Ola Alfvén

En la física del plasma , una onda de Alfvén , llamada así por Hannes Alfvén , es un tipo de onda magnetohidrodinámica en la que los iones oscilan en respuesta a una fuerza restauradora proporcionada por una tensión efectiva en las líneas del campo magnético . [1]

Un grupo de capas dobles que se forman en una onda Alfvén, aproximadamente a una sexta parte de la distancia desde la izquierda. Rojo = electrones, Verde = iones, Amarillo = potencial eléctrico, Naranja = campo eléctrico paralelo, Rosa = densidad de carga, Azul = campo magnético
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Onda cinética de Alfvén

Una onda de Alfvén en un plasma es una oscilación de viaje de baja frecuencia (en comparación con la frecuencia del ciclotrón de iones ) de los iones y el campo magnético . La densidad de la masa de iones proporciona la inercia y la tensión de la línea del campo magnético proporciona la fuerza de restauración.

La onda se propaga en la dirección del campo magnético, aunque existen ondas de incidencia oblicua y cambian suavemente a la onda magnetosónica cuando la propagación es perpendicular al campo magnético.

El movimiento de los iones y la perturbación del campo magnético son en la misma dirección y son transversales a la dirección de propagación. La ola no tiene dispersión .

La permitividad relativa de baja frecuencia ε de un plasma magnetizado viene dada por [2]

donde B es la fuerza del campo magnético , c es la velocidad de la luz , μ 0 es la permeabilidad del vacío y ρ = ∑ n s m s es la densidad de masa total de las partículas de plasma cargadas. Aquí, s repasa todas las especies de plasma, tanto electrones como (algunos tipos de) iones.

Por lo tanto, la velocidad de fase de una onda electromagnética en tal medio es

o

dónde

es la velocidad de Alfvén . Si v Un « c , entonces v ≈ v Una . Por otro lado, cuando v A → ∞ , entonces v → c . Es decir, en campo alto o baja densidad, la velocidad de la onda de Alfvén se acerca a la velocidad de la luz y la onda de Alfvén se convierte en una onda electromagnética ordinaria.

Despreciando la contribución de los electrones a la densidad de masa y asumiendo que hay una sola especie de iones, obtenemos

en SI
en Gauss

donde n i es la densidad del número de iones y m i es la masa de iones.

En la física del plasma , el tiempo de Alfvén τ A es una escala de tiempo importante para los fenómenos ondulatorios. Se relaciona con la velocidad de Alfvén por:

donde a denota la escala característica del sistema. Por ejemplo, a podría ser el radio menor del toro en un tokamak .

En 1993, Gedalin derivó la velocidad de la onda de Alfvén utilizando magnetohidrodinámica relativista [3] para ser

donde e es la densidad de energía total de las partículas de plasma, P es la presión de plasma total y P m =B 2/2 μ 0es la presión magnética . En el límite no relativista P ≪ e ≈ ρc 2 , e inmediatamente recuperamos la expresión del apartado anterior.

El problema del calentamiento coronal

El estudio de las ondas de Alfvén partió del problema del calentamiento coronal , una cuestión de larga data en heliofísica . No estaba claro por qué la temperatura de la corona solar es alta (alrededor de un millón de kelvins) en comparación con su superficie (la fotosfera ), que tiene solo unos pocos miles de kelvins. Intuitivamente, tendría sentido ver una disminución en la temperatura cuando se aleja de una fuente de calor, pero este no parece ser el caso a pesar de que la fotosfera es más densa y generaría más calor que la corona.

En 1942, Hannes Alfvén propuso en Nature la existencia de una onda electromagnético-hidrodinámica que llevaría energía desde la fotosfera para calentar la corona y el viento solar . Afirmó que el sol tenía todos los criterios necesarios para soportar estas olas y que, a su vez, pueden ser responsables de las manchas solares. Él afirmó:

Las ondas magnéticas, llamadas ondas S de Alfvén, fluyen desde la base de los chorros de los agujeros negros .

Si un líquido conductor se coloca en un campo magnético constante, cada movimiento del líquido da lugar a un EMF que produce corrientes eléctricas. Debido al campo magnético, estas corrientes generan fuerzas mecánicas que cambian el estado de movimiento del líquido. Así se produce una especie de onda combinada electromagnético-hidrodinámica.

-  Hannes Alfvén, Existencia de ondas electromagnético-hidrodinámicas , [4]

Esto eventualmente resultaría ser ondas de Alfvén. Recibió el Premio Nobel de Física de 1970 por este descubrimiento.

