Corona solar

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La corona solar durante un eclipse

La corona solar es la parte más externa de la atmósfera del Sol .

Formado por gas (especialmente hidrógeno ) y vapores provenientes de las capas subyacentes de la atmósfera solar , se extiende por millones de kilómetros y es visible, junto con la cromosfera , durante los eclipses solares totales , o con la ayuda de un instrumento especial, el coronógrafo. . [1] : siendo extremadamente caliente (hasta millones de grados Celsius ), la materia que contiene está en forma de plasma [2] . El mecanismo que lo calienta no se comprende perfectamente, pero ciertamente el campo magnético solar juega un papel importante, mientras que la razón de su invisibilidad normal a simple vista es que es extremadamente tenue.

La alta temperatura de la corona determina las inusuales líneas espectrales , lo que llevó a pensar en el siglo XIX que la atmósfera solar contenía un elemento químico desconocido, que se denominó " coronium ". Estas líneas espectrales se debieron en cambio a la presencia de iones de hierro que habían perdido 13 electrones externos ( Fe-XIV ), un proceso de ionización muy fuerte que solo puede ocurrir a temperaturas del plasma por encima de los 10 6 kelvin . [3] De hecho, que el Sol tenía una corona a un millón de grados fue descubierto por primera vez por Walter Grotrian en 1939 y por Bengt Edlén en 1941, tras la identificación de las líneas coronales (observadas desde 1869) como transiciones de niveles metaestables de alta ionización. metales (la línea verde de FeXIV a 5303 Å, pero también la línea roja de FeX a 6374 Å).

Características físicas

CME solar. Fuente NASA

La corona solar es mucho más caliente (en un factor de 200) que la superficie visible del Sol: la temperatura real de la fotosfera es 5777 K , mientras que la corona tiene una temperatura promedio de un millón de kelvin , pero en realidad sería una cinética. temperatura. [4] [5] . Por lo tanto, tiene una densidad promedio calculada entre 10 y 12 veces la de la fotosfera y produce una millonésima parte de la luz visible. La corona está separada de la fotosfera por la cromosfera . El mecanismo exacto de calentamiento es un tema de debate científico [6] .

La temperatura muy alta y la densidad extremadamente enrarecida de la corona (aparente contradicción de un fenómeno físico aún poco conocido y poco experimentado) proporcionan características espectrales inusuales , algunas de las cuales sugirieron en el siglo XIX que contenía un elemento entonces desconocido llamado coronium [ 7] , sin embargo, se ha comprobado que derivan de elementos conocidos en un estado de alta ionización de hierro, que sólo pueden existir a temperaturas del orden de un millón de grados.

Un dibujo que muestra la configuración del flujo magnético durante el ciclo solar.

La corona no se distribuye de manera equivalente alrededor de la superficie: durante los períodos de reposo está aproximadamente confinada a las regiones ecuatoriales, con los llamados agujeros coronales en las regiones polares, mientras que durante los períodos de actividad solar se distribuye alrededor del ecuador y los polos y es más presente en las zonas de actividad de las manchas solares .

El ciclo solar dura aproximadamente 11 años, de un mínimo solar al siguiente. Debido a la rotación diferencial (el ecuador gira más rápido que los polos), la actividad de las manchas solares será más pronunciada cerca del máximo solar cuando el campo magnético esté más retorcido. Asociados con las manchas solares están los arcos coronales , anillos de flujo magnético , que salen del interior del sol.

Desde que las primeras imágenes de rayos X de alta resolución fueron tomadas por el satélite Skylab en 1973, y más tarde por Yohkoh y otros satélites, se ha visto que la estructura de la corona es muy compleja y variada, y ha sido necesario clasificar los diferentes zonas características visibles en el disco coronal [8] [9] [10] . Generalmente se distinguen diferentes regiones y surge el siguiente cuadro morfológico, que se describe brevemente a continuación.

Regiones activas

Las regiones activas son conjuntos de estructuras de arco que conectan puntos de polaridad magnética opuesta en la fotosfera, los anillos coronales . Generalmente se organizan en dos bandas de actividad paralelas al ecuador solar. La temperatura promedio está entre dos y cuatro millones de kelvin, mientras que la densidad está entre 10 9 y 10 10 partículas por cm³.

Las regiones activas incluyen todos los fenómenos directamente relacionados con el campo magnético al que se hace referencia cuando se habla de actividad solar y que ocurren a alturas muy diferentes en la superficie del Sol [11] : manchas solares y fáculas (en fotosfera), espículas , filamentos y "plage" (en la cromosfera), protuberancias (en la cromosfera y en la región de transición, pero también en la corona) y llamaradas . Estos últimos suelen afectar a la corona y a la cromosfera, pero si son muy violentos también pueden perturbar la fotosfera e incluso dar lugar a una onda de Moreton , descrita por Uchida. En contraste, las protuberancias son estructuras frías y extendidas que se ven en como rayas oscuras (filamentos) en el disco solar, con forma de serpiente. Su temperatura ronda los 5000-8000 K y por tanto se consideran estructuras cromosféricas.

