad de 11 años.

Después de la segunda guerra mundial, el Sol se empezó a observar con radiotelescopios y se encontró una actividad muy variada asociada a las ráfagas. En la Fig. 2 se muestra una imagen de la región en la que tuvo lugar una ráfaga el 7 de septiembre de 1992 y que fue registrada en el observatorio japonés Nobeyama a una frecuencia de 17 GHz (Takano et al. 1996).

La máxima resolución temporal de Nobeyama es aproximadamente de 3 décimás de segundo, y como se ve en la Fig. 2, los cambios en el brillo se dan a escalas temporales mucho menores.

Existe un gran número de estudios de actividad solar en longitudes de onda de radio. Los más antiguos se hicieron a longitudes de ondas métricas y decimétricas y se fueron extendiendo poco a poco hacia los extremos inferior (kilométrico) y superior (milimétrico) en los que la atmósfera Terrestre ya no es tan transparente como para la parte central del espectro de radio.

A partir de los años 60s del siglo pasado se fueron extendiendo las posibilidades de observar al Sol en longitudes de onda que no penetran la atmósfera, usando globos, cohetes y satélites artificiales. Las observaciones coronales de alta temperatura como los rayos X y el ultravioleta han ayudado al estudio de las ráfagas solares. En el extremo de alta energía contamos con observaciones del satélite RHESSI (Reuven Ramati High Energy Solar Spectroscopic Imager) que utiliza técnicas interferométricas para crear imágenes solares en Rayos X de alta energía y rayos gama. La Fig. 3 muestra la posición de las fuentes de emisión de fotones de rayos X y de rayos gama durante el evento del 23 de julio del 2002 (Lin et al. 2003) superpuestos a una imagen de los tubos de flujo observada en UVE (ultravioleta extremo) de TRACE.

En el extremo de las grandes longitudes de onda contamos con observaciones del experimento WAVES que se encuentra a bordo del satélite WIND. A esas longitudes de onda se pueden ver los efectos de las ráfagas solares desde la corona hasta el medio interplanetario a la altura de la Tierra.

Teoría:

El conocimiento actual sobre las ráfagas solares se puede simplificar siguiendo uno de los modelos propuestos. Una simplificación hecha por Hanaoka (1999) se puede ver en la Fig. 4. En este caso se propone la interacción de dos arcos coronales para la creación de una hoja de corriente en la que se aceleran partículas que adquieren gran energía y se mueven siguiendo las líneas de campo magnético.

Las partículas que se dirigen a la fotosfera colisionan con las partículas del medio depositando su energía en diferentes capas de la atmósfera solar. Si la energía es alta llegan hasta la base de la fotosfera y sus efectos se pueden ver en un abrillantamiento en luz blanca. Cuando la energía es menor, el abrillantamiento solo se ve en la cromosfera. Al calentarse, el material sube por los tubos de flujo magnético (evaporación) y es posible verlo en emisiones de ultravioleta y rayos X de baja energía. Las partículas de más alta energía al colisionar emiten rayos X de alta energía y rayos gama producto de interacciones nucleares. Por otra parte, los electrones que se mueven a lo largo de las líneas de flujo radian en longitudes de onda de radio que dependen de la altura a la que se encuentran, por ejemplo a 17 GHz la emisión proviene de la parte baja de la zona de transición Cromosfera-Corona. Cuando las partículas aceleradas encuentran líneas de campo abiertas salen hacia el espacio interplanetario emitiendo en longitudes de onda de radio cada vez más grandes, desde metros hasta kilómetros. Cuando las circunstancias son adecuadas se observan in-situ como eventos de partículas solares.

El escenario descrito es generalmente similar en todos los modelos de ráfagas solares y solo varía en los detalles. Podemos decir que el proceso está relativamente bien entendido. Sin embargo, solamente hemos hablado de las manifestaciones secundarias del proceso, es decir, todos los procesos mencionados corresponden a la evolución de las partículas una vez que son energetizadas. No hemos mencionado el proceso mismo de energetización.

En general se acepta que la energía de una ráfaga (10x 10 exp 32 ergs) proviene de la energía magnética. De hecho el campo magnético es la única fuente que puede contener la energía necesaria para una ráfaga. Sin embargo, hay varios problemas con los procesos involucrados en el almacenamiento, transporte, desestabilización y liberación de energía que no se han podido resolver hasta el momento. Esto se debe principalmente a la falta de observaciones detalladas del proceso mismo de liberación primaria de energía. Las emisiones de alta energía como los rayos X y los rayos gama reflejan mejor los procesos de liberación primaria de energía pero hasta hace poco tiempo no contábamos con información detallada del posicionamiento de dichas emisiones. Actualmente el satélite RHESSI es capaz de generar mapas de las fuentes de emisión de fotones de alta energía.

