EL VIENTO SOLAR Dr. Ricardo F. Gonzalez

Presentación del tema: "EL VIENTO SOLAR Dr. Ricardo F. Gonzalez"— Transcripción de la presentación:

1 EL VIENTO SOLAR Dr. Ricardo F. Gonzalez
Centro de Radioastronomia y Astrofisica (CRyA-UNAM)

2 - Propiedades físicas del Sol
● Introducción - Propiedades físicas del Sol - El viento solar (VS) ● Actividad Solar - manchas solares - “lazos” coronales, - Emisiones de masa coronal [CMEs] ● Modelo de la interacción de CMEs con el VS ● Resumen y Conclusiones

3  Introducción  El Sol por ser la estrella más cercana, es la fuente de luz y calor para la vida en la Tierra  Nuestra visión actual del Sol se basa tanto en observaciones como en cálculos teóricos  La fuente mas importante de la energía solar son las reacciones nucleares en su núcleo (H -> He) – Secuencia Principal  Algunas de sus propiedades físicas principales son: Masa M= 2 X 1030 kg (~ Masa de la Tierra) Radio R= 7 x 1010 cm (~100 Radio de la Tierra) Luminosidad L= 3.8x 1026 Watts (Energía por unidad de tiempo) <=> 4 millones de toneladas de masa en energía/seg Temperatura: en su superficie Te= 5785 K , en el núcleo Tc= 15 millones de K Edad t= 4500 millones de años

4 ▪ El Sol se encuentra a la mitad de su vida (Secuencia Principal)
▪ Al agotarse el H en su nucleo se convertira en una estrella Gigante Roja (sobrepasando la orbita de la Tierra!) ▪ Se formara una nebulosa planetaria con una estrella enana blanca en su centro

5 Estructura del Sol (1) Nucleo (2) Zona radiativa (3) Zona convectiva
(4) Fotosfera (5) Cromosfera (6) Corona (7) Viento Solar

6 La atmosfera solar presenta 3 diferentes capas:
 Fotosfera  Cromosfera  Corona

7 Fotosfera: Emite la mayor parte de la luz visible del Sol
Es considerada la superficie solar Temperatura efectiva ~ 5800 K Espesor ~ 3 x 107 cm (300 km)

8 Cromosfera: Capa exterior de la fotosfera (visible en los eclipes de sol) Temperatura ~ 6000 K -> K Espesor ~ 109 cm ( km)

9 Corona: Se extiende por mas de 1 Millon de km (algunos radios solares)
Alcanza una temperatura T~106 K En la corona es donde se produce el “viento solar ”

10 Viento Solar:  El Sol emite tanto radiación como partículas. El flujo de estas partículas es llamado “viento solar”, el cual se desplaza por el espacio interplanetario  El viento solar fluye en todas direcciones a velocidades de ~ 500 km/s, y con una tasa de eyeccion de masa de ~ Msol/yr  Su densidad a 1 AU (distancia Tierra-Sol) es ~ 10 partículas/cm3

11 Variacion de la Temperatura del gas en la Atmosfera Solar con la altura

12 ● Actividad solar ▪ Las diferentes formas de energia en el Sol no son constantes, varian espacial y temporalmente. A estos cambios se les conoce como “actividad solar”. ▪ La eyeccion de energia del sol se presenta de dos formas distintas: - Radiacion electromagnetica - Emision de particulas cargadas: viento solar (protones, electrones, iones de elementos pesados) rayos cosmicos (protones, nucleos de He de muy alta energia)

13 ▪ Una de las muestras mas claras de la actividad solar son las “manchas solares (sunspots)”
▪ Se observan oscuras debido a su menor temperatura que el medio circundante (~1500 K de diferencia) ▪ Estas ocurren cuando las lineas de campo magnetico emergen del interior del sol para formar “lazos” por encima de su superficie ▪ Si el gas fluye a lo largo del lazo se forma una estructura visible llamada “lazo coronal”

14 Manchas solares observadas con el SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) de la Nasa.
▪ Las manchas solares presentan una temperatura superficial ~ K las cuales contrastan con el material circundante a ~6000 K. ▪ El intenso campo magnetico en las manchas impide la conveccion causando esta zonas de menor temperatura

15 tanto como nuestro planeta.
Las manchas solares son estructuras muy grandes, algunas tanto como nuestro planeta. La estructura granular de superficie se debe a la capa convectiva del Sol.

16  Los “lazos coronales” son flujos magneticos fijos en sus extremos
 Son una consecuencia directa de la torcedura de las lineas de campo magnetico del Sol  Se encuentran manchas solares en sus puntos base  El flujo magnetico empuja material a traves de la fotosfera exponiendo zonas mas frias

17 La rotacion del Sol mas rapida en el ecuador (rotacion diferencial) arrastra las lineas de campo magnetico formando estructuras de “lazos”

18 Los lazos coronales presentan diferentes escalas, anclados en la fotosfera. Entre ellos se presentan flujos de particulas que dan origen al viento solar

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20 Imagen en luz UV del satelite TRACE (Transition Region and Coronal Explorer; NASA) donde se muestran “lazos coronales” que reflejan la compleja estructura del las lineas de campo magnetico.

