Nanobrillamentos

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Un nanobrillamento (en inglés nanoflare) es una pequeña explosión que ocurre en la corona solar , la atmósfera exterior del sol .

La hipótesis de la existencia de micro-llamaradas para explicar el calentamiento de la corona fue sugerida por Thomas Gold [1] y posteriormente desarrollada por Eugene Parker [2] .

Según Parker, una nanobrilación surge de un evento de reconexión magnética que convierte la energía almacenada en el campo magnético solar en el movimiento del plasma. El movimiento del plasma (considerado como el movimiento de un fluido) ocurre en escalas de longitud tan pequeñas que pronto es amortiguado por la turbulencia y luego por la viscosidad. De esta manera, la energía se convierte rápidamente en calor y luego los electrones libres la conducen a lo largo de las líneas del campo magnético hasta el lugar más cercano al punto donde se enciende el nano-resplandor. Para calentar una región de alta emisión en rayos X, en una zona de 1 "x 1", debe ocurrir un nanodestello de 10 17 J cada 20 segundos, y deben ocurrir 1000 nanoflares por segundo en una gran región activa de 10 5. X 10 5 Km 2 . Según esta teoría, la emisión de una gran llamarada podría ser causada por una serie de micro-nano llamaradas individualmente no observables.

Nanobrilamentos y actividad coronal

Anillos coronales típicos, sitio de una llamarada solar , observado por TRACE en los rayos EUV.

Las observaciones de la corona muestran que el campo magnético, que está congelado en el movimiento del plasma en la fotosfera , se abre en estructuras semicirculares en la corona. Estos arcos magnéticos, que se pueden ver en las imágenes satelitales EUV y X (ver figura de la izquierda), confinan un plasma muy caliente que emite como si estuviera a una temperatura de unos pocos millones de grados.

Muchos tubos de flujo son estables durante varios días en la corona solar en imágenes de rayos X y emiten a una velocidad constante. Sin embargo, con mucha frecuencia se observan destellos, pequeñas explosiones, puntos brillantes, llamaradas y erupciones masivas, especialmente en las regiones activas.

Estos signos macroscópicos de actividad solar siempre han sido considerados por los astrónomos como la fenomenología ligada a los eventos de relajación del campo magnético, durante los cuales parte del calentamiento corona se produce por disipación de corrientes por efecto Joule . Sin embargo, inicialmente se pensó que este proceso de liberación de energía se producía a gran escala y que un solo evento aislado de reconexión magnética podría provocar la aparición de una llamarada solar u otro fenómeno relacionado con la actividad solar.

La teoría de los nanobrilamentos, en cambio, asume que los eventos de reconexión magnética, que ocurren simultáneamente a pequeña escala en diferentes puntos de la corona, son muchísimos, y que cada uno de ellos da solo una mínima contribución de energía. Por lo tanto, serían llamaradas muy pequeñas, numerosas y lo suficientemente cercanas, tanto en el tiempo como en el espacio, para justificar tanto la temperatura media coronal como los fenómenos de actividad solar que se observan con frecuencia.

Los aumentos repentinos de brillo que se observan periódicamente en las regiones activas, las llamaradas, las eyecciones de masa coronal, serían provocadas por un efecto de avalancha, similar al predicho por las teorías matemáticas que explican los cataclismos. Suponiendo que la corona solar se encuentra en un estado de criticidad autoorganizada, el voltaje del campo magnético aumentaría hasta que una pequeña perturbación desencadenaría muchas pequeñas inestabilidades, que ocurrirían todas juntas, como suele ocurrir en las avalanchas.

Uno de los resultados experimentales que respaldan esta teoría es el hecho de que la distribución del número de llamaradas observadas en los rayos X duros en función de la energía sigue una ley de potencia con un índice espectral negativo de 1,8 [3] . Si esta distribución tuviera el mismo índice espectral incluso a energías más bajas, las llamaradas, micro-explosiones y nano-explosiones podrían proporcionar una porción considerable de calentamiento de corona. En realidad, sería necesario un índice espectral negativo del orden de 2 para mantener la corona solar.

Nanobrilamentos y calentamiento coronal

Líneas de campo magnético solar.

El problema del calentamiento por corona sigue sin resolverse, aunque se ha avanzado mucho en esta dirección y se han encontrado otras evidencias de la existencia de nano-explosiones en la corona solar. La cantidad de energía almacenada en el campo magnético puede ser suficiente para explicar el calentamiento coronal necesario para mantener el plasma a estas temperaturas y equilibrar las pérdidas radiativas de la corona solar . [4]

La radiación no es el único mecanismo de pérdida de energía en la corona: debido a que el plasma está altamente ionizado y el campo magnético está bien organizado, la conducción térmica es un proceso competitivo. Las pérdidas de energía debidas a la conducción térmica son del mismo orden de magnitud que las pérdidas por radiación. La energía liberada en la corona que no se irradia hacia afuera se conduce hacia adentro, es decir, hacia la cromosfera, a lo largo de los arcos. En la región de transición en donde la temperatura es de aproximadamente 10 4 -10 5 K, las pérdidas por radiación son demasiado alta para ser equilibrada por cualquier forma de calentamiento mecánico [5] El gradiente de temperatura muy alta, observada en este rango de temperatura, aumenta el flujo conductivo para proporcionar la energía que se pierde por la radiación. En otras palabras, la región de transición es tan empinada (la temperatura aumenta de 10kK a 1MK en una distancia del orden de 100 km), que la conducción térmica desde la atmósfera superior más cálida (que ocurre solo a lo largo de las líneas del campo magnético) debe equilibrar la elevadas pérdidas radiativas, principalmente debido a las numerosas líneas de emisión, que se forman en estas temperaturas por átomos ionizados ( oxígeno , carbono , hierro , etc.).