Arcos coronales

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: anillo coronal .
Arcos coronales captados por la sonda TRACE con un filtro de 171 Å .

Los arcos coronales son las estructuras básicas de la corona creadas por el campo magnético [12] . Estos anillos son las estructuras magnéticas cerradas análogas a las estructuras abiertas que se pueden encontrar en los agujeros coronales en las regiones polares y en el viento solar . Estos tubos de flujo magnético emergen de la superficie del sol y están llenos de plasma muy caliente. Debido a la actividad magnética muy alta en estas regiones activas, los arcos coronales a menudo pueden ser los precursores de destellos coronales y eyecciones de masa .

El plasma solar que llena estas estructuras se calienta de 4400 K a más de 10 6 K, comenzando desde la fotosfera y la cromosfera a través de la región de transición a la corona. A menudo, el plasma solar es empujado en estos arcos de un pie al otro por una diferencia de presión que se crea entre los dos puntos en la base y así establece un flujo de sifón [13] , o en general, un flujo asimétrico debido a alguna otra causa.

Cuando el plasma asciende de los pies hacia arriba, como siempre ocurre durante la fase inicial de las llamaradas que no alteran la topología del campo magnético, hablamos de evaporación cromosférica . Cuando el plasma se enfría, puede ocurrir condensación cromosférica en su lugar.

También puede haber un flujo simétrico de ambos pies del arco, lo que provoca un aumento de densidad dentro del arco. El plasma se puede enfriar muy rápidamente en esta región (debido a la inestabilidad térmica) creando filamentos oscuros en el disco solar o protuberancias en el borde del disco. Los arcos coronales pueden tener tiempos de vida del orden de segundos (en el caso de las llamaradas), minutos, horas o días. Se suele decir que los arcos coronales que duran largos períodos de tiempo se encuentran en un estado estable , en el que existe un equilibrio energético entre la entrada y la potencia disipada.

Los arcos coronales se han vuelto muy importantes desde que intentamos comprender el problema actual del calentamiento coronal. Los anillos coronales son fuentes de plasma que irradian mucho y, por lo tanto, son fáciles de observar con instrumentos como TRACE ; constituyen excelentes laboratorios de observación para estudiar fenómenos como oscilaciones solares, propagación de ondas y nano-llamaradas . Sin embargo, sigue siendo difícil encontrar una solución al problema del calentamiento coronal, ya que estas estructuras se observan desde lejos, dejando muchas ambigüedades de interpretación (por ejemplo, la contribución de la radiación a lo largo de la línea de visión). Se necesitan mediciones in situ antes de poder dar una respuesta definitiva; La próxima misión Solar Probe Plus de la NASA que comenzará en 2018 recopilará datos a corta distancia del Sol.

Arcos coronales que conectan regiones de polaridad magnética opuesta (A) y campo magnético unipolar en el agujero coronal (B)

Las estructuras a gran escala

Las estructuras a gran escala son arcos muy grandes que pueden cubrir hasta una cuarta parte del disco solar y contienen plasma menos denso que los arcos en regiones activas.

Fueron descubiertos por primera vez el 8 de junio de 1968 durante la observación de una llamarada realizada por una sonda espacial. [14]

La estructura a gran escala de la corona cambia durante el ciclo de 11 años de actividad solar y se vuelve particularmente elemental durante el período mínimo, cuando el campo magnético solar es aproximadamente el de un dipolo (más un componente cuadripolar).

Las interconexiones de regiones activas

Las interconexiones de regiones activas son arcos que conectan zonas de polaridad magnética opuesta, en diferentes regiones activas. A menudo se observan cambios significativos en estas estructuras después de una explosión.

Otras estructuras de este tipo son las serpentinas de cascos , grandes penachos en forma de capucha con picos largos que suelen sobresalir de las manchas solares y las regiones activas. Estos penachos coronales se consideran las fuentes del viento solar lento. [15]

Las cavidades del filamento

Las cavidades de filamentos son áreas que aparecen oscuras en los rayos X y son regiones suprayacentes donde se observan filamentos de Hα en la cromosfera.

