Por Daniel Felipe Ipia Achury
Daniel es recién graduado del programa de Ingeniería Física de la Universidad Nacional de Colombia. Daniel realizó su proyecto como parte del RECA Program Internship 2024 bajo la supervisión del Dr. Carlos González, investigador asistente de la Universidad de Texas en Austin.
El viento solar es el flujo constante de plasma, formado principalmente por electrones, protones y una menor proporción de iones pesados, que es emitido desde la superficie del Sol y que permea todo el medio interplanetario. Durante décadas se ha estudiado la naturaleza de este en busca de entender sus procesos de formación y evolución, y cómo estos afectan a la Tierra y otros planetas del sistema solar (lo que se conoce como el clima espacial). Los avances en su entendimiento han sido significativos desde su descubrimiento en la década de los 60s, pero son muchos los interrogantes que aún existen. Por ejemplo, fenómenos interesantes, como el calentamiento o la aceleración del viento solar durante su expansión mientras se aleja de la fuente de calor (en contra de la intuición), carecen de una explicación hasta el momento. Entender cómo evoluciona el viento solar puede resultar difícil debido a su naturaleza turbulenta y propiedades caóticas, sin embargo, podríamos acercarnos a una explicación de varios de sus fenómenos a través de un elemento tan sencillo como un resorte.
En la actualidad el viento solar se estudia gracias al análisis de sus propiedades macroscópicas usando mediciones in-situ. Gracias a esto hoy sabemos, por ejemplo, que las propiedades del viento solar dependen, entre otras, de su origen y evolución. Históricamente el viento ha sido clasificado acorde a su velocidad: El viento solar rápido (o vientos con velocidades > 500 km/s), cuyo origen proviene principalmente de regiones polares del Sol y agujeros coronales, y el viento solar lento (o vientos con velocidades < 500 km/s), que se cree proviene de regiones cercanas a su ecuador, donde el campo magnético se hace complejo. Pero no es la única opción, también es posible clasificar el viento en función de otras propiedades. Una de ellas es el uso de la composición de ondas de Alfvén que se propagan en el plasma.
Figura 1. ¿De dónde provienen los tipos de viento solar lento y rápido?, Diagrama realizado por Daniel F. Ipia-Achury.
Veámoslo de manera más simple. En el viento solar un campo magnético producido por el mismo Sol atraviesa el plasma emitido desde la superficie solar y las ondas de Alfvén son un modo normal de vibración de este plasma. Cuando se perturba el plasma se tiene una propagación de una perturbación a lo largo de las líneas de campo magnético asociado, sin embargo, imaginar a un plasma fluctuar puede ser difícil (está en el espacio y… ¡es invisible!). Podríamos entender mejor lo anterior utilizando elementos oscilatorios sencillos como una cuerda tensada o resortes, pues es más fácil ver un pulso viajando por una cuerda que en el viento solar. Entonces, así como veríamos una “cresta” moviéndose por una cuerda veríamos fluctuaciones viajar a través de las líneas del campo magnético. Lo anterior es fundamental dentro de la clasificación del viento basado en las ondas de Alfvén ya que esta se basa en la dirección de esas fluctuaciones: si van para adelante-atrás, son perpendiculares o van en otra dirección.
Uno de los tipos de viento según este enfoque es el viento solar Alfvénico. Este tipo de viento puede explicarse a través de las oscilaciones en un resorte que ocurren en la misma dirección que está el muelle. Así, el resorte se estira y se comprime como lo veríamos en un colchón de resortes. El caso contrario es el caso del viento solar no-Alfvénico, en el que las oscilaciones ocurren de manera no paralela al resorte, llevando a un estado pendular, pero sin llegar a estirarlo o comprimirlo. En la práctica una forma de caracterizar esta propiedad es a través de la helicidad cruzada normalizada, que es una medida que determina el balance o desbalance de ondas que se propagan a lo largo de la dirección del sentido del campo magnético medio del plasma o en otra dirección.
Figura 2. Boing-Boing, la sonda WIND frente al viento solar alrededor del Sol. Caricatura realizada por Daniel F. Ipia-Achury.
Este tipo de clasificación del viento se ha empezado a utilizar porque realizar una clasificación sólo en términos de la velocidad es una opción limitada ya que estudios recientes han mostrado la existencia de vientos como el solar Alfvénico lento. En este trabajo de pasantía tuvimos la oportunidad de caracterizar las propiedades del viento solar a través del espectro de energía y la dependencia temporal de la amplitud de fluctuaciones del campo magnético, como de las propiedades de la compresibilidad (densidad de partículas y compresibilidad magnética) para distintos tipos de vientos: Alfvénico rápido (FA), Alfvénico lento (SA), y no-Alfvénico (NA). Para esto se usaron 20 años de la misión espacial WIND (1999 a 2019), identificando intervalos suficientemente largos que permitieran realizar un análisis estadístico de las propiedades macroscópicas para cada uno de los tres tipos de viento. Así se obtuvieron 363 intervalos en total —196 (FA), 63 (SA) y 104 (NA)— que corresponden a mediciones de emisiones de viento solar de más de diez mil horas. Los resultados serán mostrados a continuación.