Observaciones del sol en longitudes de onda milimétricas:

Las observaciones solares rutinarias cubren prácticamente todo el espectro electromagnético con excepción de las bandas milimétrica y submilimétrica o del infrarrojo lejano. Solamente existe un telescopio solar milimétrico ubicado en Sudamérica. Hay algunos otros observatorios milimétricos en el mundo pero no son dedicados al Sol.

Lindsey et al. (1990, 1995) y Lindsey y Roellig (1991) usaron el "James Clerk Maxwell Telescope" (JCMT), Bastian et al. (1993) usaron el "Caltech Submillimeter Observatory" (CSO) y Kundu and Gergely (1973) quienes hicieron observaciones de polarización circular de la emisión mm de regiones activas el telescopio de 11 m de Kitt Peak. Esto último es importante puesto que las observaciones de radio son hasta el momento, las únicas que pueden dar información directa del campo magnético en gran parte de la atmósfera solar.

Durante las ráfagas, los electrones son acelerados a energías relativistas y al girar alrededor de las líneas de campo emiten radiación (no térmica) sincrotrónica. Esta radiación se emite en armónicos de orden grande de la frecuencia giro magnético. Por otro lado, aunque no se han observado, se espera que algunos iones coronales emitan líneas espectrales en el espectro milimétrico.

Los estudios de sol “quieto” son relativamente fáciles de llevar a cabo en cuanto a que no se necesita un telescopio solar, sino que es posible obtener tiempo de observación en telescopios generales y observar durante poco tiempo. En realidad el telescopio general debe estar diseñado para soportar el relativamente alto flujo solar. En contraste, para estudiar las ráfagas y otros fenómenos transitorios, es necesario tener instrumentos dedicados a la observación solar por lo menos unas cuantas horas al día. Es por ésta razón que las observaciones y estudios de ráfagas solares en longitudes de onda mm y sub-mm son escasos. Algunos de los primeros estudios son mencionados por Kaufmann et al. (1986). Actualmente solamente existe un telescopio solar en longitudes mm (el Solar Submillimeter Wave Telescope, SST) que se encuentra en El Leoncito, en la frontera entre Chile y Argentina. El SST observa a 212 y a 405 GHz (Raulin et al. 2003).

Las posibilidades de estudio de ráfagas solares en longitudes de onda mm han sido muy limitadas debido principalmente a la falta de observatorios dedicados al Sol en esas longitudes de onda. En este proyecto proponemos construir un observatorio que ayudará a cubrir el hueco de alta frecuencia (mm) en el espectro solar.

El rt5 en las observaciones del Sol:

El observatorio que estamos construyendo cubrirá algunas frecuencias más bajas que las de SST. Los dos telescopios tendrán observaciones simultáneas algunas horas al día y por lo tanto podremos realizar estudios más detallados del espectro de energía de los electrones relativistas acelerados durante la fase impulsiva de las ráfagas solares. Como ejemplo, presentamos dos de las preguntas fundamentales sobre las ráfagas que permanecen abiertas y que nosotros seremos capaces de responder. Estas son:

1.- ¿En dónde son acelerados los electrones?

Las emisiones en longitudes de onda de radio dependen en gran medida de las condiciones del medio ambiente en el que se generan y por el que pasan. De tal forma que observando una fuente en varias frecuencias de radio se puede determinar con gran precisión su densidad, temperatura y campo magnético. Más aun, usando observaciones en otras longitudes de onda y con diferentes resoluciones espaciales y/o temporales, seremos capaces de determinar la región específica del arco coronal. Si es en la parte alta (en donde hay mayor temperatura, menor campo magnético y densidad) o en las regiones más bajas del arco en dónde la temperatura va disminuyendo y la densidad y campo magnético van aumentando gradualmente conforme disminuye la altura.

Es importante señalar que la mayoría de las imágenes disponibles (por ejemplo en rayos X y EUV) son emitidas por fuentes óptimamente delgadas, de tal forma que la imagen es la proyección en el plano del cielo de la suma de todos los elementos que se encuentran a lo largo de la línea de visión. Por lo tanto resulta casi imposible determinar el lugar preciso de aceleración primaria. En el caso de longitudes de onda mm se tiene la ventaja de que la opacidad es muy baja desde la fuente hasta la atmósfera baja de la Tierra, de tal forma que el exceso de flujo observado durante una ráfaga es debido a los electrones acelerados en el lugar de liberación de energía.