Fueron observados por primera vez por las dos sondas espaciales de 1970 que también descubrieron la presencia de agujeros coronales . [14]

Las cavidades de filamentos son nubes de gas más frío, suspendidas en la superficie del Sol por fuerzas magnéticas. Las regiones de campo magnético intenso aparecen oscuras en las imágenes, porque tienen poco gas caliente. De hecho, la suma de la presión magnética y la presión del plasma debe ser constante en todas partes de la heliosfera para tener una configuración de equilibrio: donde el campo magnético es mayor, el plasma debe ser más frío o menos denso. La presión del plasma se puede calcular a partir de la ecuación de estado para un gas ideal , Dónde está es la densidad de partículas por unidad de volumen, la constante de Boltzmann e la temperatura del plasma. Es evidente a partir de la ecuación que la presión del plasma disminuye cuando la temperatura del plasma disminuye con respecto a las regiones circundantes, o cuando la zona de campo magnético intenso se vacía. El mismo efecto físico hace que las manchas solares se oscurezcan en la fotosfera .

Los puntos brillantes

Los puntos brillantes son pequeñas regiones activas esparcidas por todo el disco solar. Los puntos brillantes se observaron por primera vez en rayos X el 8 de abril de 1969 mediante una sonda espacial. [14]

La fracción de la superficie solar cubierta por los puntos brillantes varía con el ciclo solar . Están asociados con pequeñas regiones bipolares del campo magnético . Su temperatura media oscila entre 1,1 MK y 3,4 MK. Los cambios de temperatura a menudo se relacionan con cambios en la emisión de rayos X. [16]

Los agujeros coronales

Icono de lupa mgx2.svg Agujero coronario .

Los agujeros coronales son las regiones polares que aparecen oscuras en los rayos X ya que emiten muy poca radiación. [17] Son vastas regiones del Sol en las que el campo magnético es unipolar y se abre hacia el espacio interplanetario. El viento de alta velocidad se origina en estas regiones.

En las imágenes ultravioleta de los agujeros coronales, a menudo se ven otras estructuras pequeñas y alargadas en forma de burbujas flotando en el viento solar. Estas son las llamadas plumas coronales . Más precisamente, tienen la forma de serpentinas largas y delgadas que empujan hacia afuera desde los polos norte y sur del Sol. [18]

El sol tranquilo

Las regiones solares que no forman parte de las regiones activas y los agujeros coronales se identifican comúnmente como parte del Sol quieto .

La región ecuatorial tiene una velocidad de rotación más rápida que las zonas polares. El resultado de la rotación diferencial del Sol es que las regiones activas surgen siempre en dos bandas paralelas al ecuador y su extensión aumenta durante los períodos máximos del ciclo solar, mientras que casi desaparecen durante cada período mínimo. Por tanto, el Sol quieto siempre coincide con la zona ecuatorial y su superficie es menor durante el máximo del ciclo solar. Cerca del mínimo, la extensión del Sol quieto aumenta hasta cubrir toda la superficie del disco solar con la exclusión de los polos donde hay agujeros coronales y algunos puntos brillantes.

Variabilidad de la corona

Imagen tomada del Observatorio de Dinámica Solar el 16/10/2010. Una cavidad de filamentos muy larga es visible en el área al sur del hemisferio solar.

Un cuadro igualmente diferente al morfológico surge del análisis de la dinámica de las principales estructuras de la corona, que evolucionan en tiempos muy diferentes. Estudiar la variabilidad coronal en su conjunto no es fácil porque los tiempos de evolución de las diversas estructuras pueden variar hasta siete órdenes de magnitud. Del mismo modo, las dimensiones típicas de las regiones en las que ocurren los eventos coronales varían, como se puede ver en la siguiente tabla:

Tipo de evento Tiempo característico Tamaño típico (Km)
Explosión de región activa de 10 a 10,000 seg 10,000-100,000
Explosión de punto brillante de rayos X minutos 1.000-10.000
Transitorios en arcos de regiones activas minutos a horas ~ 100.000
Transitorios en arcos de interconexión minutos a horas ~ 100.000
Corona silenciosa horas a meses 100.000-1.000.000
Agujero coronario varias rotaciones 100.000-1.000.000

Las bengalas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: llamarada solar .
Filamento en erupción durante una llamarada, observado en EUV ( TRACE )

Las llamaradas tienen lugar en las regiones activas y dan lugar a aumentos repentinos en el flujo de radiación emitida en regiones limitadas de la corona. Son fenómenos muy complejos, observables en distintas bandas, afectan a varias zonas de la atmósfera solar e implican varios efectos físicos, térmicos y no térmicos, y en ocasiones extensas recombinaciones de campo magnético y expulsión de material.

Se trata de fenómenos impulsivos, con una duración media de 15 minutos, aunque algunos fenómenos más energéticos pueden durar varias horas. Las llamaradas implican un aumento rápido y notable de densidad y temperatura.

Rara vez se observa emisión de luz blanca, por lo general los destellos se observan solo en las bandas UV y X, características de la cromosfera y emisión coronal.

