Ola de Alfvén

Onda de plasma de baja frecuencia

Un conjunto de capas dobles que se forman en una onda de 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

Onda cinética de Alfvén

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

Definición

Una onda Alfvén es una oscilación de baja frecuencia (en comparación con la girofrecuencia iónica ) que se propaga a través de los iones y el campo magnético en un plasma . La densidad de masa iónica proporciona la inercia y la tensión de la línea del campo magnético proporciona la fuerza de recuperación. Las ondas Alfvén se propagan en la dirección del campo magnético, y el movimiento de los iones y la perturbación del campo magnético son transversales a la dirección de propagación. Sin embargo, las ondas Alfvén que existen en incidencias oblicuas cambiarán suavemente a ondas magnetosónicas cuando la propagación sea perpendicular al campo magnético.

Las ondas de Alfvén no tienen dispersión .

Velocidad de Alfvén

La permitividad relativa de baja frecuencia de un plasma magnetizado se da por ^[2] donde B es la densidad de flujo magnético , es la velocidad de la luz , es la permeabilidad del vacío y la densidad de masa es la suma de todas las especies de partículas de plasma cargadas (electrones así como todos los tipos de iones). Aquí las especies tienen densidad numérica y masa por partícula . ${\displaystyle \varepsilon }$ $${\displaystyle \varepsilon =1+{\frac {c^{2}\,\mu _{0}\,\rho }{B^{2}}}}$$ ${\displaystyle c}$ ${\displaystyle \mu _{0}}$ $${\displaystyle \rho =\sum _{s}n_{s}m_{s},}$$ ${\textstyle s}$ ${\textstyle n_{s}}$ ${\textstyle m_{s}}$

La velocidad de fase de una onda electromagnética en un medio de este tipo es Para el caso de una onda de Alfvén donde es la velocidad del grupo de ondas de Alfvén . (La fórmula para la velocidad de fase supone que las partículas de plasma se mueven a velocidades no relativistas, la velocidad de la partícula ponderada por la masa es cero en el marco de referencia y la onda se propaga paralela al vector del campo magnético). $${\displaystyle v={\frac {c}{\sqrt {\varepsilon }}}={\frac {c}{\sqrt {1+{\dfrac {c^{2}\mu _{0}\rho }{B^{2}}}}}}}$$ $${\displaystyle v={\frac {v_{A}}{\sqrt {1+{\dfrac {v_{A}^{2}}{c^{2}}}}}}}$$ $${\displaystyle v_{A}\equiv {\frac {B}{\sqrt {\mu _{0}\,\rho }}}}$$

Si , entonces . Por otro lado, cuando , . Es decir, en un campo alto o una densidad baja, la velocidad de grupo 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. ${\displaystyle v_{A}\ll c}$ ${\displaystyle v\approx v_{A}}$ ${\displaystyle v_{A}\to \infty }$ ${\displaystyle v\to c}$

Despreciando la contribución de los electrones a la densidad de masa, , donde es la densidad numérica de iones y es la masa iónica media por partícula, de modo que ${\displaystyle \rho =n_{i}\,m_{i}}$ ${\displaystyle n_{i}}$ ${\displaystyle m_{i}}$ $${\displaystyle v_{A}\approx \left(2.18\times 10^{11}\,{\text{cm}}\,{\text{s}}^{-1}\right)\left({\frac {m_{i}}{m_{p}}}\right)^{-{\frac {1}{2}}}\left({\frac {n_{i}}{1~{\text{cm}}^{-3}}}\right)^{-{\frac {1}{2}}}\left({\frac {B}{1~{\text{G}}}}\right).}$$

Hora de Alfvén

En física del plasma , el tiempo de Alfvén es una escala de tiempo importante para los fenómenos ondulatorios. Está relacionado con la velocidad de Alfvén por: donde denota la escala característica del sistema. Por ejemplo, podría ser el radio menor del toro en un tokamak . ${\displaystyle \tau _{A}}$ $${\displaystyle \tau _{A}={\frac {a}{v_{A}}}}$$ ${\displaystyle a}$ ${\displaystyle a}$

