Los físicos solares han capturado las primeras firmas de observación directa de absorción resonante, que se cree que juegan un papel importante en la solución del "problema de calentamiento coronal" que ha desafiado la explicación durante más de 70 años.
Un equipo de investigación internacional de Japón, EE. UU. Y Europa dirigido por los doctores Joten Okamoto y Patrick Antolin combinó observaciones de alta resolución de la misión Hinode de JAXA y la misión IRIS Espectrógrafo de imágenes de región de interfaz de la NASA, junto con el estado de la-simulaciones numéricas de arte y modelado de la supercomputadora ATERUI de NAOJ. En los datos combinados, pudieron detectar e identificar las firmas de observación de absorción resonante.
La absorción resonante es un proceso en el que resuenan dos tipos diferentes de ondas impulsadas magnéticamente, fortaleciendo una de ellas. En particular, esta investigación analizó un tipo de ondas magnéticas conocidas como ondas alfvénicas que pueden propagarse a través de una prominencia una estructura filamentaria de frío,gas denso flotando en la corona. Aquí, por primera vez, los investigadores pudieron observar directamente la absorción resonante entre las ondas transversales y las ondas torsionales, lo que condujo a un flujo turbulento que calienta la prominencia. Hinode observó el movimiento transversal e IRIS observó el torsionalmovimiento; estos resultados no habrían sido posibles sin ambos satélites.
Esta nueva información puede ayudar a explicar cómo la corona solar alcanza temperaturas de 1,000,000 grados Celsius; el llamado "problema de calentamiento coronal".
La corona solar, la capa externa de la atmósfera del Sol, está compuesta de gases de alta temperatura extrema, conocidos como plasma, con temperaturas que alcanzan millones de grados Celsius. Como la capa externa del Sol, la parte más alejada del núcleo dondeSe producen reacciones nucleares que alimentan al Sol, lógicamente se esperaría que fuera la parte más fría del Sol. Pero, de hecho, es 200 veces más caliente que la fotosfera, la capa debajo de ella. Esta contradicción, denominada "el problema del calentamiento coronal" tieneastrofísicos desconcertados desde que la temperatura de la corona se midió por primera vez hace más de 70 años.
Las misiones espaciales para observar el Sol y otros avances tecnológicos han revelado que el campo magnético del Sol juega un papel esencial en este acertijo. Pero la clave para resolver el "problema de calentamiento coronal" es comprender cómo se puede convertir la energía magnéticaeficientemente en calor en la corona. Ha habido dos teorías en competencia.
La primera teoría involucra las erupciones solares. Aunque cada erupción convierte grandes cantidades de energía magnética en energía térmica, la frecuencia general de las erupciones solares no es lo suficientemente alta como para dar cuenta de toda la energía necesaria para calentar y mantener la corona solar. Para resolverA partir de esta discrepancia, se introdujo la idea de "nanoflares". Se cree que los nanoflares, llamaradas solares en miniatura, ocurren continuamente a lo largo de la corona y que la suma de sus acciones convierte suficiente energía magnética en calor para compensar la diferencia. Desafortunadamente, tales nanoflaresaún no se ha detectado
La segunda hipótesis se basa en ondas impulsadas magnéticamente. Gracias a misiones espaciales como la misión japonesa "Hinode" lanzada en 2006, ahora sabemos que la atmósfera solar está impregnada de ondas "Alfvénicas". Estas ondas impulsadas magnéticamente puedentransportan cantidades significativas de energía a lo largo de las líneas del campo magnético, suficiente energía para calentar y mantener la corona. Pero para que esta teoría funcione, debe existir un mecanismo a través del cual esta energía se pueda convertir en calor.
Para buscar este mecanismo de conversión, el equipo de investigación combinó datos de dos misiones de vanguardia: Hinode y el satélite espectroscópico y de imágenes IRIS la misión solar más nueva de la NASA, lanzada en 2013.