En la corona, la morfología de las llamaradas que se puede deducir de las observaciones en rayos X suaves y duros, en la banda UV y en Hα es muy compleja. Sin embargo, se pueden distinguir dos tipos de estructuras [19] :

  • bengalas compactas , en las que cada uno de los arcos en los que se produce el evento mantiene inalterada su estructura: solo se observa un aumento de emisión sin variaciones morfológicas significativas. La energía emitida es del orden de 10 22 - 10 23 J.
  • llamaradas de larga duración , asociadas con erupciones de protuberancias , transitorios de luz blanca y " llamaradas de dos cintas " [20] : en este caso, los arcos magnéticos se reconfiguran durante el evento. Las energías emitidas durante estos eventos de tan vastas proporciones pueden llegar a 10 25 J.
Explosión de la corona solar

En cuanto a la dinámica temporal, generalmente se distinguen tres fases distintas, de muy distinta duración, que también pueden depender drásticamente de la banda de longitud de onda en la que se observe el evento:

  • una fase impulsiva inicial , cuya duración es del orden de minutos, en la que a menudo hay altas emisiones de energía también en microondas, en EUV y en rayos X duros.
  • una fase máxima .
  • una fase de descomposición , que puede durar varias horas.

A veces también es posible distinguir una fase que precede a la voladura, denominada fase " pre-flare ".

Expulsiones de masas coronales

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Eyección de masa coronal .

Los "transitorios" de corona (también llamados eyecciones de masa coronal o CME) son enormes cantidades de material de corona que viajan desde el Sol a más de millones de km / h, y contienen aproximadamente 10 veces la energía de la llamarada que los causa. Algunas eyecciones importantes pueden emitir cientos de millones de toneladas de materia al espacio: cuando llegan a la Tierra, pueden dañar los satélites e interrumpir las telecomunicaciones.

Una tormenta solar

Estos videos fueron tomados por el satélite SOHO durante dos semanas entre octubre y noviembre de 2003. Las imágenes fueron tomadas simultáneamente por los diversos instrumentos a bordo del satélite, MDI (que produce magnetogramas), EIT (que fotografía la corona en el ultravioleta) y LASCO. (el coronógrafo ).

El primer video en la parte superior izquierda (en gris) muestra los magnetogramas a medida que cambia el tiempo. En la parte superior derecha (en amarillo) se ve la fotosfera en luz blanca filmada por MDI.

Además, EIT filmó el evento en sus cuatro filtros sensibles a diferentes longitudes de onda, que seleccionan plasma a diferentes temperaturas. Las imágenes en naranja (izquierda) se refieren al plasma de la región de transición de la cromosfera, mientras que las de color verde (derecha) a la corona.

En el último video en la parte inferior central, las imágenes del Sol en el ultravioleta tomadas por EIT se han combinado con las tomadas por el coronógrafo de LASCO.

Todos los instrumentos registraron la tormenta, que se considera uno de los ejemplos de aumento de la actividad solar observada por SOHO y posiblemente desde la aparición de las primeras observaciones solares desde el espacio. La tormenta involucró a todo el plasma de la atmósfera solar desde la cromosfera hasta la corona, como se puede ver en los videos, que están ordenados de izquierda a derecha, de arriba a abajo, en la dirección en la que sube la temperatura del sol: fotosfera ( amarillo), región de transición de cromosfera (naranja), corona interna (verde) y corona externa (azul).

La corona es visible a través del coronógrafo LASCO, que bloquea la luz del disco brillante del sol, de modo que se puede ver incluso la radiación mucho más débil de la corona. En este video, el coronógrafo interno (llamado C2) se combina con el coronógrafo externo (C3).

A medida que avanza el video, podemos observar una serie de estructuras del Sol activo. Las columnas largas irradian hacia afuera desde el Sol y oscilan suavemente debido a su interacción con el viento solar . Las regiones blancas brillantes son visibles debido a la alta densidad de electrones libres que dispersan la luz de la fotosfera hacia el observador. Los protones y otros átomos ionizados también están presentes, pero no son visibles porque no interactúan con los fotones con tanta frecuencia como los electrones. De vez en cuando se observan eyecciones de masa coronal lanzadas por el Sol. Algunos de estos chorros de partículas pueden saturar las cámaras con un efecto similar a la nieve.

También visibles en las coronógrafos son las estrellas y los planetas. Las estrellas se ven moviéndose lentamente hacia la derecha, llevadas por el movimiento relativo del Sol y la Tierra. El planeta Mercurio es visible como un punto brillante que se mueve desde la izquierda del Sol.

