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Onda de Alfvén

Un grupo de capas dobles que se forman en una onda de Alfvén, aproximadamente a un sexto de la distancia desde la izquierda. Rojo = electrones, Verde = iones, Amarillo = potenci...

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Un grupo de capas dobles que se forman en una onda de Alfvén, aproximadamente a un sexto de la distancia desde la izquierda. Rojo = electrones, Verde = iones, Amarillo = potencial eléctrico, Naranja = campo eléctrico paralelo, Rosa = densidad de carga, Azul = campo magnético

En física de plasmas , 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 ]

Descubiertas teóricamente por Alfvén en 1942 —trabajo que contribuyó a su Premio Nobel de Física en 1970— , estas ondas desempeñan un papel fundamental en numerosos fenómenos astrofísicos y de plasma de laboratorio. Las ondas de Alfvén se observan en la corona solar , el viento solar , la magnetosfera terrestre , los plasmas de fusión y diversos entornos astrofísicos. Son particularmente importantes por su papel en el problema del calentamiento coronal , el transporte de energía en la atmósfera solar, la aceleración de partículas y el calentamiento del plasma.

A diferencia de otras ondas de plasma, las ondas de Alfvén suelen ser no compresivas y sin dispersión en la descripción MHD más simple, aunque en ciertos regímenes de plasma surgen variantes más complejas, como las ondas de Alfvén cinéticas e inerciales. La velocidad característica de estas ondas —la velocidad de Alfvén— depende de la intensidad del campo magnético y de la densidad del plasma, lo que las convierte en una importante herramienta de diagnóstico para entornos de plasma magnetizado.

Definición

Una onda de Alfvén es una oscilación viajera de baja frecuencia (en comparación con la girofrecuencia iónica ) de los iones y el campo magnético en un plasma . La densidad de masa iónica proporciona la inercia y la tensión de las líneas del campo magnético proporciona la fuerza restauradora. Las ondas de 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 de Alfvén que existen con incidencia oblicua se transforman gradualmente en ondas magnetosónicas cuando la propagación es perpendicular al campo magnético.

Las ondas de Alfvén no tienen dispersión .

Velocidad de Alfvén

La permitividad relativa de baja frecuenciaε{\displaystyle \varepsilon }de un plasma magnetizado viene dado por [ 2 ]ε=1+do2μ0ρB2{\displaystyle \varepsilon =1+{\frac {c^{2}\,\mu _{0}\,\rho }{B^{2}}}} donde B es la densidad de flujo magnético ,do{\displaystyle c}es la velocidad de la luz ,μ0{\displaystyle \mu _{0}}es la permeabilidad del vacío y la densidad de masa es la suma ρ=∑snortesmetros,{\displaystyle \rho =\sum _{s}n_{s}m_{s},} sobre todas las especies de partículas de plasma cargadas (electrones, así como todos los tipos de iones). Aquí especiess{\textstyle s}tiene densidad numéricanortes{\textstyle n_{s}} y masa por partículametros{\textstyle m_{s}}.

La velocidad de fase de una onda electromagnética en dicho medio es v=doε=do1+do2μ0ρB2{\displaystyle v={\frac {c}{\sqrt {\varepsilon }}}={\frac {c}{\sqrt {1+{\dfrac {c^{2}\mu _{0}\rho }{B^{2}}}}}}} En el caso de una onda de Alfvén v=vA1+vA2do2{\displaystyle v={\frac {v_{A}}{\sqrt {1+{\dfrac {v_{A}^{2}}{c^{2}}}}}}} dónde vA≡Bμ0ρ{\displaystyle v_{A}\equiv {\frac {B}{\sqrt {\mu _{0}\,\rho }}}} es la velocidad de grupo de la onda de Alfvén . (La fórmula para la velocidad de fase supone que las partículas del plasma se mueven a velocidades no relativistas, que la velocidad de la partícula ponderada por la masa es cero en el sistema de referencia y que la onda se propaga paralela al vector del campo magnético).

