Una nanollamarada es un evento de calentamiento episódico muy pequeño que ocurre en la corona , la atmósfera externa del Sol .
La hipótesis de pequeños eventos de calentamiento impulsivo como una posible explicación del calentamiento coronal fue sugerida por primera vez por Thomas Gold [2] y luego desarrollada y denominada "nanoflares" por Eugene Parker . [3] [4]
Según Parker, una nanollamarada surge de un evento de reconexión magnética que convierte la energía almacenada en el campo magnético solar en movimiento del plasma . El movimiento del plasma (pensado como movimiento de fluido) ocurre en escalas de longitud tan pequeñas que pronto es amortiguado por la turbulencia y luego por la viscosidad . De esta manera, la energía se convierte rápidamente en calor y es conducida por los electrones libres a lo largo de las líneas del campo magnético más cerca del lugar donde se enciende la nanollamarada. Para calentar una región de emisión de rayos X muy alta , sobre un área de un segundo de arco cuadrado en el Sol, una nanollamarada de 10 17 J debería ocurrir cada 20 segundos, y 1000 nanollamaradas por segundo deberían ocurrir en una gran región activa de 10 5 x 10 5 km 2 . Sobre la base de esta teoría, la emisión proveniente de una gran llamarada podría ser causada por una serie de nanollamaradas, no observables individualmente.
El modelo de nanollamaradas ha sufrido durante mucho tiempo una falta de evidencia observacional. Las simulaciones predicen que las nanollamaradas producen un componente débil y caliente (~10 MK) de la medida de emisión. [5] Los instrumentos actuales, como el Espectrómetro de Imágenes Ultravioleta Extrema a bordo del Hinode , no son lo suficientemente sensibles al rango en el que se produce esta débil emisión, lo que hace imposible una detección segura. [6] La evidencia reciente del cohete de sondeo EUNIS ha proporcionado cierta evidencia espectral de plasma sin llamaradas a temperaturas cercanas a 9 MK en núcleos de la región activa. [7]
.gif/1280px-Solar_flare_(TRACE).gif)
Las observaciones telescópicas sugieren que el campo magnético solar , que teóricamente está "congelado" en el gas del plasma de la fotosfera , se expande en estructuras aproximadamente semicirculares en la corona. Estos bucles coronales , que se pueden ver en las imágenes de rayos X y EUV (ver la figura de la izquierda), a menudo confinan plasmas muy calientes, con emisiones características de temperaturas de entre uno y varios millones de grados.
Muchos tubos de flujo son relativamente estables, como se ve en las imágenes de rayos X suaves, emitiendo a un ritmo constante. Sin embargo, se observan con mucha frecuencia parpadeos, brillos, pequeñas explosiones, puntos brillantes, llamaradas y erupciones masivas, especialmente en regiones activas . Los astrofísicos consideran que estos signos macroscópicos de actividad solar son la fenomenología relacionada con eventos de relajación de campos magnéticos estresados, durante los cuales parte de la energía que han almacenado se libera en última instancia en energía cinética de partículas (calentamiento); esto podría ser a través de la disipación de corriente, el efecto Joule o cualquiera de varios efectos de plasma no térmicos.
Los trabajos teóricos suelen recurrir al concepto de reconexión magnética para explicar estas explosiones. Sin embargo, en lugar de un único episodio a gran escala de un proceso de este tipo, el pensamiento moderno sugiere que una multitud de versiones de reconexión a pequeña escala, en cascada, podría ser una descripción más adecuada. La teoría de las nanollamaradas supone entonces que estos eventos de reconexión magnética, que ocurren casi al mismo tiempo en pequeñas escalas de longitud en cualquier parte de la corona, son muy numerosos, y cada uno de ellos proporciona una fracción imperceptiblemente pequeña de la energía total requerida en un evento macroscópico. Estas nanollamaradas podrían parecerse a llamaradas muy pequeñas, cercanas unas a otras, tanto en el tiempo como en el espacio, que efectivamente calientan la corona y son la base de muchos de los fenómenos de la actividad magnética solar.
El calentamiento episódico que se observa a menudo en regiones activas , incluidos eventos importantes como erupciones y eyecciones de masa coronal , podría ser provocado por efectos en cascada, similares a los descritos por las teorías matemáticas de las catástrofes. En la hipótesis de que la corona solar se encuentra en un estado de criticidad autoorganizada , la tensión del campo magnético debería aumentar hasta que una pequeña perturbación active muchas pequeñas inestabilidades, que se producen juntas como ocurre en las avalanchas.
Uno de los resultados experimentales que se citan a menudo para apoyar la teoría de las nanollamaradas es el hecho de que la distribución del número de llamaradas observadas en los rayos X duros es una función de su energía, siguiendo una ley de potencia con un índice espectral negativo. Un índice de ley de potencia suficientemente grande permitiría que los eventos más pequeños dominaran la energía total. En el rango de energía de las llamaradas normales, el índice tiene un valor de aproximadamente -1,8 [8] [9] [10] . [11] Esto está por debajo del índice de ley de potencia que se requeriría para mantener el calentamiento de la corona solar a través de la hipótesis de las nanollamaradas, . [12] Se requiere un índice de ley de potencia mayor que -2 para mantener la temperatura observada en la corona.
