EL VIENTO SOLAREL VIENTO SOLAR

Dr. Ricardo F. Gonzalez Dr. Ricardo F. Gonzalez

Centro de Radioastronomia y Centro de Radioastronomia y Astrofisica (CRyA-UNAM) - 2010Astrofisica (CRyA-UNAM) - 2010

● ● IntroducciónIntroducción

- - Propiedades físicas del SolPropiedades físicas del Sol - - El viento solarEl viento solar (VS)(VS)

● ● Actividad Solar Actividad Solar - - manchas solaresmanchas solares - “lazos” coronales, - “lazos” coronales, - Emisiones de masa coronal [CMEs] - Emisiones de masa coronal [CMEs]

● ● Modelo de la interacción de CMEs con el VSModelo de la interacción de CMEs con el VS

● ● Resumen y ConclusionesResumen y Conclusiones

IntroducciónIntroducción

El SolEl Sol por ser la estrella más cercana, es la fuente de luz y calor por ser la estrella más cercana, es la fuente de luz y calor para la vida en la Tierra para la vida en la Tierra

Nuestra visión actual del Sol se basa tanto en Nuestra visión actual del Sol se basa tanto en observacionesobservaciones como en como en cálculos teóricoscálculos teóricos

La fuente mas importante de la energía solar son las La fuente mas importante de la energía solar son las reaccionesreacciones nucleares nucleares en su núcleo (H -> He) – Secuencia en su núcleo (H -> He) – Secuencia PrincipalPrincipal

Algunas de sus propiedades físicas principales son:Algunas de sus propiedades físicas principales son: Masa M= 2 X 10Masa M= 2 X 103030 kg ( kg (~300 000 Masa de la Tierra)~300 000 Masa de la Tierra) Radio R= 7 x 10Radio R= 7 x 101010 cm ( cm (~100 Radio de la Tierra)~100 Radio de la Tierra) Luminosidad L= 3.8x 10Luminosidad L= 3.8x 102626 Watts Watts (Energía por unidad de (Energía por unidad de

tiempo) tiempo) <=> 4 millones de toneladas de masa en <=> 4 millones de toneladas de masa en

energía/segenergía/seg Temperatura: en su superficie Te= 5785 K ,Temperatura: en su superficie Te= 5785 K ,

en el núcleo Tc= 15 millones de K en el núcleo Tc= 15 millones de K Edad t= 4500 millones de añosEdad t= 4500 millones de años

▪ ▪ El Sol se encuentra a la mitad de su vida (Secuencia El Sol se encuentra a la mitad de su vida (Secuencia Principal)Principal)

▪ ▪ Al agotarse el H en su nucleo se convertira en una Al agotarse el H en su nucleo se convertira en una estrella Gigante Roja (sobrepasando la orbita de la Tierra!)estrella Gigante Roja (sobrepasando la orbita de la Tierra!)

▪ ▪ Se formara una nebulosa planetaria con una estrella Se formara una nebulosa planetaria con una estrella enana blancaenana blanca

en su centroen su centro

(1) Nucleo(1) Nucleo

(2) Zona radiativa(2) Zona radiativa

(3) Zona convectiva(3) Zona convectiva

(4) Fotosfera(4) Fotosfera

(5) Cromosfera(5) Cromosfera

(6) Corona(6) Corona

(7) Viento Solar(7) Viento Solar

Estructura del Estructura del SolSol

La atmosfera solar presenta 3 diferentes La atmosfera solar presenta 3 diferentes capas:capas:

FotosferaFotosfera CromosferaCromosfera CoronaCorona

FotosferaFotosfera: : Emite la mayor parte de la luz visible del Emite la mayor parte de la luz visible del SolSol

Es considerada la superficie solarEs considerada la superficie solar Temperatura efectiva Temperatura efectiva ~ 5800 K ~ 5800 K Espesor ~ 3 x 10Espesor ~ 3 x 1077 cm (300 km) cm (300 km)

CromosferaCromosfera: :

Capa exterior de la Capa exterior de la fotosfera (visible en los fotosfera (visible en los eclipes de sol)eclipes de sol)

Temperatura ~ 6000 K Temperatura ~ 6000 K -> 50 000 K-> 50 000 K

Espesor ~ 10Espesor ~ 1099 cm cm (10 000 km)(10 000 km)

CoronaCorona:: Se extiende por mas Se extiende por mas de 1 Millon de km de 1 Millon de km (algunos radios (algunos radios solares)solares)

Alcanza una Alcanza una temperatura T~10temperatura T~1066 KK

En la En la coronacorona es es donde se produce el donde se produce el ““viento solarviento solar ” ”

Viento SolarViento Solar::