SivA≪do{\displaystyle v_{A}\ll c}, entoncesv≈vA{\displaystyle v\approx v_{A}}. Por otro lado, cuandovA→∞{\displaystyle v_{A}\to \infty },v→do{\displaystyle v\to c}Es decir, a alto campo o baja densidad, la velocidad de grupo de la onda de Alfvén se aproxima a la velocidad de la luz, y la onda de Alfvén se convierte en una onda electromagnética ordinaria.

Despreciando la contribución de los electrones a la densidad de masa,ρ=norteimetroi{\displaystyle \rho =n_{i}\,m_{i}}, dóndenortei{\displaystyle n_{i}}es la densidad numérica de iones ymetroi{\displaystyle m_{i}}es la masa iónica media por partícula, de modo que vA≈(2.18×1011centímetros−1)(metroimetropag)−12(nortei1 centímetro−3)−12(B1 GRAMO).{\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).}

Tiempo de Alfvén

En física de plasmas , el tiempo de AlfvénτA{\displaystyle \tau _{A}}es una escala de tiempo importante para los fenómenos ondulatorios. Está relacionada con la velocidad de Alfvén mediante: τA=avA{\displaystyle \tau _{A}={\frac {a}{v_{A}}}} dóndea{\displaystyle a}denota la escala característica del sistema. Por ejemplo,a{\displaystyle a}podría ser el radio menor del toroide en un tokamak .

Caso relativista

La velocidad de onda de Alfvén en la magnetohidrodinámica relativista es [ 3 ].v=do1+mi+PAG2PAGmetro{\displaystyle v={\frac {c}{\sqrt {1+{\dfrac {e+P}{2P_{m}}}}}}} donde e es la densidad de energía total de las partículas del plasma,PAG{\displaystyle P}es la presión total del plasma, y PAGmetro=B22μ0{\displaystyle P_{m}={\frac {B^{2}}{2\mu _{0}}}} es la presión magnética . En el límite no relativista, dondePAG≪mi≈ρdo2{\displaystyle P\ll e\approx \rho c^{2}}, esta fórmula se reduce a la dada anteriormente.

Modos de onda de Alfvén

Las ondas de Alfvén pueden propagarse en diferentes modos dependiendo de las condiciones del plasma. Los modos más importantes incluyen:

Ondas de Alfvén de cizallamiento

La onda de Alfvén clásica o de cizallamiento es una onda transversal incompresible donde las perturbaciones del campo magnético y la velocidad son perpendiculares a la dirección del campo magnético de fondo y al vector de onda . En un plasma MHD ideal, estas ondas se propagan estrictamente a lo largo de las líneas del campo magnético a la velocidad de Alfvén. [ 4 ]

Ondas de Alfvén inerciales

Cuando la longitud de onda perpendicular se vuelve comparable a la profundidad de penetración electrónica ( c / ω pe , donde ω pe es la frecuencia de plasma electrónica) y β << m e / m i (donde β es la relación entre la presión de plasma y la presión magnética), la onda se denomina onda de Alfvén inercial. En este régimen, la inercia electrónica se vuelve importante y la onda desarrolla un componente de campo eléctrico paralelo significativo, lo que hace que estas ondas sean importantes para la aceleración de partículas en plasmas espaciales. [ 5 ]

Ondas de Alfvén cinéticas

Cuando la longitud de onda perpendicular se vuelve comparable al radio de giro del ion y β ~ 1, la onda se denomina onda de Alfvén cinética. Estas ondas surgen del acoplamiento entre ondas de Alfvén de cizallamiento y ondas acústicas de iones cuando se incluyen los efectos del radio de Larmor finito del ion. Las ondas de Alfvén cinéticas son importantes para la disipación de energía en plasmas espaciales y pueden desempeñar un papel significativo en el calentamiento del viento solar. [ 6 ] [ 7 ]

Número de Mach de Alfvén

El número de Mach de Alfvén (M A ) es una magnitud adimensional definida como la relación entre la velocidad del flujo y la velocidad de Alfvén:

METROA=vvA{\displaystyle \mathrm {M} _{A}={\frac {v}{v_{A}}}}

donde v es la velocidad del flujo y v A es la velocidad de Alfvén. El número de Mach de Alfvén tiene varias aplicaciones importantes: [ 8 ]

  • Cuando M A < 1 , el flujo es sub-Alfvénico, lo que significa que las ondas de Alfvén pueden propagarse aguas arriba en contra del flujo.
  • Cuando M A > 1 , el flujo es superalfvénico y las ondas de Alfvén son arrastradas aguas abajo por el flujo.
  • En los puntos críticos donde M A = 1 , se producen transiciones importantes en el comportamiento del plasma, como en la aceleración del viento solar o en las regiones límite de la magnetosfera.

El número de Mach de Alfvén es particularmente importante para comprender la interacción del viento solar con las magnetosferas planetarias, la formación de ondas de choque en plasmas espaciales y la dinámica de chorros astrofísicos. [ 9 ] [ 10 ]

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 con el problema del calentamiento coronal , una cuestión de larga data en heliofísica . No estaba claro por qué la temperatura de la corona solar es tan alta (alrededor de un millón de kelvin) en comparación con su superficie (la fotosfera ), que es de solo unos pocos miles de kelvin. Intuitivamente, tendría sentido observar una disminución de la temperatura al alejarse de una fuente de calor, pero esto no parece ser así, 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 sustentar estas ondas y que, a su vez, podrían ser responsables de las manchas solares. Declaró:

Si un líquido conductor se coloca en un campo magnético constante, cada movimiento del líquido genera una fuerza electromotriz (FEM) que produce corrientes eléctricas. Debido al campo magnético, estas corrientes generan fuerzas mecánicas que modifican el estado de movimiento del líquido. De esta manera, se produce una especie de onda electromagnética-hidrodinámica combinada. [ 11 ]

Con el tiempo, esto resultó ser ondas de Alfvén. Recibió el Premio Nobel de Física de 1970 por este descubrimiento.

Estudios experimentales y observaciones

La zona de convección del Sol, la región bajo la fotosfera donde la energía se transporta principalmente por convección , es sensible al movimiento del núcleo debido a la rotación solar. Junto con los gradientes de presión variables bajo la superficie, las fluctuaciones electromagnéticas producidas en la zona de convección inducen un movimiento aleatorio en la superficie fotosférica y generan ondas de Alfvén. Estas ondas abandonan la superficie, viajan a través de la cromosfera y la zona de transición, e interactúan con el plasma ionizado. La onda transporta energía y parte del plasma cargado eléctricamente.

A principios de la década de 1990, de  Pontieu [ 12 ] y Haerendel [ 13 ] 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 . informaron haber observado 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. [ 14 ] Sin embargo, en 2011, McIntosh et al . informaron 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. [ 15 ] 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. [ 16 ] Las ondas de Alfvén se observan habitualmente en el viento solar, en particular en las corrientes rápidas del viento solar. El papel de las oscilaciones de Alfvén en la interacción entre el viento solar rápido y la magnetosfera terrestre está actualmente en debate. [ 17 ] [ 18 ]

Sin embargo, los descubrimientos mencionados anteriormente de ondas de Alfvén en la compleja atmósfera del Sol, desde la era de Hinode en 2007 durante los siguientes 10  años, caen principalmente en el ámbito de las ondas de 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 . [ 19 ] informaron sobre la variación periódica del ancho de línea H-alfa observada por el Telescopio Solar Sueco (SST) sobre los puntos brillantes cromosféricos . Afirmaron la primera detección directa de  ondas de Alfvén torsionales, incompresibles y de largo período (126–700 s) en la atmósfera solar inferior.

After the seminal work of Jess et al. (2009), in 2017 Srivastava et al.[20] detected the existence of high-frequency torsional Alfvén waves in the Sun's chromospheric fine-structured flux tubes. They discovered that these high-frequency waves carry substantial energy capable of heating the Sun's corona and also originating the supersonic solar wind. In 2018, using spectral imaging observations, non-LTE (local thermodynamic equilibrium) inversions and magnetic field extrapolations of sunspot atmospheres, Grant et al.[21] found evidence for elliptically polarized Alfvén waves forming fast-mode shocks in the outer regions of the chromospheric umbral atmosphere. They provided quantification of the degree of physical heat provided by the dissipation of such Alfvén wave modes above active region spots.