La convección solar podría proporcionar el calentamiento necesario, pero de una manera que aún no se conoce en detalle. De hecho, todavía no está claro cómo esta energía podría transmitirse desde la cromosfera (donde podría ser absorbida o reflejada) y luego disiparse en la corona, en lugar de dispersarse en el viento solar. Y también, ¿dónde exactamente podría ocurrir: en la corona inferior o en áreas más altas, donde las líneas del campo magnético en el espacio se abren hacia la heliosfera , soplando el viento solar hacia el sistema solar?

Hasta ahora, todos los científicos reconocen la importancia del campo magnético: existe una estrecha correspondencia entre las regiones activas, donde el flujo irradiado es mayor (especialmente en rayos X), y las regiones de intenso campo magnético. [6]

Sin embargo, el problema del calentamiento por corona se complica por el hecho de que todas las estructuras físicas presentes en la corona requieren cantidades de energía muy diferentes. Es difícil creer que fenómenos muy dinámicos y energéticos como las erupciones y las eyecciones de masa coronal compartan la misma fuente de energía que las estructuras estables que cubren áreas muy grandes del Sol: si las nano-llamaradas calentaron toda la corona, entonces deberían distribuirse por todas partes, por lo que tan uniforme que parece una calefacción estacionaria. Por otro lado, para explicar fenómenos muy rápidos y energéticos como las erupciones solares, el campo magnético debe estructurarse en distancias del orden de un metro.

Las ondas de Alfvén generadas por movimientos convectivos en la fotosfera pueden atravesar la cromosfera y la región de transición , llevando un flujo de energía comparable al necesario para sostener la corona. En cualquier caso, los períodos de los trenes de ondas observados en la cromosfera superior y en la región de transición inferior son del orden de 3-5 min. Estos tiempos son más largos que los que tardan las ondas de Alfvén en cruzar un anillo coronal típico. Esto significa que la mayoría de los mecanismos disipativos solo podrían proporcionar suficiente energía a distancias más alejadas de la corona solar.

Llamarada solar con erupción de masa coronal. En la imagen (tomada de STEREO ) también se destacan algunas estructuras de arcos estacionarios ( anillos coronales ).

La teoría de Parker sobre nano-micro-bengalas es una de las que atribuyen el calentamiento de la corona a la disipación por efecto Joule de las corrientes eléctricas generadas por una relajación espontánea de las líneas del campo magnético hacia una configuración de menor energía. El entrelazamiento de las líneas de campo en los tubos de flujo magnético provoca eventos de reconexión magnética que dan como resultado un cambio en el campo magnético a pequeñas escalas de longitud, sin una modificación simultánea de las líneas del campo magnético a grandes escalas de longitud. Esto podría explicar por qué los arcos coronales son estables y tan calientes al mismo tiempo.

La disipación óhmica de corrientes podría ser una alternativa válida para explicar la actividad coronal. Durante muchos años, se ha cuestionado la reconexión magnética como la principal fuente de energía de las erupciones solares. Sin embargo, este mecanismo de calentamiento no es muy eficiente en grandes hojas de corriente, mientras que se podría liberar más energía en regímenes turbulentos donde se producen nanobrillamientos en escalas de longitud pequeña, donde los efectos no lineales no son despreciables.

Nota

  1. ^ Thomas Gold , La física de las llamaradas solares , en NASA SP , 50, ed. W. Hess, 1964, pág. 380.
  2. ^ Eugene N. Parker, El diario astrofísico , vol. 107, 1972, pág. 499.
  3. ^ Elean, MJ, Hudson, HS Datlowe, DW, Física solar , vol. 39, 1974, pág. 155.
  4. ^ Noyes, RW Withbroe, GL, Ann. Rev. Astr. Ap. , vol. 15, 1977, pág. 363.
  5. ^ . Eric Priest, Solar Magneto-hydrodynamics , editado por D. Reidel Publishing Company, Dortrecht, Holanda, 1982, p. 208.
  6. ^ Poletto G, Vaiana GS, Zombeck MV, Krieger AS, Timothy AF, Una comparación de estructuras de rayos X coronales de regiones activas con campos magnéticos calculados a partir de observaciones fotosféricas , en Solar Phys. , vol. 44, n. 9, septiembre de 1975, págs. 83-99, DOI : 10.1007 / BF00156848 .

Artículos relacionados

enlaces externos

  • Nasa news Tiny Flares responsable del enorme calor de la atmósfera solar.