El Sol emite tanto El Sol emite tanto radiaciónradiación como como partículaspartículas. El flujo . El flujo de estas partículas es llamado “de estas partículas es llamado “viento solarviento solar”, el cual ”, el cual se desplaza por el espacio interplanetariose desplaza por el espacio interplanetario

El El viento solarviento solar fluye en todas direcciones a fluye en todas direcciones a velocidades de velocidades de ~ 500 km/s, y con una tasa de ~ 500 km/s, y con una tasa de eyeccion de masa de ~ 10eyeccion de masa de ~ 10-14 -14 MMsolsol/yr/yr

Su densidad a 1 AU (distancia Tierra-Sol) es ~ 10 Su densidad a 1 AU (distancia Tierra-Sol) es ~ 10 partículas/cmpartículas/cm33

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

● ● Actividad solarActividad solar

▪ ▪ Las diferentes formas de energia en el Sol no son Las diferentes formas de energia en el Sol no son constantes, varian espacial y temporalmente. A estos constantes, varian espacial y temporalmente. A estos cambios se les conoce como “cambios se les conoce como “actividad solaractividad solar”.”.

▪ ▪ La eyeccion de energia del sol se presenta de dos formas La eyeccion de energia del sol se presenta de dos formas distintas:distintas:

- - Radiacion electromagneticaRadiacion electromagnetica

- - Emision de particulas cargadas:Emision de particulas cargadas:

viento solar (protones, electrones, iones de elementos viento solar (protones, electrones, iones de elementos pesados)pesados)

rayos cosmicos (protones, nucleos de He de muy alta rayos cosmicos (protones, nucleos de He de muy alta energia)energia)

▪ ▪ Una de las muestras mas claras de la actividad solar son las Una de las muestras mas claras de la actividad solar son las ““manchas solaresmanchas solares (sunspots)” (sunspots)”

▪ ▪ Se observan oscuras debido a su menor temperatura que el Se observan oscuras debido a su menor temperatura que el medio circundante (medio circundante (~1500 K de diferencia~1500 K de diferencia))

▪ ▪ Estas ocurren cuando las lineas de campo magnetico Estas ocurren cuando las lineas de campo magnetico emergen del interior del sol para formar “emergen del interior del sol para formar “lazoslazos” por encima de ” por encima de su superficiesu superficie

▪ ▪ Si el gas fluye a lo largo del lazo se forma una estructura Si el gas fluye a lo largo del lazo se forma una estructura visible llamada “visible llamada “lazo coronallazo coronal””

Manchas solares observadas con el SOHO (Solar and Manchas solares observadas con el SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) de la Nasa.Heliospheric Observatory) de la Nasa.

▪ ▪ Las manchas solares presentan una temperatura Las manchas solares presentan una temperatura superficial superficial ~4000-4500 K las cuales contrastan con el ~4000-4500 K las cuales contrastan con el material circundante a ~6000 K.material circundante a ~6000 K.

▪▪ El intenso campo magnetico en las manchas impide la El intenso campo magnetico en las manchas impide la conveccion causando esta zonas de menor temperaturaconveccion causando esta zonas de menor temperatura

Las Las manchas solaresmanchas solares son estructuras muy grandes, son estructuras muy grandes, algunasalgunas

tanto como nuestro planeta. tanto como nuestro planeta. La La estructura granularestructura granular de superficie se debe a la de superficie se debe a la capa capa

convectivaconvectiva del Sol. del Sol.

Los “Los “lazos coronaleslazos coronales” son ” son flujos magneticosflujos magneticos fijos en sus fijos en sus extremosextremos

Son una consecuencia directa de la Son una consecuencia directa de la torcedura de las lineas de torcedura de las lineas de campocampo

magneticomagnetico del Sol del Sol

Se encuentran manchas solares en sus puntos baseSe encuentran manchas solares en sus puntos base

El El flujo magneticoflujo magnetico empuja material a traves de la fotosfera empuja material a traves de la fotosfera exponiendo zonas mas friasexponiendo zonas mas frias

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

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

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

Imagen del Imagen del TRACE donde TRACE donde se observan se observan lazos lazos coronales con coronales con TT~ 10~ 1066 K que K que contrastan contrastan con la con la cromosferacromosfera

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

Imagen en rayos X con el satelite YOHKOH.