In 2024, a paper was published in the journal Science detailing a set of observations of what turned out to be the same jet of solar wind made by Parker Solar Probe and Solar Orbiter in February 2022, and implying Alfvén waves were what kept the jet's energy high enough to match the observations.[22]

Historical timeline

  • 1942: Alfvén suggests the existence of electromagnetic-hydromagnetic waves in a paper published in Nature 150, 405–406 (1942).
  • 1949: Laboratory experiments by S. Lundquist produce such waves in magnetized mercury, with a velocity that approximated Alfvén's formula.
  • 1949: Enrico Fermi uses Alfvén waves in his theory of cosmic rays.
  • 1950: Alfvén publishes the first edition of his book, Cosmical Electrodynamics, detailing hydromagnetic waves, and discussing their application to both laboratory and space plasmas.
  • 1952: Additional confirmation appears in experiments by Winston Bostick and Morton Levine with ionized helium.
  • 1954: Bo Lehnert produces Alfvén waves in liquid sodium.[23]
  • 1958: Eugene Parker suggests hydromagnetic waves in the interstellar medium.
  • 1958: Berthold, Harris, and Hope detect Alfvén waves in the ionosphere after the Argusnuclear test, generated by the explosion, and traveling at speeds predicted by Alfvén formula.
  • 1958: Eugene Parker suggests hydromagnetic waves in the Solar corona extending into the Solar wind.
  • 1959: DF Jephcott produce ondas de Alfvén en una descarga de gas. [ 24 ]
  • 1959: C.H. Kelley y J. Yenser producen ondas de Alfvén en la atmósfera ambiente.
  • 1960: Coleman et al. informan sobre la medición de ondas de Alfvén por el magnetómetro a bordo de los satélites Pioneer y Explorer . [ 25 ]
  • 1961: Sugiura sugiere evidencia de ondas hidromagnéticas en el campo magnético de la Tierra . [ 26 ]
  • 1961: Jameson estudia los modos y resonancias de Alfvén normales en el sodio líquido .
  • 1966: RO Motz genera y observa ondas de Alfvén en mercurio . [ 27 ]
  • 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 áreas de la física de plasmas ".
  • 1973: Eugene Parker sugiere la existencia de ondas hidromagnéticas en el medio intergaláctico .
  • 1974: JV Hollweg sugiere la existencia de ondas hidromagnéticas en el espacio interplanetario . [ 28 ]
  • 1977: Mendis e Ip sugieren la existencia de ondas hidromagnéticas en la coma del cometa Kohoutek . [ 29 ]
  • 1984: Roberts et al. predicen la presencia de ondas MHD estacionarias en la corona solar [ 30 ] y abren el campo de la sismología coronal .
  • 1999: Aschwanden et al. [ 31 ] y Nakariakov et al. informan de la detección de oscilaciones transversales amortiguadas de bucles coronales solares observadas con el generador de imágenes ultravioleta extremo (EUV) a bordo del Transition Region And Coronal Explorer ( TRACE ), interpretadas como oscilaciones de torsión estacionarias (o "Alfvénicas") de los bucles. Esto confirma la predicción teórica de Roberts et al. (1984).
  • 2007: Tomczyk et al. informaron de la detección de ondas de Alfvén en imágenes de la corona solar con el instrumento Polarímetro Multicanal Coronal (CoMP) en el Observatorio Solar Nacional de Nuevo México. [ 32 ] Sin embargo, estas observaciones resultaron ser ondas de torsión de estructuras de plasma coronal. [ 33 ] doi:10.1051/0004-6361/200911840
  • 2007: Se publicó un número especial sobre el observatorio espacial Hinode en la revista Science . [ 34 ] Cirtain et al., [ 35 ] Okamoto et al., [ 36 ] y De Pontieu et al. [ 37 ] observaron firmas de ondas de Alfvén en la atmósfera coronal. Al estimar la densidad de energía de las ondas observadas , De Pontieu et al. demostraron 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. [ 38 ]
  • 2009: Jess et al. detectan ondas de Alfvén torsionales en la cromosfera estructurada del Sol utilizando el Telescopio Solar Sueco . [ 19 ]
  • 2011: Se demuestra que las ondas de Alfvén se propagan en una aleación de metal líquido hecha de galio . [ 39 ]
  • 2017: El modelado numérico 3D realizado por Srivastava et al. muestra que las ondas de Alfvén de alta frecuencia (12–42  mHz) detectadas por el Telescopio Solar Sueco pueden transportar energía sustancial para calentar la corona interna del Sol. [ 20 ]
  • 2018: Mediante observaciones de imágenes espectrales, inversiones no-LTE y extrapolaciones del campo magnético de atmósferas de manchas solares, Grant et al. hallaron evidencia de ondas de Alfvén polarizadas elípticamente que forman choques de modo rápido en las regiones exteriores de la atmósfera umbral cromosférica. Por primera vez, estos autores cuantificaron el grado de calor físico generado por la disipación de dichos modos de ondas de Alfvén. [ 21 ]
  • 2024: Se infiere 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 orbitador solar con solo dos días de diferencia. [ 22 ]