Caso relativista

La velocidad de onda de Alfvén en la magnetohidrodinámica relativista es ^[3] donde e es la densidad de energía total de las partículas de plasma, es la presión total del plasma y es la presión magnética . En el límite no relativista, donde , esta fórmula se reduce a la dada anteriormente. $${\displaystyle v={\frac {c}{\sqrt {1+{\dfrac {e+P}{2P_{m}}}}}}}$$ ${\displaystyle P}$ $${\displaystyle P_{m}={\frac {B^{2}}{2\mu _{0}}}}$$ ${\displaystyle P\ll e\approx \rho c^{2}}$

Historia

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

El problema del calentamiento coronal

El estudio de las ondas de Alfvén comenzó a partir del problema del calentamiento coronal , una vieja cuestión 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 es de solo unos pocos miles de kelvins. Intuitivamente, tendría sentido ver una disminución de la temperatura al alejarse 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 electromagnética-hidrodinámica que transportaría energía desde la fotosfera para calentar la corona y el viento solar . Afirmó que el sol tenía todos los criterios necesarios para soportar estas ondas y que estas podrían ser a su vez responsables de las manchas solares. Afirmó:

Si se coloca un líquido conductor en un campo magnético constante, cada movimiento del líquido genera un campo electromagnético que produce corrientes eléctricas. Debido al campo magnético, estas corrientes generan fuerzas mecánicas que modifican el estado de movimiento del líquido. De este modo, se produce una especie de onda combinada electromagnética e hidrodinámica. ^[4]

Al final se demostró que se trataba de ondas de Alfvén, descubrimiento por el que recibió el Premio Nobel de Física en 1970.

Estudios y observaciones experimentales

La zona de convección del Sol, la región situada 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 de la fotosfera y producen ondas de 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 onda en sí misma transporta energía y parte del plasma cargado eléctricamente.

A principios de los años 1990, de Pontieu ^[5] y Haerendel ^[6] sugirieron que las ondas de Alfvén también podrían estar asociadas con los chorros de plasma conocidos como espículas . Se teorizó que estos breves chorros de gas sobrecalentado eran transportados por la energía y el momento combinados de su propia velocidad ascendente, así como por el movimiento transversal oscilante de las ondas de Alfvén.

En 2007, Tomczyk et al . observaron por primera vez ondas de Alfvén viajando hacia la corona , 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, ya que las amplitudes observadas de las ondas no eran lo suficientemente altas. ^[7] Sin embargo, en 2011, McIntosh et al . informaron sobre la observación de ondas de Alfvén altamente energéticas combinadas con espículas energéticas que podrían mantener 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 longitud también pueden desempeñar un papel en la aceleración del viento solar más allá de la corona. ^[9] Las ondas de Alfvén se observan rutinariamente en el viento solar, en particular en corrientes de viento solar rápido. El papel de las oscilaciones de Alfvén en la interacción entre el viento solar rápido y la magnetosfera de la Tierra es actualmente objeto de debate. ^{[10] [11]}

Sin embargo, los descubrimientos antes mencionados de ondas Alfvén en la compleja atmósfera del Sol, a partir de la era Hinode en 2007 y durante los siguientes 10 años, en su mayoría caen en el ámbito de las ondas Alfvén generadas esencialmente como un modo mixto debido a la estructuración transversal de las propiedades magnéticas y del plasma en los tubos de flujo localizados. En 2009, Jess et al . ^[12] informaron sobre la variación periódica del ancho de línea H-alfa observada por el Telescopio Solar Sueco (SST) sobre los puntos brillantes cromosféricos . Afirmaron haber detectado directamente por primera vez las ondas Alfvén torsionales, incompresibles y de período largo (126–700 s) en la atmósfera solar inferior.

Después del trabajo seminal de Jess et al . (2009), en 2017 Srivastava et al . ^[13] detectaron la existencia de ondas Alfvén torsionales de alta frecuencia en los tubos de flujo de estructura fina cromosféricos del Sol . Descubrieron que estas ondas de alta frecuencia transportan energía sustancial capaz de calentar la corona del Sol y también originar el viento solar supersónico. En 2018, utilizando observaciones de imágenes espectrales , inversiones no LTE (equilibrio termodinámico local) y extrapolaciones del campo magnético de las atmósferas de manchas solares, Grant et al. ^[14] encontraron evidencia de ondas Alfvén polarizadas elípticamente que forman choques de modo rápido en las regiones externas de la atmósfera umbral cromosférica. Proporcionaron la cuantificación del grado de calor físico proporcionado por la disipación de tales modos de onda Alfvén por encima de los puntos de la región activa.