Con el RT5 podremos observar la emisión girosincrotrónica de electrones de alta energía (MeV) que son acelerados en el sitio de liberación primaria de energía. Usando un modelo de densidad podremos determinar la altura de emisión, combinando esta información con imágenes coronales de alta resolución espacial. Seremos capaces de determinar con gran precisión el lugar de aceleración primaria. Esta información es de suma importancia para determinar cual es el modelo más adecuado para las ráfagas.

2.- ¿Cuál es la relación entre las emisiones de alta energía de la atmósfera solar y las partículas energéticas observadas "in situ" durante una ráfaga?

Durante la ráfaga se aceleran partículas a energías relativistas, algunas de ellas se precipitan y otras logran escapar hacia el medio interplanetario y pueden ser detectadas por las naves espaciales. Los espectros de energía se pueden calcular para ambas poblaciones de partículas y en principio deberían de ser similares. Desafortunadamente las observaciones muestran que no es así. En la mayor parte de los casos los espectros son diferentes y no contamos con un modelo que explique adecuadamente esas diferencias.

El RT5 observará los electrones de alta energía antes de precipitarse o de salir al medio interplanetario (también tendremos una componente de electrones atrapados en los tubos de flujo magnético). Esto quiere decir que el RT5 nos proporcionará información de los electrones en una etapa intermedia entre la fuente de aceleración y las capas densas y entre la fuente de aceleración y el medio interplanetario. Con esto seremos capaces de construir un modelo adecuado del transporte de las partículas aceleradas en la corona baja y determinar la relación entre las dos poblaciones observadas (en la corona baja e "in situ"). Por otra parte, nosotros pretendemos tener observaciones de polarización lo que nos permitiría cuantificar el campo magnético en el lugar mismo de liberación de energía y por lo tanto podremos apoyar, descartar o proponer modelos de ráfagas solares y de topología magnética en la corona baja y zona de transición.

Actualmente no es posible medir polarización en un instrumento dedicado a observaciones solares en altas frecuencias. Por lo tanto, el RT5 será un instrumento único en el mundo para realizar este tipo de estudios. Finalmente, el estudio del proceso de liberación de energía en las ráfagas solares permitirá entender mejor los procesos similares que ocurren en otros objetos celestes tales como estrellas ráfaga, pulsares, Quasares, etc. En ese sentido el Sol sigue siendo un laboratorio a nuestro alcance que puede coadyuvar en mucho para resolver problemas de la Astronomía moderna.

Referencias:

Bastian, T.S., Ewell, M.W., Zirin, H.: 1993, ApJ 415, 364.
Hanaoka, Y., PASJ 51, 483, 1999.
Kaufmann, P., Correia, E., Costa, J.E.R., Zodi Vaz, A.M.: 1986, A&A 157, 11 . Kundu, M., Gergely, T.: 1973, SoPh 31, 461 R. P.
Lin, S. Krucker, G. J. Hurford, D. M. Smith, H. S. Hudson, G. D. Holman, R. A.
Schwartz, B. R. Dennis, G. H. Share, R. J. Murphy, A. G. Emslie, C. Johns-
Krull, and N. Vilm, The Astrophysical Journal, 595: L69-L76, 2003.
Lindsey, C., Kopp, G., Becklin, E.E., Roellig, T., Werner, M.W., Jef-feries, J.T.,
Orrall, F.Q., Braun, D., Mickey, D.L.: 1990, ApJ 350, 475.
Lindsey, C.A., Roellig, T.L.: 1991, ApJ 375, 414
Lindsey, C., Kopp, G., Clark, T.A., Watt, G.: 1995, ApJ 453, 511.
Raulin, Jean-Pierre; Kaufmann, Pierre; Giménez de Castro, Carlos G.; Pacini,
Alessandra A.; Makhmutov, Vladimir S.; Levato, Hugo; Rovira, Marta,
The Astrophysical Journal, Volume 592, Issue 1, pp. 580-589.
Takano, T. et al., 1996, Proc. of IAU Colloq. 153, p.569

Introducción :

Las estrellas en sus últimas etapas de vida (conocidas como estrellas tardías) pierden grandes cantidades de material formando una envolvente de gas y polvo. Esta envolvente está compuesta por diversas capas en las que se forman varias moléculas que producen emisión maser en longitudes de onda centimétricas y milimétricas.