21 Imagen del TRACE donde se observan lazos coronales con T~ 106 K que contrastan con la cromosfera

22 Imagen del TRACE en tres bandas (colores falsos)
Azul – 171 Ǻ Verde – 195 Ǻ Rojo – 284 Ǻ Estos filtros son sensibles a la emision de gas con T~ 1 y 2 MK

23 Imagen en rayos X con el satelite YOHKOH.
Se pueden observar estructuras coronales con T> 2 MK

24 ▪ Las prominencias solares ascienden desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150 000 km
▪ Su presencia esta asociada al llamado “ciclo solar” ▪ El rompimiento de lazos coronales es un fenomeno muy violento que da lugar a eventos explosivos (p.e. rafagas solares y eyecciones de masa coronal) ▪ Al llegar a la Tierra se producen las “tormentas solares”, en las cuales se dañan los sistemas de comunicaciones y circuitos eléctricos

25 ▪ Se le llama ciclo solar a la variacion periodica (11 anos) de la cantidad de manchas, rafagas y protuberancias – inversion del campo magnetico, rotacion diferencial del Sol ▪ El próximo máximo solar ocurrirá en el año 2012 !

26 Imágenes en Rayos X del disco solar (Yohkoh) durante 1991-1995 (fase descendiente)

27 Rafagas solares Es uno de los fenomenos mas violentos que ocurren en el Sol Ocurren en zonas activas del Sol (cerca de manchas solares) Se presenta eyeccion de material con estructuras filamentarias

28 Emisiones de Masa Coronal (CMEs)
▪ Probablemente la manifestacion mas espectacular de la actividad en la corona solar ocurre durante las llamadas “Emisiones de Masa Coronal” Imagen de una CME tomada desde el espacio con el SOHO (Solar and Heliospheric Observatory; NASA)

29 ▪ Las CMEs son enormes burbujas de gas ( g; billones de toneladas de plasma) expulsadas de la corona solar durante periodos de tiempo de algunas horas ▪ Las velocidades de eyeccion de las CMEs oscilan entre algunos cientos de kilometros por segundo, alcanzando en algunos casos ~1000 Km/s ▪ Al llegar a la Tierra, las CMEs alteran las telecomunicaciones ▪ Es por ello que es importante desarrollar modelos teoricos que sean capaces de predecir parametros fisicos (tales como tiempos de arribo a la Tierra) de las CMEs

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31 ● El Modelo 2005, MNRAS, 357, 572 Canto, J. (IA-UNAM)
“The dynamics of velocity fluctuations in the solar wind – I. Coronal Mass Ejections”, 2005, MNRAS, 357, 572 Canto, J. (IA-UNAM) Gonzalez, R.F. (CRyA-UNAM) Raga, A.C. (ICN-UNAM) De Gouveia Dal Pino, E.M. (IAG-USP) Lara, A. (IG-UNAM) Gonzalez-Esparza, J.A. (IG-UNAM) Corona, P. (IG-UNAM)

32  Modelo semianalitico desarrollado para estudiar la evolucion dinamica de las CMEs
 Adoptamos un escenario de colision de vientos, en el cual un viento rapido (CME) interacciona con un viento mas lento (viento solar) dando lugar a la formacion de ondas de choque  Las ondas de choque son regiones donde los parametros fisicos de un gas (densidad, temperatura, presion y velocidad) cambian bruscamente La interaccion de los dos vientos forma una estructura de dos choques (WS)

33 Suposiciones del modelo:
 Viento solar estacionario que se desplaza en el MIP con velocidad supersonica constante v0  Tasa de inyeccion de masa inicial constante Mp0 ( o densidad de inyeccion 0 ; Mp0= 4  r0 0 v0)  Durante la CME, los parametros del viento cambian bruscamente por factores a ( a > 1 ) y b ( o c ), respectivamente

34 Comportamiento de la velocidad de WS como funcion de distancia:
Fase inicial de velocidad constante vws= σ v0 ; donde 1 < σ < a Fase de aceleracion ( vws -> v0 )

35 I. Requerimos para aplicar el modelo:
1. La velocidad del viento solar ambiente ( v0 ) 2. Los factores de cambio de velocidad y perdida de masa ( a ; b o c ) 3. La duracion de la CME ( Δt ) II. Obtenemos del modelo: 1. Tiempo de arribo ( ta ) de la CME a la Tierra (1 UA) 2. Velocidad final ( vf ) de la CME (a 1 UA) 3. Aceleracion promedio ( ac ) de la CME

36 Resultados del modelo:
c = 2 Δt = 2.5 hr Velocidad final como funcion del tiempo de arribo Datos de observacion del SOHO de 47 CME (puntos)

37 Aceleracion media como funcion de la velocidad inicial (σ v0)

38 Tiempo de arribo como funcion de la velocidad de inyeccion ( σ v0 )

39 ● Resumen y Conclusiones
◊ Las estrellas emiten no solo radiación, sino también partículas. La eyección de este material en forma continua es llamada “viento estelar” ◊ Un viento estelar esta caracterizado por dos parámetros fundamentales: velocidad de eyección y tasa de perdida de masa ◊ El viento solar se desplaza (en todas direcciones) a través del MI con una velocidad promedio de ~ 500 km/s y su tasa de perdida de masa es de 10-14 Msol/yr

40 como “actividad solar”.
◊ La variabilidad de las diferentes formas de energía en el Sol se le conoce como “actividad solar”. Dentro de ella se presentan fenómenos físicos como: Manchas solares, “Lazos” Coronales, Ráfagas solares, Emisiones de Masa Coronal (CMEs) ◊ Desarrollamos un modelo teórico para estudiar la interacción de las CMEs con el “viento solar” ambiente ◊ Encontramos que nuestro modelo es capaz de explicar parámetros dinámicos de las CMEs tales como velocidades y tiempos de arribo a la Tierra