En 2024, se publicó un artículo en la revista Science que detallaba un conjunto de observaciones de lo que resultó ser el mismo chorro de viento solar realizado por Parker Solar Probe y Solar Orbiter en febrero de 2022, e implicaba que las ondas de Alfvén eran las que mantenían la energía del chorro lo suficientemente alta como para coincidir con las observaciones. ^[15]

Cronología histórica

• 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 dichas 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 .
• 1950: Alfvén publica la primera edición de su libro, Electrodinámica cósmica , que detalla las ondas hidromagnéticas y analiza su aplicación a los plasmas tanto de laboratorio como espaciales.
• 1952: Una confirmación adicional aparece en los experimentos de Winston Bostick y Morton Levine con helio ionizado .
• 1954: Bo Lehnert produce ondas de Alfvén en sodio líquido . ^[16]
• 1958: Eugene Parker sugiere ondas hidromagnéticas en el medio interestelar .
• 1958: Berthold, Harris y Hope detectan ondas de Alfvén en la ionosfera después de la prueba nuclear Argus , generadas por la explosión y que viajan a velocidades predichas por la fórmula de Alfvén.
• 1958: Eugene Parker sugiere que las ondas hidromagnéticas en la corona solar se extienden hasta el viento solar .
• 1959: DF Jephcott produce ondas de Alfvén en una descarga de gas. ^[17]
• 1959: CH Kelley y J. Yenser producen ondas de Alfvén en la atmósfera ambiental.
• 1960: Coleman et al. informan sobre la medición de las ondas de Alfvén mediante el magnetómetro a bordo de los satélites Pioneer y Explorer . ^[18]
• 1961: Sugiura sugiere evidencia de ondas hidromagnéticas en el campo magnético de la Tierra. ^[19]
• 1961: Jameson estudia los modos y resonancias normales de Alfvén en sodio líquido.
• 1966: RO Motz genera y observa ondas de Alfvén en mercurio . ^[20]
• 1970: Hannes Alfvén gana el Premio Nobel de Física de 1970 por "su trabajo fundamental y sus 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 . ^[21]
• 1977: Mendis e Ip sugieren la existencia de ondas hidromagnéticas en la coma del cometa Kohoutek . ^[22]
• 1984: Roberts et al. predicen la presencia de ondas MHD estacionarias en la corona solar ^[23] y abren el campo de la sismología coronal .
• 1999: Aschwanden et al. ^[24] y Nakariakov et al. informan sobre la detección de oscilaciones transversales amortiguadas de los bucles coronales solares observados con el generador de imágenes ultravioleta extremo (EUV) a bordo del Transition Region And Coronal Explorer ( TRACE ), interpretadas como oscilaciones de torcedura estacionaria (o "alfvénicas") de los bucles. Esto confirma la predicción teórica de Roberts et al. (1984).
• 2007: Tomczyk et al. informaron sobre la detección de ondas alfvénicas en imágenes de la corona solar con el instrumento Coronal Multi-Channel Polarimeter (CoMP) en el Observatorio Solar Nacional de Nuevo México. ^[25] Sin embargo, estas observaciones resultaron ser ondas de torsión de estructuras de plasma coronal. ^[26] doi:10.1051/0004-6361/200911840
• 2007: Se publicó un número especial sobre el observatorio espacial Hinode en la revista Science . ^[27] Las firmas de ondas de Alfvén en la atmósfera coronal fueron observadas por Cirtain et al., ^[28] Okamoto et al., ^[29] y De Pontieu et al. ^[30] Al estimar la densidad de energía de las ondas observadas , De Pontieu et al. han demostrado que la energía asociada con las ondas es suficiente para calentar la corona y acelerar el viento solar .
• 2008: Kaghashvili et al. utilizan fluctuaciones de ondas impulsadas como herramienta de diagnóstico para detectar ondas de Alfvén en la corona solar. ^[31]
• 2009: Jess et al. detectan ondas torsionales de Alfvén en la cromosfera estructurada del Sol utilizando el Telescopio Solar Sueco . ^[12]
• 2011: Se demuestra que las ondas de Alfvén se propagan en una aleación de metal líquido hecha de galio . ^[32]
• 2017: El modelado numérico 3D realizado por Srivastava et al. muestra que las ondas Alfvén de alta frecuencia (12–42 mHz) detectadas por el Telescopio Solar Sueco pueden transportar energía sustancial para calentar la corona interna del Sol. ^[13]
• 2018: Utilizando observaciones de imágenes espectrales, inversiones no LTE y extrapolaciones de campos magnéticos de atmósferas de manchas solares, Grant et al. encontraron 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 dichos modos de onda Alfvén. ^[14]
• 2024: Se cree que las ondas de Alfvén están detrás de una pérdida de energía menor a la esperada en los chorros de viento solar hasta la órbita de Venus , según observaciones de la sonda solar Parker y el Solar Orbiter con solo dos días de diferencia. ^[15]