Estudios y observaciones experimentales

La zona de convección del sol, la región debajo de la fotosfera en la que la energía se transporta principalmente por convección , es sensible al movimiento del núcleo debido a la rotación del sol. Junto con los gradientes de presión variables debajo de la superficie, las fluctuaciones electromagnéticas producidas en la zona de convección inducen un movimiento aleatorio en la superficie fotosférica y producen ondas Alfvén. Las ondas luego abandonan la superficie, viajan a través de la cromosfera y la zona de transición e interactúan con el plasma ionizado. La propia onda transporta energía y parte del plasma cargado eléctricamente.

A principios de la década de 1990, De Pontieu [5] y Haerendel [6] sugirieron que las ondas de Alfvén también pueden estar asociadas con los chorros de plasma conocidos como espículas . Se teorizó que estos breves chorros de gas sobrecalentado fueron transportados por la energía combinada y el impulso de su propia velocidad ascendente, así como por el movimiento transversal oscilante de las ondas de Alfvén. En 2007, según los informes, las ondas de Alfvén fueron observadas por primera vez viajando hacia la corona por Tomcyzk et al., Pero sus predicciones no pudieron concluir que la energía transportada por las ondas de Alfvén fuera suficiente para calentar la corona a sus enormes temperaturas, por lo observado. las amplitudes de las ondas no eran lo suficientemente altas. [7] Sin embargo, en 2011, McIntosh et al. informó la observación de ondas Alfvén altamente energéticas combinadas con espículas energéticas que podrían sostener el calentamiento de la corona a su temperatura de un millón de kelvin. Estas amplitudes observadas (20,0 km / s frente a los 0,5 km / s observados en 2007) contenían más de cien veces más energía que las observadas en 2007. [8] El corto período de las ondas también permitió una mayor transferencia de energía a la atmósfera coronal. Las espículas de 50.000 km de largo también pueden desempeñar un papel en la aceleración del viento solar más allá de la corona. [9] Sin embargo, los descubrimientos antes mencionados de ondas Alfvén en la atmósfera compleja del Sol a partir de la era Hinode en 2007 durante los próximos 10 años caen principalmente en el ámbito de las ondas Alfvénic esencialmente generadas como un modo mixto debido a la estructuración transversal de las ondas magnéticas y propiedades plasmáticas en los fluxtubos localizados. En 2009, Jess et al. [10] informó la variación periódica del ancho de línea H-alfa según lo observado por el Telescopio Solar Sueco (SST) por encima de los puntos brillantes cromosféricos . Afirmaron la primera detección directa de las ondas de Alfvén torsionales incompresibles de largo período (126–700 s) en la atmósfera solar inferior. Después del trabajo seminal de Jess et al. (2009), en 2017 Srivastava et al. [11] detectó la existencia de ondas Alfvén torsionales de alta frecuencia en los tubos de flujo cromosféricos de estructura fina del Sol . Descubrieron que estas ondas de alta frecuencia transportan una energía sustancial capaz de calentar la corona solar y también de originar el viento solar supersónico. En 2018, utilizando observaciones de imágenes espectrales , inversiones no LTE y extrapolaciones de campos magnéticos de atmósferas de manchas solares, Grant et al. [12] encontró evidencia de ondas Alfvén polarizadas elípticamente que forman choques de modo rápido en las regiones externas de la atmósfera umbral cromosférica. Proporcionaron una cuantificación del grado de calor físico proporcionado por la disipación de tales modos de onda de Alfvén por encima de los puntos de la región activa.

