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En la superficie del Sol hay manchas oscuras: regiones con un campo magnético muy intenso que frena la ebullición del gas incandescente. De vez en cuando, ondas de choque recorren la atmósfera de la mancha, como una ráfaga de viento que comprime el aire frente a ella. En ese momento, el gas brilla intensamente durante un breve instante, y los astrónomos llaman a estos eventos llamaradas umbrales.

Los científicos observaron cinco manchas diferentes con el telescopio GREGOR y el instrumento GRIS. Midieron cómo se movía el gas y cómo cambiaba el campo magnético en el momento de la llamarada. Resultó que en tres manchas el campo se intensificaba bruscamente durante el impacto, mientras que en las otras dos, por el contrario, se debilitaba. Esto parecía extraño: ¿por qué la misma onda actúa de manera diferente?

Pero hay otra explicación. Cuando la onda de choque atraviesa el gas, puede simplemente moverlo rápidamente hacia adelante y hacia atrás. Entonces el instrumento no ve un cambio en el campo magnético, sino solo un juego de velocidades. Los investigadores pusieron a prueba esta idea: permitieron que el modelo asumiera que el campo permanece constante y que solo cambia la velocidad del gas. Y el modelo coincidió perfectamente con las observaciones.

Por lo tanto, la verdad podría ser que el campo magnético de la mancha apenas cambia durante la llamarada, y que solo nos parece que cambia debido al rápido movimiento del gas. Pero la primera versión, con fuertes saltos del campo, tampoco se descarta. Ahora se necesitan nuevas observaciones para entender qué ocurre realmente en el corazón de una mancha solar.

Resumen original

tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2603.12213

Umbral flashes are manifestations of magnetoacoustic shocks in the solar chromosphere. These phenomena are thought to influence the evolution of chromospheric umbral magnetic fields. However, the impact of these shocks on inferred chromospheric magnetic field oscillations remains unclear. We examined five different sunspots located near the solar disk center, observed with the GRIS instrument installed at the GREGOR telescope. The HAZEL2 Spectropolarimetric inversion code is used to obtain the photospheric and chromospheric line-of-sight velocities and magnetic fields in Si 10827 {\AA} and He 10830 {\AA} spectral lines, respectively, using various inversion strategies. In the inversions with one chromospheric component, three of the sunspots exhibit remarkably stronger magnetic fields accompanying the shocks, while the other two sunspots show striking reductions in the magnetic field. Alternatively, the Stokes profiles can be reproduced by models with two chromospheric slabs, one on top of the other, through two-component inversions. These inversions provide excellent fits even when magnetic field fluctuations are discarded by imposing a constant magnetic field during the whole temporal series. In this scenario, the observed Stokes profiles are interpreted as the result of strong velocity gradients, where the He 10830 {\AA} line is sensitive to both sides of the shock front. Both competing models explaining the spectral profiles during the shocks, either large magnetic field fluctuations or velocity gradients, are critically discussed.