Del análisis realizado se obtuvo inicialmente el espectro de energía del campo magnético para los tres tipos de vientos estudiados. Un espectro de energía nos ayuda a ver cómo se distribuye la energía en un sistema físico. Tal como un ecualizador puede descomponer una canción en agudos y graves (a través de transformadas de Fourier), en un espectro de energía se puede hacer lo mismo para describir cómo se comporta la energía de las fluctuaciones para escalas de tiempo grandes (conocidas como rango MHD) y escalas intermedias (rango inercial) en el viento solar. Esto fue utilizado para establecer la relación matemática que describe qué tan rápido decae la energía de las fluctuaciones en el sistema, lo que se conoce como índice espectral α.
En la Fig. 3(A) se muestra el espectro de energía característico para los distintos tipos de viento. Se puede destacar que el espectro para los casos alfvénicos (rápido y lento) presenta típicamente una doble ley de potencia, con α≈-1 en el rango MHD y α≈-3/2 en el rango inercial. Por el contrario, para el caso no-Alfvénicos, el espectro presenta una única ley de potencia con α≈-5/3 para todas las escalas. Lo anterior se puede evidenciar de manera más clara en la Fig. 3(B) donde se muestra la distribución de los índices espectrales α para todos los intervalos estudiados. Se observa una separación de los valores de los índices espectrales medios de los rangos MHD e inercial, con tendencia a α=1 del primero (línea negra), para ambos casos Alfvénicos (FA & SA), mientras que en el caso no-Alfvénico α es aproximadamente igual para ambas escalas. Aunque no parezca claro, estos resultados son el resumen colectivo de todos los fenómenos que pasan en las emisiones del viento solar y lleva a preguntarnos por qué aparece la región donde la energía decae de manera más lenta (α=-1) en los casos alfvénicos, conocida como el rango 1/f (Neubauer 1982).
Figura 3. (A) Espectro de energía del campo magnético en los tipos de viento solar estudiados: Alfvénico rápido (FA), Alfvénico lento (SA), no-Alfvénico (NA) a escalas temporales grandes (MHD) e intermedias (Inercial). (B) Distribución índices espectrales α de las escalas MHD (negro) e Inercial (rojo) de todos los intervalos estudiados para los tres tipos de viento. En el caso no-Alfvénico, α tuvo un valor constante de -1.55 en todas las escalas, mientras que en los casos Alfvénicos (SA & FA) hay presencia de una doble ley de potencias (-1.57 (Inercial) y -1.03 (MHD)). Resultados investigación RECA Internship Program 2024.
Para responder esta pregunta se analizó la evolución temporal del valor medio de propiedades macroscópicas para distintas escalas de tiempo y para distintos tipos de vientos. Esto ayudó a entender cómo interactúan las fluctuaciones en el plasma con el campo magnético y la cantidad de partículas en el viento solar. Los resultados se pueden ver en la Fig. 4. En el panel de la izquierda se observa el comportamiento de la amplitud media de las fluctuaciones en el campo magnético ⟨δb⟩ para casos no-Alfvénicos (arriba) y Alfvénico rápido y lento (abajo). Únicamente para los casos Alfvénicos es evidente una saturación para escalas grandes. Esto puede ser explicado como el alcance del punto en el que las fluctuaciones no pueden crecer más de igual manera que una bañera no puede aumentar más su nivel de agua si ya se ha llenado, incluso si se deja el grifo abierto. Si volvemos al ejemplo de los resortes, mencionado arriba, es apenas lógico que en un resorte que vibra con restricciones su energía llegue a “estancarse” con el tiempo. En nuestro caso el tope es el punto donde ⟨δb⟩ ~ 1. Este valor ha sido relacionado con el punto en el tiempo donde hay un quiebre, pues la ley de potencia característica del rango 1/f (α≈-1) cambia a una ley de potencias descrita por teorías de turbulencia (α≈-3/2) (Kolmogórov, 1941).
Figura 4. Evolución temporal de propiedades macroscópicas en el viento solar de tipo no-Alfvénico (arriba) y Alfvénico (abajo): fluctuaciones en la intensidad del campo magnético medio ⟨δb⟩ (izquierda), la compresibilidad magnética media ⟨Cb⟩ (centro) y la densidad de partículas media ⟨δn/n⟩ (derecha). Resultados investigación RECA Internship Program 2024.
