Nanopestañas

Nanoflares ( ing.  Nanoflares ): pequeños casos episódicos de calentamiento que se producen en la corona solar , la parte exterior de la atmósfera solar .

La hipótesis de que las microllamaradas pueden explicar el calentamiento de la corona fue propuesta por primera vez por Thomas Gold [2] y luego desarrollada por Eugene Parker . [3]

Según Parker, una nanollamarada ocurre cuando las líneas magnéticas se vuelven a conectar , mientras que parte de la energía del campo magnético solar se convierte en la energía del movimiento del plasma . El movimiento del plasma (representado como movimiento de fluidos) ocurre en escalas espaciales tan pequeñas que rápidamente se ven abrumadas por la turbulencia y la viscosidad. En este caso, la energía se convierte rápidamente en calor y es transportada por electrones libres a lo largo de las líneas del campo magnético más cerca del lugar donde se formó el destello. Para calentar una región de rayos X con un tamaño angular de 1" x 1" es necesario que ocurran nanorráfagas de energía de 10 17 J cada 20 segundos; 1000 nanoflares por segundo deberían ocurrir en una gran región activa con dimensiones de 10 5 x 10 5 km 2 . Según esta teoría, la radiación proveniente de una gran llamarada puede ser creada por una serie de nanollamaradas que no se observan por separado.

El modelo de nanollamaradas ha carecido de datos de observación durante mucho tiempo. El modelado predijo que las nanollamaradas producen un componente caliente (~10 millones K) de la radiación observada. [4] Desafortunadamente, los instrumentos modernos, como el espectrómetro de imágenes ultravioleta extrema a bordo del satélite Hinode , no son lo suficientemente sensibles en la región del espectro en la que se produce esta emisión débil, lo que hace imposible la detección directa de nanollamaradas. [5] Datos recientes del cohete EUNIS proporcionaron evidencia de la existencia de un plasma con una temperatura de alrededor de 9 millones de K, que no participa en llamaradas, en los núcleos de las regiones activas. [6]

Nanolatigazos y actividad corona

Las observaciones del telescopio sugieren que el campo magnético solar, teóricamente congelado en el plasma de la fotosfera, se extiende hacia la corona en forma de estructuras semicirculares. Tales bucles coronales , observados en el ultravioleta extremo y en rayos X, contienen plasma muy caliente, con una temperatura de varios millones de grados.

Muchos tubos de flujo son relativamente estables, según las observaciones en el rango de rayos X suaves, en el que la emisión de los tubos viaja a una velocidad constante. Sin embargo, se observan con bastante frecuencia brillos, pequeños destellos, puntos brillantes y eyecciones de masa, especialmente en regiones activas. Los astrofísicos asocian tales manifestaciones de la actividad solar con los fenómenos de relajación de un campo magnético intenso, durante los cuales parte de la energía del campo magnético se convierte en energía cinética de las partículas (calentamiento); la transferencia de energía puede ocurrir durante la disipación del flujo, el calentamiento o procesos no térmicos en el plasma.

Por lo general, se intenta explicar las llamaradas por procesos de reconexión magnética. Es probable que no ocurra un episodio de reconexión a gran escala, sino una cadena de reconexiones en cascada. La teoría de las nanollamaradas asume que tales fenómenos de reconexión de líneas magnéticas que ocurren al mismo tiempo en una pequeña región de la corona son muy numerosos, y cada uno de ellos hace una contribución extremadamente pequeña a la energía total de un evento a gran escala. En sí mismas, las nanollamaradas son similares entre sí, están ubicadas cerca tanto en el espacio como en el tiempo, calientan efectivamente la corona y participan en muchos fenómenos de actividad magnética solar.

El calentamiento episódico a menudo se observa en regiones activas, incluidos fenómenos a gran escala como erupciones solares y eyecciones de masa coronal; puede ser causado por efectos en cascada similares a los descritos por las teorías matemáticas de catástrofes. En la hipótesis de que la corona solar se encuentra en un estado de criticidad autoorganizada , la intensidad del campo magnético aumenta hasta que una pequeña perturbación conduce a la aparición de muchas inestabilidades, actuando simultáneamente como una avalancha.