Se pueden observar estructuras coronales con T> 2 MK

▪ ▪ Las prominencias solares ascienden desde la fotosfera Las prominencias solares ascienden desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta alcanzando alturas de hasta 150 000 km150 000 km

▪ ▪ Su presencia esta asociada al llamado “Su presencia esta asociada al llamado “ciclo solarciclo solar” ”

▪ ▪ El rompimiento de lazos coronales es un fenomeno muy El rompimiento de lazos coronales es un fenomeno muy violentoviolento que da lugar a eventos explosivos (p.e. que da lugar a eventos explosivos (p.e. rafagas solaresrafagas solares y y eyeccioneseyecciones de masa coronal)de masa coronal)

▪ ▪ Al llegar a la Tierra se producen las “Al llegar a la Tierra se producen las “tormentas solarestormentas solares”, ”, en lasen las cuales se dañan los sistemas de comunicaciones y cuales se dañan los sistemas de comunicaciones y circuitos circuitos eléctricoseléctricos

▪ ▪ Se le llama ciclo solar a la variacion periodica (Se le llama ciclo solar a la variacion periodica (11 anos) 11 anos) de la cantidad de manchas, rafagas y protuberancias – de la cantidad de manchas, rafagas y protuberancias – inversion del campo magnetico, rotacion diferencial del Solinversion del campo magnetico, rotacion diferencial del Sol

▪ ▪ El próximo máximo solar ocurrirá en el año 2012 !El próximo máximo solar ocurrirá en el año 2012 !

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

Rafagas solaresRafagas solares

Es uno de los fenomenos mas violentos que ocurren en Es uno de los fenomenos mas violentos que ocurren en el Solel Sol

Ocurren en zonas activas del Sol (cerca de manchas Ocurren en zonas activas del Sol (cerca de manchas solares)solares)

Se presenta eyeccion de material con estructuras Se presenta eyeccion de material con estructuras filamentariasfilamentarias

Emisiones de Masa Coronal (CMEs)Emisiones de Masa Coronal (CMEs)

▪ ▪ Probablemente la manifestacion mas espectacular de la Probablemente la manifestacion mas espectacular de la actividad en la corona solar ocurre durante las llamadas actividad en la corona solar ocurre durante las llamadas “Emisiones de Masa Coronal”“Emisiones de Masa Coronal”

Imagen de una CME tomada Imagen de una CME tomada desde el espacio con el SOHO desde el espacio con el SOHO (Solar and Heliospheric (Solar and Heliospheric Observatory; NASA)Observatory; NASA)

▪ ▪ Las CMEs son enormes burbujas de gas (10Las CMEs son enormes burbujas de gas (101515 - 10 - 101616 g; g; billones de toneladas de plasma) expulsadas de la corona billones de toneladas de plasma) expulsadas de la corona solar durante periodos de tiempo de algunas horassolar durante periodos de tiempo de algunas horas

▪ ▪ Las velocidades de eyeccion de las CMEs oscilan entre Las velocidades de eyeccion de las CMEs oscilan entre algunos cientos de kilometros por segundo, alcanzando en algunos cientos de kilometros por segundo, alcanzando en algunos casos algunos casos ~~1000 Km/s1000 Km/s

▪ ▪ Al llegar a la Tierra, las CMEs alteran las Al llegar a la Tierra, las CMEs alteran las telecomunicacionestelecomunicaciones

▪ ▪ Es por ello que es importante desarrollar modelos teoricos Es por ello que es importante desarrollar modelos teoricos que sean capaces de predecir parametros fisicos (tales que sean capaces de predecir parametros fisicos (tales como tiempos de arribo a la Tierra) de las CMEscomo tiempos de arribo a la Tierra) de las CMEs

● ● El ModeloEl Modelo

““The dynamics of velocity fluctuations in The dynamics of velocity fluctuations in the solar wind – I. Coronal Mass Ejections”,the solar wind – I. Coronal Mass Ejections”,

2005, MNRAS, 357, 5722005, MNRAS, 357, 572

Canto, J. (IA-UNAM)Canto, J. (IA-UNAM)

Gonzalez, R.F. (CRyA-UNAM)Gonzalez, R.F. (CRyA-UNAM)

Raga, A.C. (ICN-UNAM)Raga, A.C. (ICN-UNAM)

De Gouveia Dal Pino, E.M. (IAG-USP)De Gouveia Dal Pino, E.M. (IAG-USP)

Lara, A. (IG-UNAM)Lara, A. (IG-UNAM)

Gonzalez-Esparza, J.A. (IG-UNAM)Gonzalez-Esparza, J.A. (IG-UNAM)

Corona, P. (IG-UNAM)Corona, P. (IG-UNAM)

Modelo semianalitico desarrollado para estudiar la evolucion Modelo semianalitico desarrollado para estudiar la evolucion dinamica de las CMEsdinamica de las CMEs

Adoptamos un escenario de colision de vientos, en el cual un Adoptamos un escenario de colision de vientos, en el cual un viento rapido (viento rapido (CMECME) interacciona con un viento mas lento ) interacciona con un viento mas lento ((viento solarviento solar) dando lugar a la formacion de ondas de ) dando lugar a la formacion de ondas de choquechoque

Las ondas de choque son regiones donde los parametros Las ondas de choque son regiones donde los parametros fisicos de un gas (densidad, temperatura, presion y fisicos de un gas (densidad, temperatura, presion y velocidad) cambian bruscamentevelocidad) cambian bruscamente

