Transcript El viento solar - Centro de Radioastronomía y Astrofísica

EL VIENTO SOLAR
Dr. Ricardo F. Gonzalez
Centro de Radioastronomia y
Astrofisica (CRyA-UNAM) - 2010
● Introducción
- Propiedades físicas del Sol
- El viento solar (VS)
● Actividad Solar
- manchas solares
- “lazos” coronales,
- Emisiones de masa coronal [CMEs]
● Modelo de la interacción de CMEs con el VS
● Resumen y Conclusiones
 Introducción
 El Sol por ser la estrella más cercana, es la fuente de luz y calor para la
vida en la Tierra
 Nuestra visión actual del Sol se basa tanto en observaciones como en
cálculos teóricos
 La fuente mas importante de la energía solar son las reacciones
nucleares en su núcleo (H -> He) – Secuencia Principal
 Algunas de sus propiedades físicas principales son:
Masa M= 2 X 1030 kg (~300 000 Masa de la Tierra)
Radio R= 7 x 1010 cm (~100 Radio de la Tierra)
Luminosidad L= 3.8x 1026 Watts (Energía por unidad de tiempo)
<=> 4 millones de toneladas de masa en energía/seg
Temperatura: en su superficie Te= 5785 K ,
en el núcleo Tc= 15 millones de K
Edad t= 4500 millones de años
▪ El Sol se encuentra a la mitad de su vida (Secuencia Principal)
▪ Al agotarse el H en su nucleo se convertira en una estrella Gigante
Roja (sobrepasando la orbita de la Tierra!)
▪ Se formara una nebulosa planetaria con una estrella enana blanca
en su centro
Estructura del Sol
(1) Nucleo
(2) Zona radiativa
(3) Zona convectiva
(4) Fotosfera
(5) Cromosfera
(6) Corona
(7) Viento Solar
La atmosfera solar presenta 3 diferentes capas:
 Fotosfera
 Cromosfera
 Corona
Fotosfera: Emite la mayor parte de la luz visible del Sol
Es considerada la superficie solar
Temperatura efectiva ~ 5800 K
Espesor ~ 3 x 107 cm (300 km)
Cromosfera:
Capa exterior de la
fotosfera (visible en los
eclipes de sol)
Temperatura ~ 6000 K ->
50 000 K
Espesor ~ 109 cm
(10 000 km)
Corona:
Se extiende por mas de
1 Millon de km
(algunos radios solares)
Alcanza una
temperatura T~106 K
En la corona es donde
se produce el “viento
solar ”
Viento Solar:
 El Sol emite tanto radiación como partículas. El flujo de
estas partículas es llamado “viento solar”, el cual se desplaza
por el espacio interplanetario
 El viento solar fluye en todas direcciones a velocidades de ~
500 km/s, y con una tasa de eyeccion de masa de ~ 10-14
Msol/yr
 Su densidad a 1 AU (distancia Tierra-Sol) es ~ 10
partículas/cm3
Variacion de la Temperatura del gas en la Atmosfera
Solar con la altura
● Actividad solar
▪ Las diferentes formas de energia en el Sol no son constantes, varian
espacial y temporalmente. A estos cambios se les conoce como
“actividad solar”.
▪ La eyeccion de energia del sol se presenta de dos formas distintas:
- Radiacion electromagnetica
- Emision de particulas cargadas:
viento solar (protones, electrones, iones de elementos pesados)
rayos cosmicos (protones, nucleos de He de muy alta energia)
▪ Una de las muestras mas claras de la actividad solar son las “manchas
solares (sunspots)”
▪ Se observan oscuras debido a su menor temperatura que el medio
circundante (~1500 K de diferencia)
▪ Estas ocurren cuando las lineas de campo magnetico emergen del
interior del sol para formar “lazos” por encima de su superficie
▪ Si el gas fluye a lo largo del lazo se forma una estructura visible llamada
“lazo coronal”
Manchas solares observadas con el
Heliospheric Observatory) de la Nasa.
SOHO
(Solar
and
▪ Las manchas solares presentan una temperatura superficial
~4000-4500 K las cuales contrastan con el material circundante
a ~6000 K.
▪ El intenso campo magnetico en las manchas impide la
conveccion causando esta zonas de menor temperatura
Las manchas solares son estructuras muy grandes, algunas
tanto como nuestro planeta.
La estructura granular de superficie se debe a la capa convectiva
del Sol.
 Los “lazos coronales” son flujos magneticos fijos en sus extremos
 Son una consecuencia directa de la torcedura de las lineas de campo
magnetico del Sol
 Se encuentran manchas solares en sus puntos base
 El flujo magnetico empuja material a traves de la fotosfera exponiendo
zonas mas frias
La rotacion del Sol mas rapida en el ecuador (rotacion diferencial)
arrastra las lineas de campo magnetico formando estructuras de
“lazos”
Los lazos coronales presentan diferentes escalas, anclados en la
fotosfera. Entre ellos se presentan flujos de particulas que dan origen
al viento solar
Imagen en luz UV
del satelite TRACE
(Transition Region
and
Coronal
Explorer;
NASA)
donde se muestran
“lazos
coronales”
que
reflejan
la
compleja estructura
del las lineas de
campo magnetico.
Imagen
del
TRACE donde
se
observan
lazos coronales
con T~ 106 K
que contrastan
con
la
cromosfera
Imagen
del
TRACE en tres
bandas (colores
falsos)
Azul – 171 Ǻ
Verde – 195 Ǻ
Rojo – 284 Ǻ
Estos filtros son
sensibles a la
emision de gas
con T~ 1 y 2 MK
Imagen en rayos X con
el satelite YOHKOH.