De acuerdo al conocimiento actual de las envolventes de gigantes rojas, los maseres de SiO están en una envolvente más cercana a la estrella que la de maseres de H2O. La tasa de pérdida de masa y los flujos de SiO no muestran una correlación alta (Nyman and Olofsson, 1986). El rango de velocidades de las fuentes de SiO es pequeño (~ 10 km/s) y no parece estar correlacionado con la velocidad de expansión de la envolvente (Elitzur 1992). Estos resultados parecen indicar que la expansión de la envolvente y los maseres de SiO no tienen una estrecha relación.

El hecho de que el rango de velocidades de SiO sea pequeño y muy similar entre las envolventes de diferentes estrellas parece indicar que la velocidad de expansión es determinada en regiones más distantes. El maser de SiO se localiza por debajo de la capa de formación del polvo así que la velocidad de la capa de SiO no depende de la presión de radiación sobre el polvo. A pesar de esto, el grosor óptico del polvo depende del estado evolutivo del maser de SiO el cual, en estrellas tipo Mira, se puede estimar con la curva de luz de la estrella (Stencel et al. 1990). De acuerdo a Lewis (1989) algunas fuentes que actualmente tienen maser de H2O están próximas a perderla. Un seguimiento de los flujos de H2O y SiO y observaciones en el IR de estas fuentes permitiría encontrar las condiciones en las regiones próximas a las estrellas así como identificar los procesos físicos que llevan a la transición entre estas dos etapas evolutivas de la envolvente.

Los maseres de SiO representan una sonda ubicada muy cercana la fotosfera de la estrella y que además es sensible al campo magnético. Por lo tanto los maseres de SiO son una herramienta para ver el comportamiento del gas y del campo magnético en esas regiones tan próximas a la estrella. Algunos resultados muestran que los flujos de los maseres de SiO repiten las variaciones de la curva de luz de la estrella central con un máximo en la densidad de flujo que se registra en una época de observaciones (Gómez-Balboa, A.M. and Lepine, 1986, Nyman and Olofsson, 1986). Probablemente esto se debe al paso de la onda de choque producida por la estrella central.

Las observaciones de maseres de SiO no han sido tan regulares como las de H2O (Rudnitskij et al. 2000, Lekht et al. 2001) y solo para algunas cuantas fuentes se han determinado los retrasos de la curva de flujo de SiO en relación a la curva de luz de la estrella. Por otro lado, mediciones de la polarización de maseres de SiO muestran que maseres individuales agrupados espacialmente tienen polarizaciones muy similares entre sí. Además, la polarización de un grupo difiere de la de otros grupos separados de él espacialmente (Elitzur 1992).

Las fuentes de SiO en envolventes de estrellas tardías se encuentran en distribuciones muy compactas (Cohen 1989). Solo se han podido estudiar con base en observaciones de VLBI y por ello se ha estudiado la distribución espacial de pocas fuentes. Además, en la mayoría de los casos solo se ha observado la distribución en una sola fase de la curva de luz (Phillips et al. 2003 y literatura ahí mencionada). Debido a esto, se han estudiado los efectos de las ondas de choque en las zonas más próximas a la fotosfera en solo dos o tres casos encontrándose que la zona de emisión no solo se expande sino que también se contrae (Diamond and Kemball, 1999). Estas contracciones bien podrían deberse a que las condiciones para la emisión maser se trasladan a regiones mas internas de la envolvente mientras que en las regiones externas el maser se apaga.

Cambios en las condiciones físicas podrían conducir a la incorporación del silicio a los granos de polvo y entonces existe la posibilidad de que las contracciones produzcan variaciones particulares a distancias mayores de la envolvente (como a veces se observan en las componentes de H2O). En los espectros de H2O hemos observado que la deriva de las componentes espectrales puede dar información sobre movimientos radiales (respecto de la estrella). Por lo tanto el estudio de dicha deriva puede ayudar (a pesar de no contar con alta resolución espacial) a identificar esos movimientos.

Observaciones con el RT5:

En este proyecto nos proponemos hacer observaciones regulares de fuentes de SiO en una longitud de onda de 7 mm. El objetivo es observar líneas de la transición rotacional J=1-0 en los estados vibracionales v=1,2,3 cuyas frecuencias en reposo son: 42519.373 MHz ( J=1-0 v=3), 42820.582 MHz ( J=1-0 v=2) y 43122.079 MHz (J=1-0 v=1). Después de la primera etapa también planeamos observar la línea térmica del estado vibracional base en 43423.864 MHz la cual da información sobre la velocidad radial de la estrella y de la velocidad de expansión de la envolvente a partir del ancho de la línea.