Uno de los resultados experimentales citados a menudo como prueba de la teoría de las nanollamaradas es que la distribución del número de llamaradas observadas en el rango de rayos X duros es una función de potencia con un exponente de energía negativo. Un exponente suficientemente grande en la ley de distribución conducirá al hecho de que los fenómenos más pequeños crearán una parte significativa de la energía. En el rango de energía de las bengalas ordinarias, el exponente es -1.8 [7] [8] [9] . [10] De hecho, se necesita un exponente mayor que 2 para que la actividad de la corona solar sea respaldada por nanollamaradas. [once]

Nanolashes y calentamiento coronal

El problema del calentamiento de la corona solar aún no se ha resuelto, aunque la investigación continúa y se han encontrado evidencias de nanollamaradas en la corona solar. La cantidad de energía almacenada en el campo magnético solar puede ser suficiente para calentar la corona lo suficiente como para mantener el plasma a una temperatura determinada y estable frente a las pérdidas por radiación coronal. [12]

La radiación no es el único mecanismo de pérdida de energía en la corona: dado que el plasma se encuentra en un estado altamente ionizado y el campo magnético está ordenado, la conducción térmica también puede contribuir a la transferencia de energía. Las pérdidas de energía debidas a la conducción térmica son de la misma magnitud que las pérdidas en la corona. La energía liberada en la corona, que no se emite al exterior, puede volver a caer en la cromosfera a lo largo de los arcos. En la región de transición , donde la temperatura es de 10 4 -10 5 K, las pérdidas por radiación son demasiado altas para ser compensadas por cualquier otro calentamiento mecánico. [13] El gradiente en la región de alta temperatura aumenta el flujo para reponer la energía radiada. En otras palabras, la región de transición es una zona de cambio de parámetros tan rápido (cambios de temperatura de 100 mil K a 1 millón de K a escalas de distancia del orden de 100 km), ya que el flujo de calor de la atmósfera más alta y más caliente equilibra el pérdidas radiativas, que se manifiestan por muchas líneas de emisión, formadas a partir de átomos ionizados (oxígeno, carbono, hierro, etc.).

La convección del sol puede mantener el calentamiento necesario, pero en una forma que no se conoce por completo. En realidad, todavía no está claro cómo se transfiere la energía desde la cromosfera (donde puede ser absorbida y reemitida) y luego disipada en la corona, en lugar de convertirse en viento solar. Además, no se sabe exactamente dónde tiene lugar la transición de energía: en la corona inferior, o principalmente en la corona superior, donde las líneas del campo magnético retroceden hacia la heliosfera , lo que permite que las partículas del viento solar se alejen del Sol por todo el Sistema Solar. .

Los científicos reconocen la importancia del campo magnético: existe una clara relación entre las regiones activas en las que aumenta el flujo de radiación (especialmente en el rango de rayos X) y las regiones de intenso campo magnético. [catorce]

El problema del calentamiento de la corona se complica por el hecho de que diferentes características de la corona requieren diferentes energías. Es difícil creer que fenómenos tan dinámicos y de alta energía como las erupciones y las eyecciones de masa coronal tengan la misma fuente de energía con estructuras estables que cubren grandes áreas del Sol: si las nanodestellos calentaran toda la corona, entonces tendrían que estar uniformemente distribuidos, provocando un calentamiento uniforme. Las llamaradas mismas, y las microllamaradas, que, tras un examen más detallado, tienen una naturaleza similar, se distribuyen de manera muy discontinua en el espacio y el tiempo y no pueden asociarse con un calentamiento constante. Por otro lado, para explicar fenómenos rápidos y de alta energía como las erupciones solares, es necesario ordenar el campo magnético a distancias del orden de un metro.

Las ondas de Alfven , generadas por movimientos convectivos en la fotosfera, pueden viajar a través de la cromosfera y la región de transición, transportando un flujo de energía comparable al necesario para mantener la temperatura coronal. Los trenes de ondas observados en la parte alta de la cromosfera y en la parte baja de la región de transición tienen periodos de 3-5 minutos. Estos valores superan los intervalos de tiempo durante los cuales las ondas de Alfven cruzan el bucle coronal. Esto significa que la mayoría de los mecanismos de disipación solo pueden proporcionar suficiente energía a distancias mayores que la distancia a la corona solar. Es probable que las ondas de Alfvén sean las responsables de la aceleración del viento solar en los agujeros coronales .

La teoría de las micro-nanodestellos, desarrollada originalmente por Parker, es una de las teorías que explican el calentamiento de la corona como la disipación de corrientes eléctricas creadas por la relajación espontánea del campo magnético a un estado de menor energía. La energía magnética se convierte en calor. El entrelazamiento de líneas de flujo magnético en la corona da lugar a fenómenos de reconexión magnética con un cambio posterior en el campo magnético en escalas espaciales pequeñas sin cambiar el campo magnético en escalas grandes. En tal teoría, uno puede explicar por qué los bucles coronales son estables y al mismo tiempo tan calientes.