Véase también

• Superficie de Alfvén
• Magnetohidrodinámica computacional
• Electrohidrodinámica
• Bomba electromagnética
• Ferrofluido
• Medidor de flujo magnético
• Turbulencia magnetohidrodinámica
• Generador MHD
• Sensor MHD
• Sal fundida
• Estabilidad del plasma
• Choques y discontinuidades (magnetohidrodinámica)

Referencias

1. Iwai, K; Shinya, K,; Takashi, K. y Moreau, R. (2003) "Cambio de presión que acompaña a las ondas de Alfvén en un metal líquido" Magnetohydrodynamics 39(3): pp. 245-250, página 245
2. Chen, FF (2016). Introducción a la física del plasma y la fusión controlada (3.ª ed.). Suiza: Springer International Publishing. págs. 55, 126–131.
3. Gedalin, M. (1993). "Ondas lineales en magnetohidrodinámica anisotrópica relativista". Physical Review E . 47 (6): 4354–4357. Bibcode :1993PhRvE..47.4354G. doi :10.1103/PhysRevE.47.4354. PMID  9960513.
4. Alfvén, Hannes (1942). «Existencia de ondas electromagnéticas e hidrodinámicas». Nature . 150 (3805): 405–406. Código Bibliográfico :1942Natur.150..405A. doi :10.1038/150405d0. S2CID  4072220.
5. Bart de Pontieu (18 de diciembre de 1997). «Espículas cromosféricas impulsadas por ondas de Alfvén». Instituto Max-Planck de Física Extraterrestre. Archivado desde el original el 16 de julio de 2002. Consultado el 1 de abril de 2012 .
6. Gerhard Haerendel (1992). "Ondas de Alfven débilmente amortiguadas como impulsoras de espículas cromosféricas solares". Nature . 360 (6401): 241–243. Bibcode :1992Natur.360..241H. doi :10.1038/360241a0. S2CID  44454309.
7. Tomczyk, S.; McIntosh, SW; Keil, SL; Judge, PG; Schad, T.; Seeley, DH; Edmondson, J. (2007). "Ondas de Alfven en la corona solar". Science . 317 (5842): 1192–1196. Bibcode :2007Sci...317.1192T. doi :10.1126/science.1143304. PMID  17761876. S2CID  45840582.
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9. Karen Fox (27 de julio de 2011). «SDO detecta energía extra en la corona solar». NASA . Consultado el 2 de abril de 2012 .
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11. Borovsky, JE (5 de enero de 2023). "Investigación adicional sobre el efecto de las fluctuaciones del viento solar en sentido ascendente en el acoplamiento viento solar/magnetosfera: ¿es real el efecto?". Frontiers in Astronomy and Space Sciences . 9 : 1–18. doi : 10.3389/fspas.2022.975135 .
12. Jess, David B.; Mathioudakis, Mihalis; Erdélyi, Robert; Crockett, Philip J.; Keenan, Francis P.; Christian, Damian J. (20 de marzo de 2009). "Ondas de Alfvén en la atmósfera solar inferior". Science . 323 (5921): 1582–1585. arXiv : 0903.3546 . Bibcode :2009Sci...323.1582J. doi :10.1126/science.1168680. hdl :10211.3/172550. ISSN  0036-8075. PMID  19299614. S2CID  14522616.
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Lectura adicional

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Enlaces externos

• Detectan misteriosas ondas solares Dave Mosher 2 de septiembre de 2007 Space.com
• Notificación de EurekAlert! del número especial de Ciencia del 7 de diciembre de 2007
• Notificación de EurekAlert!: "Los científicos encuentran la solución al enigma solar"