El papel de las ondas de choque de Alfvén en el calentamiento sobre las manchas solares

Dibujo20180305 cartoon representation sunspot umbral atmosphere demonstrating shock phenomena nature physics s41567-018-0058-3

Una mancha solar es oscura porque está más fría que la fotosfera que la rodea. Sin embargo, las capas altas (cromosfera y corona) son más calientes sobre la mancha. De hecho, esto mismo ocurre en todo el Sol, las capas altas son más calientes que las bajas, siendo uno de los misterios de la Física Solar. Se publica en Nature Physics que, al menos en las manchas solares, las ondas de choque de tipo Alfvén actúan como un mecanismo de disipación de energía en la cromosfera en la región sobre la penumbra de la mancha solar. En las manchas solares se observan ondas magnetoacústicas que se propagan desde debajo de la fotosfera hasta la cromosfera, transformando energía acústica en magnética y viceversa. Para campos magnéticos intensos se comportan como ondas no lineales de tipo Alfvén, tanto solitones no disipativos (para flujo subsónico) como ondas de choque disipativas (para flujo supersónico). Un mecanismo basado en estas últimas podría ser responsable del calentamiento de las capas altas del Sol en calma, una solución razonable para resolver el misterio.

Las líneas de campo magnético (cilindros naranjas en la figura) en una mancha solar típica parten de la fotosfera bajo la umbra y atraviesan la cromosfera expandiéndose sobre la región de penumbra. Hay dos modos de conversión de la energía acústica en magnética ilustrados entre las dos elipses azules de la figura. En la parte izquierda se ilustra cómo las ondas no lineales de Alfvén se amplifican mediante una resonancia hasta que se descomponen en múltiples ondas de choque convencionales (que no son de tipo Alfvén). En la parte derecha se ilustra el acoplamiento de las oscilaciones magnetoacústicas en ondas de Alfvén (elipses coloreadas en la figura), que luego desarrollan desplazamientos tangenciales hacia el azul y hacia el rojo en el plasma, produciendo ondas de choque de Alfvén. El nuevo trabajo propone que la disipación de energía térmica está controlada por este segundo tipo de ondas de choque.

Por supuesto, el misterio aún no está resuelto. El futuro Telescopio Solar Daniel K. Inouye de 4 m, cuya primera luz se espera en 2019, observará los detalles de la estructura de los choques en las manchas solares. Los autores esperan que confirme que las ondas de choque de Alfvén tienen un papel tan relevante como el que sugiere su nuevo trabajo Samuel D. T. Grant, David B. Jess, …, Rebecca L. Hewitt, “Alfvén wave dissipation in the solar chromosphere,” Nature Physics (05 Mar 2018), doi: 10.1038/s41567-018-0058-3; me gustaría destacar que uno de sus coautores es Héctor Socas-Navarro, @hsocasnavarro, director del podcast Coffee Break: Señal y Ruido, y el primer autor es Sam Grant, @sdtgrant.

Agradezco a Héctor Socas-Navarro sus comentarios respecto a la primera versión de este artículo.

Dibujo20180305 e degree of force-freeness of active region NOAA 12146 nature physics 41567_2018_58

Las ondas de Alfvén no lineales en un plasma están descritas por una ecuación de Schrödinger no lineal de tipo derivada para el cociente entre el campo magnético transversal y vertical (b = B/Bz); para una mancha solar esta ecuación describe cómo se transporta la energía térmica desde la fotosfera hasta la cromosfera. Esta ecuación tiene soluciones de tipo solitón para β<1 (ondas subsónicas) y de tipo onda de choque para β>1 (ondas supersónicas), donde β es el cociente entre la velocidad del sonido y la velocidad de las ondas de Alfvén; por cierto, el parámetro β depende del cociente entre la presión hidrodinámica y la presión magnética en el plasma.

Los solitones de Alfvén son soluciones robustas que conservan la energía y la energía, por ello ni reflejan ni disipan energía en ausencia de fuentes o sumideros. Por el contrario, las ondas de choque de Alfvén disipan energía en el frente de la onda, donde se produce el salto brusco en la solución; este comportamiento es típico de todas las ondas de choque, en todas la entropía crece en el frente de onda, donde se disipa energía de forma irreversible.

Dibujo20180305 building blocks magnetized solar atmosphere observed on 24 August 2014 nature physics s41567-018-0058-3

En el nuevo artículo se han interpretan usando simulaciones por ordenador las observaciones de la gran mancha solar NOAA 12146, del 24 de agosto de 2014. Usando un modelo teórico de la mancha, cada uno de los puntos observados corresponde a un píxel con exceso de brillo asociado a un choque. Para cada uno de ellos se ha estimado la presión del plasma (función de la altura atmosférica) en función del parámetro β. Gracias a ello se puede diferenciar entre ondas de choque convencionales y de Alfvén.

En concreto, se ha observado la línea espectral a 8542 Å del Ca II con una alta resolución espacial (71 km/píxel) y temporal (5,8 s) en una región de 70 × 70 Mm² centrada en la mancha NOAA 12146 usando el espectrómetro IBIS (Interferometric BIdimensional Spectrometer) en el Telescopio Solar Dunn. El campo magnético se ha reconstruido usando los magnetogramas obtenidos por el instrumento HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) a bordo de la sonda SDO (Solar Dynamics Observatory). Se han observado señales individuales de unos 554 792 choques durante los 135 minutos de duración de las observaciones.

Dibujo20180305A statistical relationships between shock phenomena in a sunspot umbra nature physics s41567-018-0058-3

En la umbra de una mancha solar se forman ondas de choque en el plasma por dos mecanismos. Cerca del centro de masas, por los campos magnéticos verticales de gran intensidad pero de baja velocidad lateral (β<1). Y en la región exterior de la umbra, por campos magnéticos más débiles, pero muy inclinados (70–80 grados), asociados a la formación de ondas de choque de tipo Alfvén (β>1). Las simulaciones mediante el código CAISAR (CAlcium Inversion using a Spectral ARchive) muestran intensos efectos térmicos disipativos asociados a los choques de Alfvén. Siendo compatibles con las observaciones, se considera que son la solución más prometedora al misterio.

En resumen, las ondas no lineales parecen tener un papel relevante en la física de las manchas solares. Tanto las ondas de Alfvén de tipo solitón como las de tipo onda de choque son soluciones matemáticas de gran belleza. Quienes investigamos en ondas no lineales tenemos cierta querencia por todos los trabajos que reivindican su importancia. Aún así, no hay que dejarse engañar, solo futuras observaciones que ilustren con detalle estos fenómenos permitirán asegurar que el nuevo trabajo ha dado con la solución al misterio.


Deja un comentario

Tu email nunca será mostrado o compartido. No olvides rellenar los campos obligatorios.

Obligatorio
Obligatorio
Obligatorio

Puedes usar las siguientes etiquetas y atributos HTML: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <strike> <strong>