Pensamos incluir en el programa de observación todas los estrellas variables (gigantes rojas de tipo espectral M y S) detectables con tiempos de integración de ~1 hora con el RT5. Esta muestra incluye muchos objetos en común con la muestra que se ha venido monitoreando desde 1980 con el radiotelescopio de Pushchino (RT 22). De esta manera se obtendrán series paralelas de observaciones en líneas de SiO y de H2O. Si el retraso de la curva de flujo de SiO es debido al tiempo que le toma a la onda de choque en llegar a la zona de emisión entonces dicho retraso tiene que ser menor para la curva de flujo de SiO que para la de H2O. Con base en mediciones de estos retrasos podemos estimar la velocidad de la onda de choque causada por las pulsaciones de la estrella. Además, las líneas de diferentes estados vibracionales (v=1,2,3) tienen diferentes energías de excitación y por lo tanto las regiones en las que se generan están a diferentes distancias de la fotosfera.

Del estudio de los retrasos medidos para estas líneas podremos estimar la velocidad de la onda de choque en esta región. Combinando este resultado con el medido para H2O podremos estimar las variaciones en la velocidad de la onda de choque desde la región más próxima (SiO) hasta la de H2O. Esto solo se puede hacer con base en observaciones regulares con intervalos de tiempo cortos entre observaciones subsecuentes de una misma fuente.

El estudio de la polarización de los espectros de los maseres de SiO permitirá estudiar el comportamiento de las diferentes zonas de la envolvente durante el paso de una onda de choque. Con esto se podrán estudiar los efectos de la onda de choque en diferentes regiones de la envolvente en las proximidades de la estrella.

Debido a que durante los primeros años el RT5 estará dedicado prácticamente a observar SiO y al Sol es posible tener el tiempo de observación necesario para poder medir las variaciones de los máseres de SiO con intervalos de tiempo tan pequeños como ~1 semana. El monitoreo de fuentes de SiO se ha hecho, hasta ahora, con intervalos de tiempo de varios meses (Glenn et al. 2003) con lo cual la incertidumbre en el tiempo de retraso no permite identificar diferencias entre el retraso de SiO y el de H2O. El monitoreo con intervalos pequeños podría, incluso, ayudar a identificar mejor los máximos del flujo en casos en los que parece no haber retraso.

Cerca de 50 objetos del catálogo de fuentes de SiO de Engels and Heske (1989) podrán ser observadas. La mayor parte de ellas también se observan en H2O con el radiotelescopio de Pushchino, Rusia (RT22) (U Ori, R Aql, RR Aql, R Cas y otras). La muestra también incluye estrellas clase S (X Cyg, T Cep, T Cas) y estrellas clase M, cuyas líneas en H2O son débiles pero intensas en SiO. También se van a incluir algunos objetos que son visibles desde México pero no se pueden observar desde Pushchino tales como R Dor, R Hor, R Ret, etc. La fuentes más intensas de emisión maser en las líneas J= 1-0 v=1,2 (o Cet, R Cas y así como el maser de SiO en la región de formación estelar Ori A) cuyos flujos alcanzan miles de Jankys, pueden ser usadas para hacer radioholografía y caracterizar la antena del GTM. Esta tarea requiere de un buen conocimiento de los flujos de referencia lo cual se puede lograr mediante el monitoreo sistemático de las fuentes.

Referencias:

Cohen R.J., Rep. Progr Phys., 52, 881, 1989.
Diamond, P.J., and Kenball, A.J.; 1999, in IAU Symp. 191, Asymptotic Giant Branch
Stars, ed. T. Le Bertre, A. Lebre, & C. Waelkens (San Francisco ASP), 195.
Elitzur, M.,; 1992, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 30, 75.
Engels, D., and Heske, A.; 1989, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 81, 323.
Gómez-Balboa, A.M. and Lepine, J.R.D., Astron. Astrophys.; 1986, 159, 166.
Lekht, E.E., Mendoza-Torres, J.E., Rudnitskij, G.M., Tolmachev, A.M. ; 2001,
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Lewis ,B.M.,; 1989, ApJ 338, 234.
Nyman L-A and Olofsson H.,; 1986, Astron. Astrophys., 158, 67.
Phillips, R.B., Stranghn, A.H., Doeleman, S.S. and Lonsdale, C.J.; 2003, ApJ
(Letters) 588, L105.
Rudnitskij, G.M., Lekht,E.E., Mendoza-Torres, J.E., Pashchenko, M.I., Berulis,
I.I.,; 2000, Astronomy and Astrophys. Suppl. Ser. V. 146, P. 385-395.
Stencel, R. E., Nuth, J. A., III, Little-Marenin, I. R., Little, S. J., 1990,
ApJ(Letteres), 350, L45.