Tormenta Solar: 24-12-2012 : Interacciones entre lo rápido y lo lento...

Los pronosticadores de NOAA estiman una probabilidad de 10% a 20% de tormentas geomagnéticas el 24 de diciembre en respuesta a un círculo o "región de interacción y co-rotación". Un CIR es un límite entre rápidas y lentas-corrientes de movimiento en el viento solar. Cruzando un CIR, como va a hacer Tierra en vísperas de Navidad, puede despertar tormentas magnéticas y auroras.


"Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams."

"región de interacción y co-rotación".

Por esta actividad se sugiere que el pronóstico a largo plazo podría ser tempestuoso. En una o dos semanas, las regiones activas actualmente en la mayoría girararán hacia la Tierra, posiblemente envien algunas bengalas y eyecciones .

 

 Interacciones entre lo rápido y lo lento...

 Un observador fijo relativamente cercano al plano ecuatorial solar observará sucesivas, rápidas y también lentas corrientes de viento solar durante gran parte del Ciclo Solar. ¿Qué interacciones existen entre estas corrientes? Obviamente, debe haber interacciones porque el plasma de la secuencia rápida alcanza y supera el plasma de la secuencia lenta. Figura 11.8 [Hundhausen, 1972] muestra las predicciones cualitativas de este escenario: formación de una región de compresión en la parte posterior de la secuencia lenta, la probable formación de un choque que emana de la región de compresión (probablemente dos, como semillas más abajo) y una región de vacuo en la parte trasera del vapor rápido, todos con características y variaciones en las variables de campo y plasma. Intuitivamente puede verse que estas regiones de interacción en formas de espirales que pueden envolverse varias veces alrededor del Sol. Estas regiones se denominan '' regiones de interacción y co-rotación'' o CIRs ya que co-rotan con el Sol.

 

Figura 11.8: Ilustración esquemática de un flujo rápido que interactua con una secuencia lenta [Hundhausen, 1972].

Las regiones de interacción Co-rotativas no son siempre limitadas por choques. La razón es que la formación de choque ocurre debido a la escarpadas  no lineal de ondas, por lo que requiere varias veces escarpadas no lineales antes de un choque sea formado. Ya que la mayoría CIRs no tienen choques en 1 AU pero se han escarpado en choques por 2 AU, empíricamente el tiempo del escarpado no lineal debe ser del orden de 4 días. (Ejercicio: por qué?) La razón de por qué dos choques se formaron en un CIR es debido a la simetría sobre el aumento de la presión producida por la compresión y entrando del viento lento por delante de la secuencia rápida (Figura 11.9 [Gosling, 1996]): los choques son por lejos el aumento de la presión en ambas direcciones, resultando en un llamado '' hacia adelante-atrás choque par '' en el que se propaga el choque adelante lejos del Sol mientras el choque inverso se propaga hacia el Sol, pero se lleva a cabo con el solar flujo del viento.

Figura 11.9: Para el análisis de época superpuestas de los parámetros de plasma para CIRs [Gosling et al., 1996]. Tenga en cuenta la región de compresión y pulso de presión bien definida en la parte modificada de la secuencia lenta.

Figura 11.10 [Hundhausen, 1973; Gosling, 1996] muestra los resultados de las simulaciones de MHD 1-D de este proceso. Tenga en cuenta la formación de un aumento de la presión con unidades de golpes hacia adelante y hacia atrás con la formación de un aumento de dos paso característico en el flujo de velocidad con una posterior lenta caída a la velocidad lenta (en la región de vacuo). A primera vista, este perfil de dos pasos es inconsistente con el choque hacia adelante y hacia atrás, siendo los choques de modo rápido. Sin embargo, esto es un efecto de marco de referencia: en el marco de la descarga inversa la velocidad aguas arriba (secuencia rápida sin perturbar en épocas posteriores) es mayor que la velocidad de aguas a bajo (épocas anteriores). De hecho, las condiciones de Rankine-Hugoniot de flujo de masa a través de la descarga en el marco de la descarga (ecuación 4.17) pueden utilizarse con las velocidades de flujo ascendente y descendente observada para calcular la velocidad de descarga; es decir:

Figura 11.10: Evolución hacia un estado CIR de una región de alta temperatura impuestas en el límite interno del viento solar [Hundhausen, 1973]. Tenga en cuenta el desarrollo de los choques, un pulso de presión y el aumento de dos pasos característicos y decaimiento de la velocidad del viento solar. Sí, es una

Figura 11.11 [Smith, 1985] se muestra la evolución observada de un círculo de 1 AU 4.2 AU. Tenga en cuenta las pruebas de campo magnético y compresión de plasma a 1 UA, pero una ausencia de perturbaciones, que evolucionó a un buen ejemplo de un par de golpes hacia adelante-atrás y CIR por 4.2 AU.

Figura 11.11: Figura de Smith [1985] se describe en el texto.

Estos y otros eventos similares pueden compararse con los resultados de las simulaciones de MHD: Figura 11.12 [Gosling et al., 1976; Pizzo, 1985] ilustra el muy buen acuerdo entre la observación y la teoría disponible usando sólo MHD.

Figura 11.12: El panel superior muestra los perfiles de densidad del plasma observados por IMP 7 cerca de 1 AU y por Pioneer 10 cerca de 4.5 AU. El panel inferior compara la estructura de densidad de Pioneer 10 medida con predicha por un código de MHD 1-D usando los datos de 7 IMP como entrada. Un muy buen acuerdo es evidente [Gosling et al.,] 1976.

Figura 11.13 ilustra la bobina arriba de CIRs (y la espiral de Arquímedes) a grandes distancias heliocéntricas, donde claramente puede tener efectos importantes en el plasma.

Figura 11.13: Simulación de MHD de corrientes (1) de alta velocidad que provocar el desarrollo de la estructura de la CIR y (2) la propagación de choques transitorios que también modifica la estructura CIR (particularmente dos paneles de fondo) [Akasofu y Jakamada, 1983].

Las ondas de choque y estructuras asociadas de CIRs son importantes en numerosas formas auxiliares del viento solar. Por ejemplo, CIRs disipan la energía en arroyos y rápidas desaceleración y calientan el plasma, mientras que las regiones de compresión magnético y turbulencia asociada a golpes pueden dispersar los rayos cósmicos. Además, se pueden acelerar partículas en los choques CIR. Los choques y la mayor parte de la estructura de plasma de CIRs se combina juntos y principalmente se suavizan más allá de unos 20 AU. Sólo las regiones de compresión magnético tienden a persistir en la heliosfera exterior más allá de 20 UA. Estos efectos se discuten más en conferencias 12 y 20.

Iver Cairns
Wed Sep 1 15:14:08 EST 1999

Traducción: El Quelonio Volador