La sismología coronal es una técnica de estudio del plasma de la corona solar mediante ondas y oscilaciones magnetohidrodinámicas (MHD) . La magnetohidrodinámica estudia la dinámica de los fluidos conductores de electricidad ; en este caso, el fluido es el plasma coronal. Las propiedades observadas de las ondas (por ejemplo , período , longitud de onda , amplitud , firmas temporales y espaciales (¿cuál es la forma de la perturbación de la onda?), escenarios característicos de la evolución de la onda (¿está amortiguada la onda?), combinadas con un modelado teórico de los fenómenos de las ondas ( relaciones de dispersión , ecuaciones evolutivas, etc.), pueden reflejar parámetros físicos de la corona que no son accesibles in situ, como la intensidad del campo magnético coronal y la velocidad de Alfvén [1] y los coeficientes disipativos coronales . [2] Originalmente, el método de sismología coronal MHD fue sugerido por Y. Uchida en 1970 [3] para la propagación de ondas, y B. Roberts et al. en 1984 [4] para ondas estacionarias, pero no se aplicó prácticamente hasta finales de los 90 debido a la falta de la resolución observacional necesaria. Filosóficamente, la sismología coronal es similar a la sismología de la Tierra , la heliosismología y la espectroscopia MHD de dispositivos de plasma de laboratorio. En todos estos enfoques, las ondas de Se utilizan varios tipos para sondear un medio.
La base teórica de la sismología coronal es la relación de dispersión de los modos MHD de un cilindro de plasma: una estructura de plasma que no es uniforme en la dirección transversal y se extiende a lo largo del campo magnético. Este modelo funciona bien para la descripción de una serie de estructuras de plasma observadas en la corona solar: por ejemplo, bucles coronales , fibrillas de prominencia, penachos y diversos filamentos. Dicha estructura actúa como una guía de ondas de ondas MHD.
Esta discusión es una adaptación de Nakariakov y Verwichte (2009). [5]
Hay varios tipos distintos de modos MHD que tienen propiedades de dispersión , polarización y propagación bastante diferentes .
Modos de distorsión (o transversales ), que son magnetoacústicos rápidos oblicuos (también conocidos como ondas magnetosónicas ) guiados por la estructura del plasma; el modo provoca el desplazamiento del eje de la estructura del plasma. Estos modos son débilmente compresibles , pero podrían observarse con instrumentos de imagen como desplazamientos periódicos estacionarios o propagados de estructuras coronales, por ejemplo, bucles coronales . La frecuencia de los modos transversales o de distorsión se da mediante la siguiente expresión:
Para los modos de torcedura, el parámetro del número de onda azimutal en un modelo cilíndrico de un bucle es igual a 1, lo que significa que el cilindro se balancea con extremos fijos.
Los modos salchicha son ondas magnetoacústicas rápidas oblicuas guiadas por la estructura del plasma; el modo provoca expansiones y contracciones de la estructura del plasma, pero no desplaza su eje. Estos modos son compresibles y provocan una variación significativa del valor absoluto del campo magnético en la estructura oscilante. La frecuencia de los modos salchicha se da mediante la siguiente expresión:
Para los modos salchicha, el parámetro es igual a 0; esto se interpretaría como una "respiración" hacia adentro y hacia afuera, nuevamente con puntos finales fijos.
Modos longitudinales (o lentos, o acústicos ), que son ondas magnetoacústicas lentas que se propagan principalmente a lo largo del campo magnético en la estructura del plasma; estos modos son esencialmente compresibles. La perturbación del campo magnético en estos modos es despreciable. La frecuencia de los modos lentos viene dada por la siguiente expresión:
Donde definimos como la velocidad del sonido y como la velocidad de Alfvén .
Los modos torsionales ( de Alfvén o de torsión) son perturbaciones transversales incompresibles del campo magnético a lo largo de determinadas superficies magnéticas individuales. A diferencia de los modos de torsión, los modos torsionales no se pueden observar con instrumentos de imagen, ya que no provocan el desplazamiento ni del eje de la estructura ni de su límite.
Los fenómenos ondulatorios y oscilatorios se observan en el plasma caliente de la corona principalmente en las bandas EUV, óptica y de microondas con una serie de instrumentos espaciales y terrestres, por ejemplo, el Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO), el Explorador de la Región de Transición y Corona (TRACE), el Radioheliógrafo Nobeyama (NoRH, véase el observatorio de radio Nobeyama ). Fenomenológicamente, los investigadores distinguen entre ondas compresibles en penachos polares y en patas de grandes bucles coronales , oscilaciones transversales generadas por llamaradas de bucles, oscilaciones acústicas de bucles, ondas de torcedura que se propagan en bucles y en estructuras sobre arcadas (una arcada es una colección cerrada de bucles en una estructura cilíndrica, véase la imagen a la derecha), oscilaciones de salchicha de bucles en llamaradas y oscilaciones de prominencias y fibrillas (véase prominencia solar ), y esta lista se actualiza continuamente.
La sismología coronal es uno de los objetivos del instrumento Atmospheric Imaging Assembly (AIA) en la misión Solar Dynamics Observatory (SDO).
En 2018 se lanzó una misión para enviar una sonda espacial a una distancia de hasta 9 radios solares del Sol, la Parker Solar Probe , con el objetivo de proporcionar mediciones in situ del campo magnético solar, el viento solar y la corona. Incluye un magnetómetro y un sensor de ondas de plasma, lo que permite realizar observaciones sin precedentes para la sismología coronal.
El potencial de la sismología coronal en la estimación del campo magnético coronal , la altura de la escala de densidad , la "estructura fina" (con lo que se entiende la variación en la estructura de una estructura no homogénea como un bucle coronal no homogéneo) y el calentamiento ha sido demostrado por diferentes grupos de investigación. El trabajo relacionado con el campo magnético coronal se mencionó anteriormente. [1] Se ha demostrado que las ondas magnetoacústicas lentas de banda suficientemente ancha, consistentes con las observaciones actualmente disponibles en la parte de baja frecuencia del espectro, podrían proporcionar la tasa de deposición de calor suficiente para calentar un bucle coronal . [6] Con respecto a la altura de la escala de densidad, se han estudiado teóricamente las oscilaciones transversales de los bucles coronales que tienen un área de sección transversal circular variable y una densidad de plasma en la dirección longitudinal. Se ha derivado una ecuación diferencial ordinaria de segundo orden que describe el desplazamiento del eje del bucle. Junto con las condiciones de contorno, la resolución de esta ecuación determina las frecuencias y modos propios. La altura de la escala de densidad coronal podría entonces estimarse utilizando la relación observada de la frecuencia fundamental y el primer sobretono de las oscilaciones de la curvatura del bucle. [7] Se sabe poco de la estructura fina coronal. Se han estudiado las oscilaciones de desplazamiento Doppler en bucles de regiones activas calientes obtenidas con el instrumento de Mediciones Ultravioletas Solares de Radiación Emitida (SUMER) a bordo del SOHO. Los espectros se registraron a lo largo de una rendija de 300 segundos de arco colocada en una posición fija en la corona por encima de las regiones activas. Algunas oscilaciones mostraron propagación de fase a lo largo de la rendija en una o ambas direcciones con velocidades aparentes en el rango de 8-102 km por segundo, junto con distribuciones de intensidad y ancho de línea claramente diferentes a lo largo de la rendija. Estas características pueden explicarse por la excitación de la oscilación en un punto de pie de un bucle coronal no homogéneo, por ejemplo, un bucle con estructura fina . [8]
