Magnetic energy release and topology in solar active phenomena

• Autores: Mandrini, Cristina Hemilse
• Año de publicación: 2019
• Idioma: inglés
• Tipo de recurso: artículo
• Materia: Ciencias Astronómicas; Sun: magnetic field; Sun: magnetic topology; Sun: flares; Sun: coronal mass ejections (CMEs)
• Institución: Universidad Nacional de La Plata

La energía liberada durante los eventos activos, que ocurren en la atmósfera solar, está contenida en las corrientes asociadas al campo magnético que ha emergido luego de atravesar la zona convectiva. Una vez que el flujo magnético alcanza la fotosfera, el mismo puede ser forzado aún más a través de los movimientos en esta capa atmosférica inferior. Se acepta, en general, que la reconexión magnética es el mecanismo a través del cual la energía magnética almacenada se transforma en energía cinética de partículas aceleradas y flujos de masa y energía radiativa a lo largo de todo el espectro electromagnético. Aunque este mecanismo es eficiente sólo en escalas espaciales muy pequeñas, el mismo puede implicar una restructuración a gran escala del campo magnético; esta restructuración se puede inferir del análisis combinado de las observaciones, el modelado del campo coronal y el cálculo de su topología. Los eventos resultado de la liberación de energía van desde nanofulguraciones, aún indetectables a la resolución espacial de las observaciones actuales, a poderosas fulguraciones, que pueden ir acompañadas de la expulsión de grandes cantidades de plasma y campo magnético en eventos llamados eyecciones coronales de masa (CMEs), y fenómenos estacionarios como el viento solar lento. En este trabajo discutiremos cómo el cálculo y análisis de la topología del campo magnético, aplicada a la variedad más amplia de configuraciones magnéticas observadas, se puede utilizar para identificar las zonas de liberación de energía y sus características físicas.
The energy released during active atmospheric events in the Sun is contained in current-carrying magnetic fields that have emerged after traversing the solar convective zone. Once the magnetic flux reaches the photosphere, it may be further stressed via motions in this lower atmospheric layer. Magnetic field reconnection is thought to be the mechanism through which the stored magnetic energy is transformed into kinetic energy of accelerated particles and mass flows, and radiative energy along the whole electromagnetic spectrum. Though this mechanism is efficient only at very small spatial scales, it may imply a large-scale restructuring of the magnetic field which is inferred from the combined analysis of observations, models of the coronal magnetic field, and computation of its topology. The consequences of energy release include events that range from nano-flares, still below our present observational spatial resolution, to powerful flares that may be accompanied by the ejection of large amounts of plasma and magnetic field in events called coronal mass ejections (CMEs), and stationary phenomena like the slow solar wind. We will discuss how the computation and analysis of the magnetic field topology, applied to the widest variety of observed magnetic configurations, can be used to identify the energy release locations and their physical characteristics.
Asociación Argentina de Astronomía