El problema del calentamiento coronal aún no se ha resuelto, aunque se están realizando investigaciones y se han encontrado otras pruebas de nanollamaradas en la corona solar. La cantidad de energía almacenada en el campo magnético solar puede explicar el calentamiento coronal necesario para mantener el plasma a esta temperatura y equilibrar las pérdidas radiativas coronales . [13]
La radiación no es el único mecanismo de pérdida de energía en la corona: como el plasma está altamente ionizado y el campo magnético está bien organizado, la conducción térmica es un proceso competitivo. Las pérdidas de energía debidas a la conducción térmica son del mismo orden que las pérdidas radiativas coronales. La energía liberada en la corona que no se irradia externamente se conduce de regreso hacia la cromosfera a lo largo de los arcos. En la región de transición donde la temperatura es de aproximadamente 10 4 -10 5 K, las pérdidas radiativas son demasiado altas para ser equilibradas por cualquier forma de calentamiento mecánico. [14] El gradiente de temperatura muy alto observado en este rango de temperaturas aumenta el flujo conductor para suministrar la potencia irradiada. En otras palabras, la región de transición es tan empinada (la temperatura aumenta de 10 kK a 1 MK en una distancia del orden de 100 km) porque la conducción térmica desde la atmósfera superior más caliente debe equilibrar las altas pérdidas radiativas, como lo indican las numerosas líneas de emisión , que se forman a partir de átomos ionizados (oxígeno, carbono, hierro, etc.).
La convección solar puede proporcionar el calor necesario, pero de una forma que aún no se conoce en detalle. En realidad, todavía no está claro cómo se transmite esta energía desde la cromosfera (donde podría ser absorbida o reflejada) y luego se disipa en la corona en lugar de dispersarse en el viento solar. Además, ¿dónde ocurre exactamente? En la corona baja o principalmente en la corona alta, donde las líneas del campo magnético se abren hacia la heliosfera espacial , impulsando el viento solar hacia el Sistema Solar .
La importancia del campo magnético es reconocida por todos los científicos: existe una estricta correspondencia entre las regiones activas, donde el flujo irradiado es mayor (especialmente en rayos X), y las regiones de campo magnético intenso. [15]
El problema del calentamiento de la corona se complica por el hecho de que las diferentes características de la misma requieren cantidades muy diferentes de energía. Es difícil creer que fenómenos muy dinámicos y energéticos como las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal compartan la misma fuente de energía con estructuras estables que cubren áreas muy grandes del Sol: si las nano erupciones solares hubieran calentado toda la corona, entonces deberían estar distribuidas de manera tan uniforme que parecieran un calentamiento constante. Las erupciones solares en sí mismas –y las micro erupciones solares, que cuando se estudian en detalle parecen tener la misma física– son altamente intermitentes en el espacio y el tiempo, y por lo tanto no serían relevantes para ningún requisito de calentamiento continuo. Por otro lado, para explicar fenómenos muy rápidos y energéticos como las erupciones solares, el campo magnético debería estar estructurado en distancias del orden del metro.
Las ondas de Alfvén generadas por los movimientos convectivos en la fotosfera pueden atravesar la cromosfera y la región de transición , transportando un flujo de energía comparable al requerido para sostener la corona . De todos modos, los períodos de tren de ondas observados en la cromosfera superior y en la región de transición inferior son del orden de 3-5 min. Estos tiempos son más largos que el tiempo que tardan las ondas de Alfvén en cruzar un bucle coronal típico. Esto significa que la mayoría de los mecanismos disipativos pueden proporcionar suficiente energía solo a distancias más lejanas de la corona solar. Más probablemente, las ondas de Alfvén son responsables de la aceleración del viento solar en los agujeros coronales .
La teoría de las micro-nanollamaradas desarrollada inicialmente por Parker es una de las que explican el calentamiento de la corona como la disipación de corrientes eléctricas generadas por una relajación espontánea del campo magnético hacia una configuración de menor energía. La energía magnética se transforma así en calentamiento Joule . El trenzado de las líneas de campo de los tubos de flujo magnético coronal provoca eventos de reconexión magnética con un consiguiente cambio del campo magnético a pequeñas escalas de longitud sin una alteración simultánea de las líneas de campo magnético a grandes escalas de longitud. De esta manera se puede explicar por qué los bucles coronales son estables y tan calientes al mismo tiempo.
La disipación óhmica por corrientes podría ser una alternativa válida para explicar la actividad coronal. Durante muchos años se ha invocado la reconexión magnética como la principal fuente de energía de las erupciones solares . Sin embargo, este mecanismo de calentamiento no es muy eficiente en grandes capas de corriente , mientras que se libera más energía en regímenes turbulentos cuando las nano erupciones ocurren a escalas mucho más pequeñas, donde los efectos no lineales no son despreciables. [16]
En 2020, un estudio publicado en Nature [17] informó sobre la primera observación del ciclo de vida completo de una nanollamarada. Los investigadores documentaron el proceso de calentamiento selectivo de iones a través de la reconexión magnética dentro de bucles coronales solares de baja altitud, previamente no resueltos . Se observó que estos bucles experimentaban un calentamiento rápido desde temperaturas de unos pocos miles de grados Celsius a varios millones de grados en un lapso de decenas de segundos, seguido de un enfriamiento gradual, [18] que proporcionaba suficiente energía para calentar la corona a varios millones de grados Celsius.