Véase también

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" Magnetohidrodinámica 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. pp.  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 . 
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  6. ↑ Hasegawa, Akira; Chen, Liu (1975). "Proceso cinético del calentamiento del plasma debido a la excitación de ondas de Alfvén". Physical Review Letters . 35 (6): 370– 373. Bibcode : 1975PhRvL..35..370H . doi : 10.1103/PhysRevLett.35.370 .
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Lecturas adicionales

  • Alfvén, H. (1981), Plasma Cósmico , Holanda: Reidel, ISBN 978-90-277-1151-9— Texto exhaustivo del propio Hannes Alfvén, que ofrece una cobertura en profundidad de la física del plasma, incluidas las ondas de Alfvén.
  • Jess, David B.; Mathioudakis, Mihalis; Erdélyi, Robert; Crockett, Philip J.; Keenan, Francis P.; Christian, Damian J. (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 , PMID 19299614 , S2CID 14522616  — Primera detección de ondas de Alfvén torsionales en la cromosfera estructurada del Sol.
  • Srivastava, Abhishek K.; Shetye, Juie; Murawski, Krzysztof; Doyle, John Gerard; Stangalini, Marco; Scullion, Eamon; Ray, Tom; Wójcik, Dariusz Patryk; Dwivedi, Bhola N. (2017), "Ondas de Alfvén torsionales de alta frecuencia como fuente de energía para el calentamiento coronal", Scientific Reports , 7 43147: id.43147, Bibcode : 2017NatSR...743147S , doi : 10.1038/srep43147 , PMC 5335648 , PMID 28256538  — Investigaciones que demuestran cómo las ondas de Alfvén torsionales de alta frecuencia pueden proporcionar energía para el calentamiento de la corona solar.
  • Tomczyk, S.; McIntosh, SW; Keil, SL; Judge, PG; Schad, T.; Seeley, DH; Edmondson, J. (2007), "Ondas en la corona solar", Science , 317 (5842): 1192– 1196, Bibcode : 2007Sci...317.1192T , doi : 10.1126/science.1143304 , PMID 17761876 , S2CID 45840582  — Estudio observacional pionero que informó de la detección de ondas de Alfvén en la corona solar.
  • Detectan misteriosas ondulaciones solares. Dave Mosher, 2 de septiembre de 2007, Space.com
  • Notificación de EurekAlert! del número especial de Science del 7 de diciembre de 2007. Archivado el 13 de diciembre de 2007 en Wayback Machine.
  • Notificación de EurekAlert!: "Científicos encuentran la solución al enigma solar". Archivado el 22 de marzo de 2009 en Wayback Machine.