Esta saturación en las fluctuaciones tiene influencia en el comportamiento del campo magnético y la densidad de partículas en el viento. La relación entre estas propiedades con las fluctuaciones se pudo observar a través de la evolución de la compresibilidad magnética media, ⟨Cb⟩. La compresibilidad magnética nos ayuda a medir qué tanto cambia la intensidad del campo magnético en relación con las fluctuaciones de la densidad (n) del plasma. Los resultados mostraron que la evolución de la compresibilidad magnética media ⟨Cb⟩ (en el panel de medio de la Fig. 4) es aproximadamente constante en los casos no-Alfvénicos con ⟨Cb⟩ ~ 1 (caso compresible), mientras que en los casos-Alfvénicos se evidenció, en general, menos compresibilidad (caso no compresible). La diferencia en la compresibilidad de los casos Alfvénicos la podemos entender mejor de nuevo utilizando la ayuda de los resortes. En el caso Alfvénico las partículas hacen que el resorte se balancee lateralmente a razón de su trayectoria perpendicular a la dirección del resorte, lo que no hará cambiar su amplitud. Por otro lado, en el caso no-Alfvénico, el flujo del viento en el sentido del resorte hará que el resorte se estire haciendo su amplitud más grande. Por otro lado, fue posible evidenciar una disminución de la compresibilidad cerca a la escala de quiebre en los casos Alfvénicos. Lo anterior, tiene relación con la hipótesis de Matteini et al., donde la aparición del rango 1/f se relaciona con esta condición y es una evidencia de la independencia de las propiedades a grandes escalas de tiempo.
Figura 5. Es mejor fluir con las cosas. Diferencias entre el viento de tipo Alfvénico y el no-Alfvénico. Caricatura realizada por Daniel F. Ipia-Achury.
Lo anterior nos llevó a ver cómo cambia la cantidad de partículas en el viento solar. Para esto se estudió la evolución del valor medio de las fluctuaciones de densidad de partículas ⟨δn/n⟩ (panel de la derecha de la Fig. 4). Los resultados mostraron un aumento en las fluctuaciones de la densidad para el caso no-Alfvénico y una saturación en los casos Alfvénicos. Nuevamente, si vemos al viento como un resorte, pero ahora con pequeñas motas colgadas (partículas del viento), podríamos ver que en el caso compresible (no-Alfvénico) la contracción-expansión del resorte hace que las motas del resorte cambien de lugar con el tiempo, mientras que en el caso no compresible (Alfvénicos) el resorte no generaría cambios llevando las fluctuaciones a un estado de saturación. La densidad al estar directamente relacionada con la compresibilidad magnética hace que en el caso Alfvénico sea menor y el no-Alfvénico sea mayor.
Finalmente, con el comportamiento temporal de las propiedades fue posible establecer la correlación entre la amplitud de las fluctuaciones con la compresibilidad para distintas escalas temporales. Se pudo identificar, en todos los casos, una correlación positiva entre la amplitud de las fluctuaciones media del campo con cuánto varían las fluctuaciones de la densidad, mientras que se encontró una correlación negativa con la compresibilidad magnética. Así, este trabajo permitió estudiar las propiedades de fluctuaciones compresibles en el viento solar, la dependencia de escalas de tiempo del plasma, y su relación con la amplitud de las fluctuaciones. Estos resultados permiten avanzar en el entendimiento del viento solar y de los plasmas espaciales.
Más allá de la curiosidad científica, entender cómo evoluciona el viento solar es importante en el desarrollo de nuevas tecnologías para la exploración espacial (diseño y propulsión de naves espaciales), una mejor comunicación (seguridad de satélites y misiones espaciales) y una mejor entendimiento del clima espacial (radiación y ciclo del Sol). Investigaciones de este tipo podrían ser la partida para aplicaciones potenciales y nuevos conocimientos científicos como para nuestras vidas. En particular, que en el Universo, como en el día a día, a veces fluir con las cosas es la mejor manera para perder menos energía.
Referencias
Denskat, K. U., & Neubauer, F. M. (1982). Statistical properties of low‐frequency magnetic field fluctuations in the solar wind from 0.29 to 1.0 AU during solar minimum conditions: Helios 1 and Helios 2. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 87(A4), 2215-2223.
Matteini, L., Stansby, D., Horbury, T. S., & Chen, C. H. (2018). On the 1/f spectrum in the solar wind and its connection with magnetic compressibility. The Astrophysical Journal Letters, 869(2), L32.
Kolmogorov, A.N., 1941, “The local structure turbulence in incompressible viscous fluids for very large Reynolds numbers”, Dokl. Akad. Nauk. SSSR, 30, 301–305. [ADS]. Reprinted in Proc. R. Soc. London, Ser. A 434 (1991) 9–13.
Comentarios
Aún no hay comentarios.