Coronas de estrellas

Otras estrellas además del Sol tienen coronas, que pueden ser detectadas por telescopios de rayos X. Las coronas de estrellas se encuentran en todas las estrellas de la secuencia principal de la parte fría del diagrama de Hertzsprung-Russell [21] . En las estrellas jóvenes, algunas coronas pueden ser más brillantes que la del Sol. Por ejemplo, FK Comae Berenices es el prototipo de la clase FK Com de estrellas variables . Estos son gigantes de clase espectral G y K con una rotación rápida inusual y otros signos de actividad extraordinaria. Sus coronas se encuentran entre las más brillantes en rayos X ( L x ≥ 10 32 erg · s −1 o 10 25 W) y entre las más calientes de las conocidas con temperaturas dominantes de hasta 40 MK. [21]

Las observaciones astronómicas realizadas con el Observatorio Einstein por Giuseppe Vaiana y su grupo [22] han demostrado que las estrellas F, G, K y M tienen cromosferas y, a menudo, también coronas de forma similar al Sol. Las estrellas OB, aunque no tienen la zona de convección, tienen una fuerte emisión de rayos X. Sin embargo, estas estrellas no tienen una corona, pero las capas estelares más externas emiten esta radiación durante los choques debido a las inestabilidades térmicas que ocurren en las burbujas de gas que se mueven rápidamente. Las estrellas A tampoco tienen zona de convección, pero no emiten rayos UV ni rayos X. Por lo tanto, parece que no tienen ni cromosfera ni corona.

Física de la corona

Tomada por Hinode el 01/12/2007, esta imagen revela la naturaleza filamentosa de las estructuras coronales.

La materia que constituye la parte más externa de la atmósfera solar se encuentra en estado de plasma , a una temperatura muy alta (de unos pocos millones de grados) y a una densidad muy baja (del orden de 10 15 partículas por metro cúbico). Por definición de plasma, es un conjunto de partículas casi neutro que exhibe un comportamiento colectivo.

La composición es la misma que en el interior del Sol, esencialmente hidrógeno, pero completamente ionizado, por lo tanto protones y electrones, más una pequeña fracción de todos los demás átomos en los mismos porcentajes presentes en la fotosfera. Incluso los metales más pesados, como el hierro, están parcialmente ionizados y han perdido una buena parte de sus electrones más externos. El estado de ionización de un elemento químico determinado depende estrictamente de la temperatura y está regulado por la ecuación de Saha . La presencia de líneas de emisión de estados altamente ionizados de hierro y otros metales hizo posible determinar con precisión la temperatura del plasma coronal y descubrir que la corona era mucho más cálida que las capas más internas de la atmósfera de la cromosfera.

Por lo tanto, la corona aparece como un gas muy caliente pero muy ligero: solo piense que la presión en la fotosfera suele ser de solo 0,1-0,6 Pa, mientras que en la Tierra la presión atmosférica es de aproximadamente 100 kPa, que es casi un millón de veces más grande que en la Tierra. superficie solar. Sin embargo, no es del todo cierto que sea un gas, porque está formado por partículas cargadas, esencialmente protones y electrones, que se mueven a diferentes velocidades. Suponiendo que en promedio tienen la misma energía cinética (según el teorema de equipartición de energía ), los electrones tienen una masa aproximadamente 1800 veces más pequeña que los protones, por lo que adquieren una mayor velocidad. Los iones metálicos son siempre los más lentos. Este hecho tiene consecuencias físicas considerables tanto en los procesos de radiación, que en la corona son muy diferentes a los de la fotosfera, como en la conducción térmica. Además, la presencia de cargas eléctricas induce la generación de corrientes eléctricas y campos magnéticos intensos. Las ondas magnetohidrodinámicas también pueden propagarse en este plasma [23] , aunque todavía no está claro cómo se pueden transmitir o generar en la corona.

Radiación

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Pérdidas radiativas de la corona solar .

La corona emite radiación principalmente en rayos X que solo se pueden observar desde el espacio.

El plasma de la corona es transparente a su propia radiación y a la de otras regiones, por lo que se dice que es ópticamente delgado . De hecho, el gas está muy enrarecido y el camino libre medio de los fotones supera con creces todas las demás longitudes implicadas, incluidas las dimensiones de las estructuras coronales.

En la emisión intervienen diferentes procesos de radiación, que está determinada principalmente por los procesos de colisión binaria entre las partículas que componen el plasma, mientras que las interacciones con fotones provenientes de las regiones subyacentes son muy raras. Dado que la emisión está controlada por los procesos de colisión entre iones y electrones, la energía irradiada por una unidad de volumen en la unidad de tiempo es proporcional al cuadrado del número de partículas por unidad de volumen, o más exactamente, al producto de la densidad de electrones para la densidad de protones.

Los procesos de emisión continua son la bremstrahlung ( radiación de frenado ) y la contribución a la radiación resultante de la recombinación de los iones con los electrones . Además, para la determinación de las pérdidas radiativas, es necesario tener en cuenta todas las líneas de emisión de los elementos químicos que componen la atmósfera solar, que se forman en la región de transición y en la corona, y se superponen a la emisión continua. Estas líneas constituyen el aporte dominante hasta la temperatura de 30 MK; más allá de este valor, el proceso de emisión más importante se convierte en la bremstrahlung de los electrones, que irradian al desacelerar porque se ven afectados por la fuerza eléctrica de atracción de los protones y pierden parte de su energía cinética. También son muy importantes los procesos de dos fotones [24] , que se producen tras la excitación de un nivel metaestable en un átomo de configuración similar al hidrógeno o al helio, con la emisión de dos fotones.