La interaccion de los dos La interaccion de los dos vientos forma una estructura vientos forma una estructura de dos choques (WS)de dos choques (WS)

Suposiciones del modelo:Suposiciones del modelo:

Viento solar estacionario que se desplaza en el MIP con Viento solar estacionario que se desplaza en el MIP con velocidad supersonica constante velocidad supersonica constante vv00

Tasa de inyeccion de masa inicial constante Tasa de inyeccion de masa inicial constante MpMp0 0 ( o ( o densidad de inyeccion densidad de inyeccion 0 0 ;; MpMp00= 4 = 4 r r00 00 vv00))

Durante la CME, los parametros del viento cambian Durante la CME, los parametros del viento cambian bruscamente por factores bruscamente por factores aa ( ( a a > 1 ) y > 1 ) y b ( b ( oo c ) c ), , respectivamenterespectivamente

Comportamiento de la velocidad de WS como funcion de Comportamiento de la velocidad de WS como funcion de distancia:distancia:Fase inicial de velocidad constante Fase inicial de velocidad constante vws= vws= σσ v0 v0 ; donde 1 ; donde 1 < < σσ < < aaFase de aceleracion ( Fase de aceleracion ( vwsvws -> -> v0v0 ) )

II. . Requerimos para aplicar el modelo:Requerimos para aplicar el modelo:

1. La velocidad del viento solar ambiente (1. La velocidad del viento solar ambiente ( vv00 ))

2. Los factores de cambio de velocidad y perdida de masa ( 2. Los factores de cambio de velocidad y perdida de masa ( a a ; ; bb o o cc ))

3. La duracion de la CME ( 3. La duracion de la CME ( ΔΔtt ) )

II. Obtenemos del modelo:II. Obtenemos del modelo:

1. Tiempo de arribo ( 1. Tiempo de arribo ( ttaa ) de la CME a la Tierra (1 UA)) de la CME a la Tierra (1 UA)

2. Velocidad final ( 2. Velocidad final ( vvf f ) de la CME (a 1 UA)) de la CME (a 1 UA)

3. Aceleracion promedio ( 3. Aceleracion promedio ( aacc ) de la CME) de la CME

Resultados del Resultados del modelo: modelo:

c = 2c = 2

ΔΔt = 2.5 hrt = 2.5 hr

Velocidad final Velocidad final como funcion del como funcion del tiempo de arribotiempo de arribo

Datos de Datos de observacion del observacion del SOHO de 47 CME SOHO de 47 CME (puntos)(puntos)

Aceleracion media Aceleracion media como funcion de la como funcion de la velocidad inicial (velocidad inicial (σσ v0v0))

Tiempo de arribo Tiempo de arribo como funcion de la como funcion de la velocidad de velocidad de inyeccion ( inyeccion ( σσ v v00 ))

● Resumen y Conclusiones

◊ ◊ Las estrellas emiten no solo radiación, sino también Las estrellas emiten no solo radiación, sino también partículas. partículas. La eyección de este material en forma continua es llamadaLa eyección de este material en forma continua es llamada “ “viento estelarviento estelar””

◊ ◊ Un Un viento estelarviento estelar esta caracterizado por dos parámetros esta caracterizado por dos parámetros fundamentales:fundamentales: velocidad de eyección y tasa de perdida de masavelocidad de eyección y tasa de perdida de masa

◊ ◊ El El viento solarviento solar se desplaza (en todas direcciones) a través del se desplaza (en todas direcciones) a través del MI con unaMI con una velocidad promedio de velocidad promedio de ~ 500 km/s y su tasa de perdida de ~ 500 km/s y su tasa de perdida de masa es demasa es de 1010-14-14 M Msolsol/yr/yr

◊◊ La variabilidad de las diferentes formas de energía en el Sol La variabilidad de las diferentes formas de energía en el Sol se le conoce se le conoce

como “actividad solar”.como “actividad solar”. Dentro de ella se presentan fenómenos físicos como:Dentro de ella se presentan fenómenos físicos como:

Manchas solares, “Lazos” Coronales, Ráfagas solares, Manchas solares, “Lazos” Coronales, Ráfagas solares, Emisiones de Masa Coronal (CMEs)Emisiones de Masa Coronal (CMEs)

◊ ◊ Desarrollamos un modelo teórico para estudiar la interacción Desarrollamos un modelo teórico para estudiar la interacción de lasde las

CMEs con el “CMEs con el “viento solarviento solar” ambiente” ambiente

◊◊ Encontramos que nuestro modelo es capaz de explicar Encontramos que nuestro modelo es capaz de explicar

parámetrosparámetros dinámicos de las CMEs tales como velocidades y tiempos de dinámicos de las CMEs tales como velocidades y tiempos de

arribo aarribo a la Tierrala Tierra