Un instrumento en órbita sugiere que la energía magnética almacenada calienta la atmósfera solar

Un fenómeno detectado por primera vez en el viento solar puede ayudar a resolver un antiguo misterio sobre el sol:por qué la atmósfera solar es millones de grados más caliente que la superficie. Las imágenes del Espectrógrafo de Imágenes de la Región de la Interfaz (IRIS) que orbita la Tierra y del Conjunto de Imágenes Atmosféricas (AIA) muestran evidencia de que los bucles magnéticos bajos se calientan a millones de grados Kelvin.

Investigadores de la Universidad Rice, la Universidad de Colorado Boulder y el Centro de Vuelo Espacial Marshall de la NASA argumentan que los iones más pesados, como el silicio, se calientan preferentemente tanto en el viento solar como en la región de transición entre la cromosfera solar y la corona. Allí, bucles de plasma magnetizado forman un arco continuo, no muy diferente de sus primos en la corona de arriba. Son mucho más pequeños y difíciles de analizar, pero durante mucho tiempo se pensó que albergaban el mecanismo impulsado magnéticamente que libera ráfagas de energía en forma de nanollamaradas. El físico solar de Rice, Stephen Bradshaw, y sus colegas se encontraban entre los que lo sospechaban, pero ninguno tenía pruebas suficientes antes de IRIS.

El espectrómetro de alto vuelo se construyó específicamente para observar la región de transición. En el estudio financiado por la NASA, los investigadores describen "iluminación" en los bucles de reconexión que contienen fuertes firmas espectrales de oxígeno y, especialmente, iones de silicio más pesados.

El equipo de Bradshaw, su ex alumno Shah Mohammad Bahauddin, ahora miembro de la facultad de investigación en el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial en Colorado, y la astrofísica de la NASA Amy Winebarger estudiaron imágenes IRIS capaces de resolver detalles de estos bucles de regiones de transición y detectar bolsas de súper -plasma caliente. Las imágenes les permiten analizar los movimientos y las temperaturas de los iones dentro de los bucles a través de la luz que emiten, leídas como líneas espectrales que sirven como "huellas dactilares" químicas.

“Es en las líneas de emisión donde se imprime toda la física”, dijo Bradshaw, profesor asociado de física y astronomía. “La idea era aprender cómo se calientan estas diminutas estructuras y esperar decir algo sobre cómo se calienta la propia corona. Este podría ser un mecanismo ubicuo que opera en toda la atmósfera solar”.

Las imágenes revelaron espectros de puntos calientes donde las líneas se ampliaron por efectos térmicos y Doppler, lo que indica no solo los elementos involucrados en las nanollamaradas, sino también sus temperaturas y velocidades. En los puntos calientes, encontraron chorros de reconexión que contenían iones de silicio que se movían hacia (desplazamiento hacia el azul) y lejos (desplazamiento hacia el rojo) del observador (IRIS) a velocidades de hasta 100 kilómetros por segundo. No se detectó ningún desplazamiento Doppler para los iones de oxígeno más ligeros.

Los investigadores estudiaron dos componentes del mecanismo:cómo sale la energía del campo magnético y luego cómo calienta realmente el plasma. La región de transición es de solo unos 10.000 grados Fahrenheit, pero la convección en la superficie del sol afecta los bucles, torciendo y trenzando las delgadas hebras magnéticas que los componen, y agrega energía a los campos magnéticos que finalmente calientan el plasma, dijo Bradshaw. "Las observaciones de IRIS mostraron que ese proceso está teniendo lugar y estamos razonablemente seguros de que al menos una respuesta a la primera parte es a través de la reconexión magnética, de la cual los chorros son una firma clave", dijo.

En ese proceso, los campos magnéticos de las hebras de plasma se rompen y se vuelven a conectar en los sitios de trenzado en estados de menor energía, liberando energía magnética almacenada. Cuando esto ocurre, el plasma se sobrecalienta. Pero cómo se calienta el plasma por la energía magnética liberada sigue siendo un enigma hasta ahora. “Observamos las regiones en estas pequeñas estructuras de bucle donde se estaba produciendo la reconexión y medimos las líneas de emisión de los iones, principalmente silicio y oxígeno”, dijo. "Descubrimos que las líneas espectrales de los iones de silicio eran mucho más anchas que las del oxígeno".

Eso indicaba un calentamiento preferencial de los iones de silicio. “Necesitábamos explicarlo”, dijo Bradshaw. "Echamos un vistazo y pensamos, y resulta que hay un proceso cinético llamado calentamiento de ciclotrón de iones que favorece el calentamiento de iones pesados ​​sobre los más ligeros". Dijo que las ondas de ciclotrón de iones se generan en los sitios de reconexión. Las ondas transportadas por los iones más pesados ​​son más susceptibles a una inestabilidad que hace que las ondas se “rompan” y generen turbulencia, que dispersa y energiza los iones. Esto amplía sus líneas espectrales más allá de lo que cabría esperar solo a partir de la temperatura local del plasma. En el caso de los iones más ligeros, puede que no quede suficiente energía para calentarlos. "De lo contrario, no superan la velocidad crítica necesaria para desencadenar la inestabilidad, que es más rápida para los iones más ligeros", dijo.

“En el viento solar, los iones más pesados ​​son significativamente más calientes que los iones más livianos”, dijo Bradshaw. “Eso ha sido medido definitivamente. Nuestro estudio muestra por primera vez que esto también es una propiedad de la región de transición y, por lo tanto, podría persistir en toda la atmósfera debido al mecanismo que hemos identificado, incluido el calentamiento de la corona solar, particularmente porque el viento solar es una manifestación de la corona. expandiéndose hacia el espacio interplanetario”.

La siguiente pregunta, dijo Bahauddin, es si tales fenómenos están ocurriendo al mismo ritmo en todo el sol. “Lo más probable es que la respuesta sea no”, dijo. “Entonces la pregunta es, ¿cuánto contribuyen al problema del calentamiento coronal? ¿Pueden suministrar suficiente energía a la atmósfera superior para que pueda mantener una corona de varios millones de grados?