Conduccion termica

Una composición de imágenes en las EUV tomadas por STEREO 1l 04/12/2006. Estos colores falsos muestran la atmósfera solar a diferentes temperaturas. En el sentido de las agujas del reloj desde la parte superior izquierda: 1 millón de grados C (171 Å - azul); 1,5 millones de ° C (195 Å - verde), 60.000 - 80.000 ° C (304 Å - rojo) y 2,5 millones de ° C (286 Å - amarillo).

En la corona, la conducción térmica se produce desde el exterior más cálido a las capas interiores más frías. Los responsables del proceso de difusión del calor son los electrones, que son mucho más ligeros que los iones, se mueven más rápido, como se explicó anteriormente.

En presencia de un campo magnético, la conductividad del plasma aumenta en la dirección paralela a las líneas del campo que en la dirección perpendicular [25] . Una partícula cargada que se mueve perpendicularmente al campo magnético se somete a la fuerza de Lorentz que es normal al plano identificado por la velocidad y el campo magnético. Esta fuerza lo obliga a moverse a lo largo de espirales alrededor de las líneas de campo, a la frecuencia del ciclotrón . En general, dado que las partículas también tienen un componente de velocidad a lo largo del campo magnético, el efecto de la fuerza de Lorentz es forzarlas a girar en espiral alrededor de las líneas del campo. Si las colisiones entre partículas son muy frecuentes, se desvían de su trayectoria y avanzan estadísticamente de forma aleatoria en todas las direcciones. Esto es lo que sucede en la fotosfera, donde es el plasma el que arrastra el campo magnético con él en su movimiento. En la corona, por otro lado, el camino libre promedio de los electrones es del orden de un kilómetro e incluso más, y por lo tanto cada electrón puede hacer muchas hélices alrededor de las líneas de campo antes de ser desviado después de una colisión. Por lo tanto, la transmisión de calor se favorece a lo largo de las líneas del campo magnético y se inhibe en la dirección perpendicular.

En la dirección longitudinal al campo magnético, la conductividad térmica de la corona viene dada por [25] .

Dónde está es la constante de Boltzmann , es la temperatura en kelvin , la masa del electrón, la carga eléctrica del electrón,

il logaritmo di Coulomb, con

la lunghezza di Debye del plasma di densità di particelle per unità di volume. Il logaritmo di Coulomb vale circa 20 in corona, per una temperatura media di 1 MK ed una densità di 10 15 particelle per m 3 , e circa 10 in cromosfera, laddove la temperatura è di circa 10 kK e la densità è dell'ordine di 10 18 particelle per m 3 , ed in pratica può essere assunto costante.

Pertanto, se si indica con la densità di corrente termica espressa in W m −3 , la legge di Fourier della conduzione, da calcolare soltanto lungo la direzione del campo magnetico, diviene:

Calcoli numerici hanno dimostrato che la conducibilità della corona è paragonabile a quella del rame.

Sismologia della corona

La sismologia della corona è un nuovo modo di studiare il plasma della corona solare con l'uso delle onde magnetohidrodinamiche (MHD).

La magnetoidrodinamica studia la dinamica dei fluidi conduttori (elettricamente) — in questo caso il fluido è il plasma coronale.

Da un punto di vista filosofico, la sismologia coronale è simile alla sismologia terrestre, all'eliosismologia, alla spettroscopia del plasma di laboratorio. In tutti questi campi, onde di vario tipo sono usate per indagare su un mezzo.

Le potenzialità della sismologia nella determinazione dei campi magnetici coronali, della scala di altezza della densità, della struttura fine e del riscaldamento è stata dimostrata da diversi gruppi di ricerca.

Problema del riscaldamento

Il problema del riscaldamento della corona si riferisce alla spiegazione delle alte temperature della corona rispetto alla superficie. Queste richiedono un trasporto di energia dall'interno del sole alla corona attraverso processi non termici, perché la seconda legge della termodinamica impedisce che il calore fluisca direttamente dalla fotosfera solare a circa 5800 K verso la corona molto più calda a circa 1-3 milioni K (alcune zone possono raggiungere anche i 10 milioni K). Si può calcolare facilmente l'ammontare di energia richiesto per riscaldare la corona, circa 1 kW per metro quadro di superficie solare, circa 1/40000 dell'insieme di energia luminosa emessa. Questa quantità di energia deve bilanciare leperdite radiative della corona solare ed il calore condotto dagli elettroni liberi lungo le linee di campo verso gli strati più freddi ed interni, attraverso la ripidissima regione di transizione , fino a dove la temperatura non raggiunge il valore minimo di 4.400 K in cromosfera . Questa sottile regione in cui la temperatura aumenta rapidamente dalla cromosfera alla corona è conosciuta come la zona di transizione e può estendersi da dieci a centinaia di chilometri.