Ambos instrumentos apuntaron a la misma prominencia solar. Una prominencia es un haz filamentoso de gas frío y denso que flota en la corona. Aquí, 'frío' es un término relativo; una prominencia es típicamente de aproximadamente 10,000 grados. Aunque más densa que el resto dela corona, una prominencia no se hunde porque las líneas del campo magnético actúan como una red para mantenerla en alto. Los filamentos individuales que componen la prominencia, llamados hilos, siguen las líneas del campo magnético.
La resolución espacial y temporal muy alta de Hinode permitió a los investigadores detectar pequeños movimientos en el plano bidimensional de la imagen arriba / abajo e izquierda / derecha. Para comprender el fenómeno tridimensional completo, los investigadores utilizaron IRIS para medir el Dopplervelocidad es decir, velocidad a lo largo de la línea de visión, dentro / fuera de la imagen. Los datos espectrales de IRIS también proporcionaron información vital sobre la temperatura de la prominencia.
Estos diferentes instrumentos permiten a los satélites detectar diferentes variedades de ondas alfvénicas: Hinode puede detectar ondas transversales, mientras que IRIS puede detectar ondas torsionales. La comparación de los dos conjuntos de datos muestra que estos dos tipos de ondas están realmente sincronizados, y que al mismo tiempohay un aumento de temperatura en la prominencia de 10,000 grados a más de 100,000 grados. Esta es la primera vez que se establece una relación tan estrecha entre las ondas alfvénicas y el calentamiento de la prominencia.
Pero las ondas no están sincronizadas de la manera que esperaban los científicos. Piense en mover una cuchara de un lado a otro en una taza de café: los flujos de torsión semicirculares alrededor de los bordes de la cuchara aparecen instantáneamente a medida que la cuchara se mueve. PeroEn el caso de los hilos de prominencia, el movimiento torsional está sincronizado a medio ritmo con el movimiento transversal que lo impulsa: hay un retraso entre la velocidad máxima de los movimientos transversales y la velocidad máxima del movimiento torsional, como elretraso entre el movimiento de las caderas de una bailarina en una falda larga y los movimientos del dobladillo de la falda.
Para comprender este patrón inesperado, el equipo utilizó la supercomputadora ATERUI de NAOJ para realizar simulaciones numéricas 3D de un hilo de prominencia oscilante. De los modelos teóricos que probaron, uno que involucra absorción resonante proporciona la mejor coincidencia con los datos observados. En este modelo, las ondas transversalesresuena con ondas torsionales, fortaleciendo las ondas torsionales, de manera similar a cómo un niño en un columpio puede agregar energía al columpio, haciendo que se balancee más y más rápido, moviendo su cuerpo al ritmo del movimiento. Las simulaciones muestran que esta resonancia ocurredentro de una capa específica del hilo de prominencia cerca de su superficie. Cuando esto sucede, se genera y amplifica un flujo torsional semicircular alrededor del límite. Esto se conoce como flujo resonante. Debido a su ubicación cerca del límite, el máximola velocidad de este flujo se retrasa medio latido desde la velocidad máxima del movimiento transversal, al igual que el patrón realmente observado.
Las simulaciones revelan aún más que este flujo resonante a lo largo de la superficie de un hilo puede volverse turbulento. La aparición de turbulencia es de gran importancia ya que es efectiva para convertir la energía de las olas en energía térmica. Otro efecto importante de esta turbulencia es aumentar elflujo resonante predicho en los modelos al tamaño realmente observado.
Este modelo puede explicar las características principales de las observaciones como resultado de un proceso de dos pasos. Primero, la absorción resonante transfiere energía a los movimientos de torsión, produciendo un flujo resonante a lo largo de la superficie del hilo de prominencia. Luego, la turbulencia en este resonante fortalecidoEl flujo convierte la energía en calor.
Este trabajo muestra cómo el poder de múltiples satélites, como Hinode e IRIS, se puede combinar para investigar problemas astrofísicos de larga data y servirá como ejemplo para otra investigación que busca un calentamiento similar en otras observaciones solares.
Estos resultados fueron publicados en El diario astrofísico , Vol 809 en agosto de 2015.
Fuente de la historia :
Materiales proporcionado por Institutos Nacionales de Ciencias Naturales . Nota: El contenido puede ser editado por estilo y longitud.
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