La disipación debida a las corrientes puede proporcionar una explicación alternativa para la actividad de la corona. Durante muchos años, la reconexión de líneas magnéticas se consideró la principal fuente de energía para las erupciones solares. Sin embargo, dicho mecanismo de calentamiento no es muy eficiente en grandes capas de flujo, mientras que se libera una gran cantidad de energía en el régimen turbulento, cuando se producen nanollamaradas en escalas mucho más pequeñas, donde los efectos no lineales no pueden despreciarse. [quince]

Notas

  1. ↑ NASA - Tiny Flares Responsable del Calor Extraordinario de la Atmósfera del Sol . Consultado el 23 de septiembre de 2014. Archivado desde el original el 16 de abril de 2011.
  2. ↑ Gold, T. La física de las erupciones solares // Nasa Sp. - 1964. - T. 50, ed. W. Hess . - S. 380 .
  3. ↑ Parker, Eugene N. Disipación topológica y campos de pequeña escala en gases turbulentos  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1972. - Vol. 174 . — Pág. 499 . -doi : 10.1086/ 151512 . - .
  4. ↑ Klimchuk, Jim. Sobre la solución del problema del calentamiento coronal  // Física  solar. - 2006. - vol. 234 . - Pág. 41-77 . -doi : 10.1007 / s11207-006-0055-z . — . -arXiv : astro - ph/0511841 .
  5. ↑ Winebarger, Amy; Warren, Harry; Schmelz, Joan; Cirtain, Jonathan; Mulu-Moor, Fana; Golub, León; Kobayashi, Ken. Definición del punto ciego de las mediciones de temperatura Hinode EIS y XRT  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2012. - Vol. 746 . — P.L17 . -doi : 10.1088 / 2041-8205/746/2/L17 . - .
  6. ↑ Brosius, Jeffrey; Adrián, Daw; Rabin, DM Emisión generalizada de Fe XIX débil de una región solar activa observada con EUNIS-13: Evidencia de calentamiento de nanollamaradas  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 2014. - Vol. 790 . — Pág. 112 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/790/2/112 . - .
  7. ↑ Datlowe, DW; Elcán, MJ; Hudson, HS OSO-7 observaciones de rayos X solares en el rango de energía 10?100 keV   // Física solar : diario. - 1974. - vol. 39 . — Pág. 155 . -doi : 10.1007/ BF00154978 . - .
  8. ↑ Lin, R.P.; Schwartz, RA; Kane, SR; Pelling, RM; Hurley, KC Microdestellos solares de rayos X duros  //  The Astrophysical Journal  : diario. - Ediciones IOP , 1984. - Vol. 283 . — Pág. 421 . -doi : 10.1086/ 162321 . - .
  9. ↑ Dennis, Brian R. Estallidos de rayos X duros  solares  // Física solar. - 1985. - vol. 100 _ — Pág. 465 . -doi : 10.1007/ BF00158441 . — .
  10. ↑ Porter, JG; Fontenla, JM; Simnett, GM Observaciones simultáneas de rayos X y ultravioleta de microllamaradas solares  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 1995. - Vol. 438 . - Pág. 472 . -doi : 10.1086/ 175091 . - .
  11. ↑ Hudson; HS Llamaradas solares, microllamaradas, nanollamaradas y calentamiento coronal  // Física  solar : diario. - 1991. - vol. 133 . - Pág. 357 . -doi : 10.1007/ BF00149894 . — .
  12. ↑ Withbroe, GL; Noyes, RW Flujo de masa y energía en la cromosfera solar y la corona  // Revisión  anual de astronomía y astrofísica : diario. - 1977. - vol. 15 _ - pág. 363-387 . -doi : 10.1146 / annurev.aa.15.090177.002051 . - .
  13. ↑ Sacerdote, Eric. Magneto-hidrodinámica solar. - D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, Holanda, 1982. - P. 208.
  14. ↑ Polito G; Vaiana GS; ZombeckMV; Krieger AS; Timothy AF Una comparación de estructuras de rayos X coronales de regiones activas con campos magnéticos calculados a partir de observaciones fotosféricas  // Física  solar : diario. - 1975. - Septiembre ( vol. 44 , núm. 9 ). - P. 83-99 . -doi : 10.1007/ BF00156848 . - .
  15. ↑ Rappazzo, AF; Velli, M.; Einaudi, G.; Dahlburg, RB Dinámica no lineal del escenario de Parker para calentamiento coronal  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 2008. - Vol. 677 , núm. 2 . - P. 1348-1366 . -doi : 10.1086/ 528786 . - . -arXiv : 0709.3687 . _

Enlaces

 Sol
Estructura Fotografía del Sol en la región ultravioleta del espectro, representada en "colores falsos". Obtenida por el Observatorio de Dinámica Solar.
Atmósfera

Estructura extendida

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Clase espectral : G2