Per fare un esempio, è come se una lampadina riscaldasse l'aria circostante rendendola più calda della superficie del vetro. La seconda legge della termodinamica sarebbe violata.

Sono attualmente emerse due teorie per spiegare il fenomeno: il riscaldamento attraverso le onde e la riconnessione magnetica (o nanobrillamenti ) [26] . Anche se negli scorsi 50 anni nessuna delle due ha potuto fornire una risposta, alcuni fisici pensano che la soluzione consista in una qualche combinazione delle due teorie, sebbene non siano ancora chiari i dettagli.

La missione della NASA Solar Probe + prevede di avvicinarsi al Sole a una distanza di circa 9.5 raggi solari per studiare il riscaldamento coronale e l'origine del vento solare. Nel 2012 utilizzando i dati del Solar Dynamics Observatory, Sven Wedemeyer-Böhm Institute of Theoretical Astrophysics dell'Università di Oslo ei suoi collaboratori hanno individuato migliaia di Tornado Magnetici che trasportano l'energia termica dagli strati più interni del sole a quelli più esterni. [27]

Meccanismi di riscaldamento competitivi
Modelli di riscaldamento
Idrodinamici Magnetici
  • Nessun campo magnetico
  • Stelle che ruotano lentamente
Correnti continue ( riconnessione ) Correnti alternate ( onde )
  • Moto dei piedi degli archi in fotosfera
  • propagazione di onde MHD
  • Elevato flusso di onde di Alfvén
  • Riscaldamento non-uniforme
Non il nostro Sole! Teorie competitive

Teoria delle onde

La teoria del riscaldamento attraverso le onde venne proposta nel 1949 da Évry Schatzman e ipotizza che onde trasportino energia dall'interno del sole alla cromosfera e alla corona. Il Sole è costituito da plasma , che permette l'attraversamento di varie tipi di onde, analogamente alle onde sonore nell'aria. I tipi di onde più importanti sono le onde magnetoacustiche e le onde di Alfvén . Le prime sono onde sonore modificate dalla presenza di un campo magnetico mentre le ultime sono simile alle onde radio ULF modificate dall'interazione con il plasma. Entrambi i tipi possono essere generate dalla turbolenza della granulazione e della supergranulazione nella fotosfera solare, ed entrambe possono trasportare energia per una certa distanza attraverso l'atmosfera solare prima di diventare onde d'urto e dissipare la loro energia in calore.

Un problema di questa teoria consiste nel trasporto del calore nel luogo appropriato. Le onde magnetoacustiche non possono trasportare energia sufficiente attraverso la cromosfera verso la corona a causa della bassa pressione presente nella cromosfera ea causa della tendenza ad essere riflesse indietro nella fotosfera. Le onde di Alfvén possono trasportare abbastanza energia, ma non si dissipano velocemente nella corona. Le onde che sono presenti nel plasma sono difficili da capire e da descrivere analiticamente, ma simulazioni al computer effettuate da Thomas Bogdan e dai suoi colleghi nel 2003 sembrano mostrare che le onde di Alfvén possano tramutarsi in altre onde alla base della corona, fornendo un percorso per il trasporto di grandi quantità di energia dalla fotosfera nella corona e dissiparsi una volta entrate in essa sotto forma di calore.

Un altro problema con la teoria del riscaldamento basata sulle onde era la completa assenza, fino alla fine degli anni novanta, di qualsiasi evidenza diretta di onde che attraversano la corona solare. La prima osservazione di onde che si propagano nella corona è stata compiuta nel 1997 con il satellite SOHO , la prima piattaforma spaziale in grado di osservare il Sole nei raggi EUV per lunghi periodi di tempo con fotometria stabile. Quelle erano onde magneto-acustiche alla frequenza di circa 1 millihertz (che corrispondono a un periodo d'onda di circa 1.000 secondi) che trasportavano soltanto il 10% dell'energia richiesta per riscaldare la corona. Molte osservazioni esistono di fenomeni dovuti a onde localizzate in alcune regioni coronali, come onde di Alfvén emesse da brillamenti solari, ma si tratta di eventi transienti che non possono spiegare il riscaldamento uniforme della corona.

Non si sa ancora esattamente quanta energia trasportata dalle onde possa essere resa disponibile per riscaldare la corona. I risultati pubblicati nel 2004 usando i dati di TRACE sembrano indicare che ci sono onde nell'atmosfera solare alla frequenza addirittura di 100 mHz (corrispondente a un periodo di circa 10 secondi). Le misure di temperatura di ioni diversi nel vento solare con lo strumento UVCS su SOHO hanno fornito una forte evidenza indiretta della presenza di onde alla frequenza persino di 200 Hz, che cade nell'intervallo di udibilità dell'orecchio umano. Queste onde sono molto difficili da individuare in circostanze normali, ma i dati raccolti durante le eclissi solari dal gruppo di Williams College suggeriscono la presenza di tali onde tra 1–10 Hz.