Se pueden observar
estructuras coronales
con T> 2 MK
▪ Las prominencias solares ascienden desde la fotosfera alcanzando
alturas de hasta 150 000 km
▪ Su presencia esta asociada al llamado “ciclo solar”
▪ El rompimiento de lazos coronales es un fenomeno muy violento
que da lugar a eventos explosivos (p.e. rafagas solares y eyecciones
de masa coronal)
▪ Al llegar a la Tierra se producen las “tormentas solares”, en las
cuales se dañan los sistemas de comunicaciones y circuitos eléctricos
▪ Se le llama ciclo solar a la variacion periodica (11 anos) de la
cantidad de manchas, rafagas y protuberancias – inversion del
campo magnetico, rotacion diferencial del Sol
▪ El próximo máximo solar ocurrirá en el año 2012 !
Imágenes en Rayos X del disco solar (Yohkoh) durante 19911995 (fase descendiente)
Rafagas solares
Es uno de los fenomenos mas violentos que ocurren en el Sol
Ocurren en zonas activas del Sol (cerca de manchas solares)
Se presenta eyeccion de material con estructuras filamentarias
Emisiones de Masa Coronal (CMEs)
▪ Probablemente la manifestacion mas espectacular de la actividad en
la corona solar ocurre durante las llamadas “Emisiones de Masa
Coronal”
Imagen de una CME tomada desde
el espacio con el SOHO (Solar and
Heliospheric Observatory; NASA)
▪ Las CMEs son enormes burbujas de gas (1015 - 1016 g; billones de
toneladas de plasma) expulsadas de la corona solar durante periodos
de tiempo de algunas horas
▪ Las velocidades de eyeccion de las CMEs oscilan entre algunos cientos
de kilometros por segundo, alcanzando en algunos casos ~1000
Km/s
▪ Al llegar a la Tierra, las CMEs alteran las telecomunicaciones
▪ Es por ello que es importante desarrollar modelos teoricos que sean
capaces de predecir parametros fisicos (tales como tiempos de arribo
a la Tierra) de las CMEs
● El Modelo
“The dynamics of velocity fluctuations in the solar
wind – I. Coronal Mass Ejections”,
2005, MNRAS, 357, 572
Canto, J. (IA-UNAM)
Gonzalez, R.F. (CRyA-UNAM)
Raga, A.C. (ICN-UNAM)
De Gouveia Dal Pino, E.M. (IAG-USP)
Lara, A. (IG-UNAM)
Gonzalez-Esparza, J.A. (IG-UNAM)
Corona, P. (IG-UNAM)
 Modelo semianalitico desarrollado para estudiar la evolucion dinamica
de las CMEs
 Adoptamos un escenario de colision de vientos, en el cual un viento
rapido (CME) interacciona con un viento mas lento (viento solar)
dando lugar a la formacion de ondas de choque
 Las ondas de choque son regiones donde los parametros fisicos de un
gas (densidad, temperatura, presion y velocidad) cambian
bruscamente
La interaccion de los dos vientos
forma una estructura de dos
choques (WS)
Suposiciones del modelo:
 Viento solar estacionario que se desplaza en el MIP con velocidad
supersonica constante v0
 Tasa de inyeccion de masa inicial constante Mp0 ( o densidad de
inyeccion 0 ; Mp0= 4  r0 0 v0)
 Durante la CME, los parametros del viento cambian bruscamente por
factores a ( a > 1 ) y b ( o c ), respectivamente
Comportamiento de la velocidad de WS como funcion de
distancia:
Fase inicial de velocidad constante vws= σ v0 ; donde 1 < σ < a
Fase de aceleracion ( vws -> v0 )
I. Requerimos para aplicar el modelo:
1. La velocidad del viento solar ambiente ( v0 )
2. Los factores de cambio de velocidad y perdida de masa ( a ; b o c )
3. La duracion de la CME ( Δt )
II. Obtenemos del modelo:
1. Tiempo de arribo ( ta ) de la CME a la Tierra (1 UA)
2. Velocidad final ( vf ) de la CME (a 1 UA)
3. Aceleracion promedio ( ac ) de la CME
Resultados
modelo:
del
c=2
Δt = 2.5 hr
Velocidad final como
funcion del tiempo
de arribo
Datos de observacion
del SOHO de 47
CME (puntos)
Aceleracion
media
como funcion de la
velocidad inicial (σ v0)
Tiempo de arribo como
funcion de la velocidad
de inyeccion ( σ v0 )
● Resumen y Conclusiones
◊ Las estrellas emiten no solo radiación, sino también partículas.
La eyección de este material en forma continua es llamada
“viento estelar”
◊ Un viento estelar esta caracterizado por dos parámetros fundamentales:
velocidad de eyección y tasa de perdida de masa
◊ El viento solar se desplaza (en todas direcciones) a través del MI con una
velocidad promedio de ~ 500 km/s y su tasa de perdida de masa es de
10-14 Msol/yr
◊ La variabilidad de las diferentes formas de energía en el Sol se le conoce
como “actividad solar”.
Dentro de ella se presentan fenómenos físicos como:
Manchas solares, “Lazos” Coronales, Ráfagas solares, Emisiones de
Masa Coronal (CMEs)
◊ Desarrollamos un modelo teórico para estudiar la interacción de las
CMEs con el “viento solar” ambiente
◊ Encontramos que nuestro modelo es capaz de explicar parámetros
dinámicos de las CMEs tales como velocidades y tiempos de arribo a
la Tierra