  • 1942: Alfvén sugiere la existencia de ondas electromagnéticas-hidromagnéticas en un artículo publicado en Nature 150, 405–406 (1942) .
  • 1949: Los experimentos de laboratorio de S. Lundquist producen tales ondas en mercurio magnetizado, con una velocidad que se aproxima a la fórmula de Alfvén.
  • 1949: Enrico Fermi utiliza las ondas de Alfvén en su teoría de los rayos cósmicos . Según Alexander J. Dessler en un artículo de 1970 de la revista Science , Fermi había escuchado una conferencia en la Universidad de Chicago, Fermi asintió con la cabeza exclamando "por supuesto" y al día siguiente, el mundo de la física dijo "por supuesto".
  • 1950: Alfvén publica la primera edición de su libro, Electrodinámica cósmica , detallando las ondas hidromagnéticas y discutiendo su aplicación tanto a los plasmas de laboratorio como a los espaciales.
  • 1952: Aparece una confirmación adicional en los experimentos de Winston Bostick y Morton Levine con helio ionizado .
  • 1954: Bo Lehnert produce ondas Alfvén en sodio líquido . [13]
  • 1958: Eugene Parker sugiere ondas hidromagnéticas en el medio interestelar .
  • 1958: Berthold, Harris y Hope detectan ondas Alfvén en la ionosfera después de la prueba nuclear de Argus , generadas por la explosión, y viajan a velocidades predichas por la fórmula de Alfvén.
  • 1958: Eugene Parker sugiere ondas hidromagnéticas en la corona solar que se extienden hacia el viento solar .
  • 1959: DF Jephcott produce ondas Alfvén en una descarga de gas. [14]
  • 1959: CH Kelley y J. Yenser producen ondas Alfvén en la atmósfera ambiental.
  • 1960: Coleman y col. reportar la medición de las ondas Alfvén por el magnetómetro a bordo de los satélites Pioneer y Explorer . [15]
  • 1961: Sugiura sugiere evidencia de ondas hidromagnéticas en el campo magnético de la Tierra. [dieciséis]
  • 1961: Jameson estudia los modos normales de Alfvén y las resonancias en el sodio líquido .
  • 1966: RO Motz genera y observa ondas Alfven en mercurio . [17]
  • 1970: Hannes Alfvén gana el premio Nobel de física en 1970 por "trabajos fundamentales y descubrimientos en magnetohidrodinámica con fructíferas aplicaciones en diferentes partes de la física del plasma ".
  • 1973: Eugene Parker sugiere ondas hidromagnéticas en el medio intergaláctico .
  • 1974: JV Hollweg sugiere la existencia de ondas hidromagnéticas en el espacio interplanetario . [18]
  • 1977: Mendis e Ip sugieren la existencia de ondas hidromagnéticas en la coma del cometa Kohoutek . [19]
  • 1984: Roberts y col. predecir la presencia de ondas MHD estacionarias en la corona solar [20] y abre el campo de la sismología coronal .
  • 1999: Aschwanden et al. [21] y Nakariakov et al. reportan la detección de oscilaciones transversales amortiguadas de los bucles coronales solares observadas con el generador de imágenes EUV a bordo del Transition Region And Coronal Explorer ( TRACE ), interpretadas como oscilaciones de torsión permanente (o "Alfvénic") de los bucles. Esto confirma la predicción teórica de Roberts et al. (1984).
  • 2007: Tomczyk y col. reportaron la detección de ondas alfvénicas en imágenes de la corona solar con el instrumento Polarímetro Coronal Multicanal (CoMP) en el Observatorio Solar Nacional , Nuevo México. [22] Sin embargo, estas observaciones resultaron ser ondas torcidas de estructuras plasmáticas coronales. [23] [1] [ enlace muerto permanente ] [2]
  • 2007: Se publicó un número especial sobre el observatorio espacial Hinode en la revista Science . [24] Las firmas de ondas de Alfvén en la atmósfera coronal fueron observadas por Cirtain et al., [25] Okamoto et al., [26] y De Pontieu et al. [27] Una estimación de la densidad de energía de las ondas observadas por De Pontieu et al. han demostrado que la energía asociada con las olas es suficiente para calentar la corona y acelerar el viento solar .
  • 2008: Kaghashvili y col. utiliza fluctuaciones de onda impulsadas como herramienta de diagnóstico para detectar ondas de Alfvén en la corona solar. [28]
  • 2009: Jess y col. detecta ondas torsionales de Alfvén en la cromosfera estructurada del Sol utilizando el Telescopio Solar Sueco . [10]
  • 2011: Se muestra que las ondas de Alfvén se propagan en una aleación de metal líquido hecha de galio . [29]
  • 2017: Modelado numérico 3D realizado por Srivastava et al. muestran que las ondas Alfvén de alta frecuencia (12–42 mHz) detectadas por el Telescopio Solar Sueco pueden transportar energía sustancial para calentar la corona interior del Sol. [11]
  • 2018: Utilizando observaciones de imágenes espectrales, inversiones no LTE y extrapolaciones de campos magnéticos de atmósferas de manchas solares, Grant et al. encontró evidencia de ondas Alfvén polarizadas elípticamente que forman choques de modo rápido en las regiones externas de la atmósfera umbral cromosférica. Por primera vez, estos autores proporcionaron una cuantificación del grado de calor físico proporcionado por la disipación de tales modos de onda de Alfvén. [12]

  • Magnetohidrodinámica computacional
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  • EurekAlert! notificación: "Los científicos encuentran una solución al rompecabezas solar"