Recentemente, moti alfvénici sono stati trovati nella parte più bassa dell'atmosfera solare [28] [29] nel Sole quieto, nei buchi coronali e nelle regioni attive con osservazioni compiute con l'AIA su Solar Dynamics Observatory [30] . Queste oscillazioni di Alfvén hanno una potenza considerevole, e sembrano essere connesse alle oscillazioni di Alfvén precedentemente registrate con il satellite Hinode [31] .

Teoria della riconnessione magnetica

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Riconnessione magnetica .
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nanobrillamenti .
Regione attiva osservata nei raggi EUV da Solar Dynamics Observatory (SDO)

Questa teoria si riferisce alle induzioni di correnti elettriche nella corona da parte del campo magnetico solare [32] . Queste correnti collasserebbero immediatamente, rilasciando energia sotto forma di calore e onde nella corona. Questo processo viene chiamato "riconnessione" per il comportamento particolare dei campi magnetici nel plasma (o in un qualunque fluido conduttore come il mercurio o l'acqua di mare). In un plasma le linee del campo magnetico sono normalmente collegate a elementi di materia, in modo che la topologia del campo magnetico rimanga la stessa: se una particolare coppia di poli magnetici nord e sud sono collegati da una linea di campo, allora anche se il plasma oi magneti si muovono, quella linea di campo continuerà a connettere quei particolari poli. La connessione viene mantenuta dalle correnti elettriche indotte nel plasma. Sotto certe condizioni queste correnti possono collassare, permettendo al campo magnetico di "riconnettersi" ad altri poli magnetici e rilasciare energia sotto forma di calore e onde.

La riconnessione magnetica è il fenomeno che provoca i brillamenti solari, le più grandi esplosioni nel sistema solare. Inoltre, la superficie del sole è coperta da milioni di piccole regioni magnetizzate di 50–1000 km che si muovono costantemente sotto l'effetto della granulazione. Il campo magnetico nella corona dovrebbe quindi essere soggetto a costanti riconnessioni per adattarsi al movimento di questo "tappeto magnetico", e l'energia rilasciata da questo processo è una candidata come fonte del calore della corona, forse sotto forma di "microbrillamenti" o di nanobrillamenti , ognuno dei quali produrrebbe un contributo di energia.

Questa teoria fu sostenuta da Eugene Parker negli anni ottanta, ma è ancora controversa. In particolare, i telescopi TRACE e SOHO/EIT sono in grado di osservare singoli microbrillamenti come piccole luminosità nella luce ultravioletta [33] , e ne sono stati rilevati troppo pochi per giustificare l'energia della corona. Una porzione di essa potrebbe essere sotto forma di onde, o da un processo di riconnessione magnetica talmente graduale da fornire energia in modo continuativo e non essere rilevato dai telescopi. Attualmente si stanno effettuando delle ricerche su varianti di questa teoria come ipotesi su altre cause di stress del campo magnetico o di produzione di energia.

Spicole (di tipo II)

Per decenni, i ricercatori hanno creduto che le spicole potessero fornire calore alla corona. Tuttavia, l'attività di ricerca svolta nel campo osservativo negli anni ottanta aveva trovato che il plasma delle spicole non raggiungeva le temperature coronali, e pertanto la teoria era stata scartata.

Secondo quanto dimostrato da studi effettuati nel 2010 al National Centre for Atmospheric Research nel Colorado , in collaborazione con i ricercatori del Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL) e dell' Università di Oslo , una nuova classe di spicole (di TIPO II) scoperta nel 2007, che viaggiano più velocemente (fino a 100 km/s) e hanno durata più breve, possono risolvere il problema. [34] [35] Questi getti portano plasma caldo nell'atmosfera esterna del Sole. Così, d'ora innanzi, ci si potrà aspettare una maggiore comprensione della corona e progressi nella conoscenza dell'influenza del Sole sulla parte più esterna dell'atmosfera terrestre. Per verificare questa ipotesi, sono stati utilizzati lo strumento Atmospheric Imaging Assembly sul satellite Solar Dynamics Observatory , recentemente lanciato dalla NASA , e il Focal Plane Package per il Solar Optical Telescope sul satellite giapponese Hinode . L'elevata risoluzione spaziale e temporale degli strumenti più recenti rivela questo flusso di massa coronale.

Queste osservazioni rivelano una connessione biunivoca tra il plasma che è riscaldato a milioni di gradi e le spicole che inseriscono questo plasma nella corona. [35]

Note

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