La sismología coronal es una técnica de estudio del plasma de la corona del Sol con el uso de 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. 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 la onda amortiguada?), combinados con un modelado teórico de la Los fenómenos ondulatorios ( 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] . 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 años 90 debido a una falta. de 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, se utilizan ondas de diversos 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 prominentes, penachos y varios filamentos. Una estructura de este tipo actúa como guía de ondas de ondas MHD.
Esta discusión es una adaptación de Nakariakov & Verwichte (2009). [5]
Hay varios tipos distintos de modos MHD que tienen propiedades de dispersión , polarización y propagación bastante diferentes .
Modos Kink (o transversales ), que son ondas magnetoacústicas rápidas oblicuas (también conocidas como ondas magnetosónicas ) guiadas por la estructura del plasma; el modo provoca el desplazamiento del eje de la estructura plasmática. Estos modos son débilmente comprimibles , pero aún así pueden observarse con instrumentos de imagen como desplazamientos periódicos o en propagación de estructuras coronales, por ejemplo, bucles coronales . La frecuencia de los modos transversales o "kink" viene dada por la siguiente expresión:
Para los modos de torsión, 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 los extremos fijos.
Modos de salchicha, que también son ondas magnetoacústicas rápidas oblicuas guiadas por la estructura del plasma; el modo provoca expansiones y contracciones de la estructura plasmática, pero no desplaza su eje. Estos modos son comprimibles y provocan una variación significativa del valor absoluto del campo magnético en la estructura oscilante. La frecuencia de las modalidades de embutido viene dada por la siguiente expresión:
Para los modos salchicha el parámetro es igual a 0; esto se interpretaría como una "inspiración y exhalación", 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 comprimibles. La perturbación del campo magnético en estos modos es insignificante. La frecuencia de los modos lentos viene dada por la siguiente expresión:
Donde definimos como velocidad del sonido y como velocidad de Alfvén .
Los modos torsionales ( Alfvén o giro) son perturbaciones transversales incompresibles del campo magnético a lo largo de ciertas superficies magnéticas individuales. A diferencia de los modos de torsión, los modos de torsión no se pueden observar con instrumentos de imagen, ya que no provocan el desplazamiento ni del eje de la estructura ni de sus límites.
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 Región de Transición y Coronal (TRACE ), el radioheliógrafo de Nobeyama (NoRH, ver el radioobservatorio de Nobeyama ). Fenomenológicamente, los investigadores distinguen entre ondas comprimibles en columnas polares y en las patas de grandes bucles coronales , oscilaciones transversales de bucles generadas por llamaradas, oscilaciones acústicas de bucles, ondas retorcidas que se propagan en bucles y en estructuras sobre arcadas (una arcada es una colección cercana de bucles). en una estructura cilíndrica, ver imagen a la derecha), oscilaciones en forma de salchicha de bucles abocinados y oscilaciones de prominencias y fibrillas (ver prominencia solar ), y esta lista se actualiza continuamente.
La sismología coronal es uno de los objetivos del instrumento Atmospheric Imaging Assembly (AIA) de la misión Solar Dynamics Observatory (SDO).
En 2018 se lanzó una misión para enviar una nave espacial a una distancia de hasta 9 radios solares del sol, 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 en 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" (por 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 investigaciones. grupos. Anteriormente se mencionó el trabajo relacionado con el campo magnético coronal. [1] Se ha demostrado que 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 obtenido 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 entre la frecuencia fundamental y el primer sobretono de las oscilaciones de torsión del bucle. [7] Poco se sabe de la estructura fina coronal. Se han estudiado las oscilaciones del desplazamiento Doppler en bucles de regiones activas calientes obtenidas con el instrumento de mediciones solares ultravioleta 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 sobre 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 a 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 apoyo de un bucle coronal no homogéneo, por ejemplo, un bucle con estructura fina . [8]
