Reconexión de intercambio como fuente del viento solar rápido dentro de los agujeros coronales

Nature, volumen 618, páginas 252–256 (2023)Citar este artículo

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Detalles de métricas

El rápido viento solar que llena la heliosfera se origina en las profundidades de las regiones de campo magnético abierto del Sol llamadas "agujeros coronales". La fuente de energía responsable de acelerar el plasma es ampliamente debatida; sin embargo, hay evidencia de que, en última instancia, es de naturaleza magnética, con mecanismos candidatos que incluyen el calentamiento por ondas1,2 y la reconexión de intercambio3,4,5. El campo magnético coronal cerca de la superficie solar está estructurado en escalas asociadas con celdas de convección de 'supergranulación', donde los flujos descendentes crean campos intensos. La densidad de energía en estos paquetes de campos magnéticos de 'red' es una fuente de energía candidata para el viento. Aquí informamos mediciones de corrientes de viento solar rápidas de la nave espacial Parker Solar Probe (PSP)6 que proporcionan una fuerte evidencia del mecanismo de reconexión de intercambio. Mostramos que la estructura de supergranulación en la base coronal permanece impresa en el viento solar cercano al Sol, lo que da como resultado parches asimétricos de 'conmutaciones' magnéticas7,8 y corrientes de viento en ráfagas con espectros de iones energéticos similares a leyes de potencia más allá de 100 keV. Las simulaciones por computadora de la reconexión de intercambio respaldan las características clave de las observaciones, incluidos los espectros de iones. Las características importantes de la reconexión de intercambio en la corona baja se deducen de los datos, incluido que la reconexión es sin colisiones y que la tasa de liberación de energía es suficiente para impulsar el viento rápido. En este escenario, la reconexión magnética es continua y el viento es impulsado tanto por la presión de plasma resultante como por los estallidos radiales de flujo alfvénico.

Mediciones recientes de la sonda solar Parker (PSP) de la NASA mostraron que el viento solar que emerge de los agujeros coronales se organiza en "microflujos" con una escala angular (5–10°) en la longitud de Carrington9 similar a las células de supergranulación subyacentes asociadas con los flujos horizontales. en la fotosfera10. Sin embargo, los puntos de apoyo del encuentro anterior con PSP se encontraban en latitudes altas en el otro lado del Sol, por lo que no se pudo determinar la estructura magnética de las células y su conectividad con la nave espacial, lo que impidió un análisis completo de la fuente de las microcorrientes. .

En el Encuentro solar 10 (E10), PSP estuvo a 12,3 radios solares (RS) de la fotosfera. La figura 1 resume las mediciones de plasma11, iones energéticos12 y campo magnético13 realizadas cerca del perihelio. Un espectrograma de iones en la Fig. 1a,b se extiende desde energías térmicas hasta alrededor de 85 keV y, al igual que la velocidad del protón en la Fig. 1c, está estructurado como "microflujos" discretos9,14,15 cuya duración disminuye de alrededor de 10 h a alrededor de 2 h cuando la nave espacial se acerca al perihelio. Los datos de la Fig. 4b (y discutidos más adelante) muestran que las distribuciones de energía iónica son leyes de potencia a alta energía que se extienden más allá de 100 keV. La estructura característica de las microcorrientes se destaca mediante arcos rojos en la Fig. 1c, y un trazo azul indica la abundancia de partículas alfa térmicas AHe = nα/np (donde nα y np son la densidad de partículas alfa y la densidad del número de protones, respectivamente), que se modula de manera similar. El alto potencial de primera ionización del helio requiere que la abundancia de partículas alfa se congele en la base de la corona o en la cromosfera16, por lo que estas estructuras de microcorrientes se organizan en la fuente del propio viento. El componente radial del campo magnético interplanetario en la Fig. 1d muestra que las inversiones del campo alfvénico de gran amplitud, 'retrocesos', también están asociadas con las microcorrientes. Se utiliza un modelo de superficie de fuente de campo potencial (PFSS)17,18,19 (Métodos) para inferir los puntos de apoyo del campo magnético que se conecta al PSP y muestra la conexión con dos orificios coronales distintos. La serie temporal de la longitud del punto de apoyo en la superficie solar se muestra en la Fig. 1e y como diamantes blancos contra una imagen de 193 Å del Observatorio de Dinámica Solar/Ultravioleta Extremo20 en la Fig. 2a.

a, b, iones de viento solar caliente en una extensión de energía a más de 85 keV como colas supratérmicas en la distribución de partículas de protones en b. c, Los arcos rojos marcan la estructura de microflujo de velocidad radial (VR) del viento solar que se organiza en la longitud de Carrington en escalas angulares asociadas con la convección de supergranulación y el campo magnético de la red fotosférica (Fig. 2). Estas microcorrientes se acortan en duración a medida que la nave espacial acelera a través del perihelio cerca del centro de esta figura y barre más rápidamente a través de la longitud de Carrington. La abundancia de partículas alfa térmicas (AHe, traza azul en c) está modulada de manera similar por la estructura de microcorriente. La abundancia de partículas alfa está congelada en la base de la corona. d, Las inversiones del campo magnético radial (BR), los llamados 'retrocesos', están organizados por las microcorrientes y están vinculados a los estallidos de flujo radial por la condición de Alfvénicity. e, Los puntos de apoyo fotoesféricos de una instanciación del modelo PFSS indican dos fuentes distintas de agujeros coronales bien separadas en la longitud de Carrington (Lon), que se muestran en la Fig. 2 (y como líneas de puntos en la Fig. 1e).

a, Un mapa ultravioleta extremo (193 Å) de la corona muestra regiones más frías (píxeles más oscuros) asociadas con un campo magnético abierto dentro de dos agujeros coronales separados, casi ecuatoriales. Un modelo PFSS mapea el campo magnético interplanetario desde la nave espacial PSP hasta puntos de apoyo (rombos blancos) dentro de los agujeros coronales. b, El campo magnético y el perfil de la microcorriente de velocidad dentro del primer orificio coronal: el panel superior muestra la velocidad radial mínima (azul) y máxima (roja) en función de la longitud, y el segundo panel muestra el campo magnético vertical a lo largo de los puntos de apoyo que se extienden desde la fotosfera hasta 30 mm de mediciones de magnetograma y un modelo PFSS que explica el movimiento de la nave espacial. El panel inferior es un mapa de la polaridad del campo magnético justo encima de la fotosfera, nuevamente del modelo PFSS. c, La estructura correspondiente dentro del segundo orificio coronal. Estos datos indican que el campo magnético radial está organizado en intervalos de polaridad radial mixtos en las mismas escalas que las microcorrientes de velocidad observadas por PSP.

La correspondencia de la estructura temporal de las ráfagas de velocidad radial y de retroceso con la periodicidad espacial del campo magnético superficial documentado en las Figs. 1 y 2 sugiere que la reconexión magnética entre campos magnéticos abiertos y cerrados en la corona baja (reconexión de intercambio) es el impulsor de estos estallidos9,21,22,23. Se espera que la reconexión de intercambio en la corona de colisión débil sea en ráfagas en lugar de constante24,25,26,27. Los iones energéticos y la presión mejorada en estos estallidos también son señales de reconexión28,29,30. Los datos sugieren que es un proceso continuo en las regiones fuente de flujo abierto. La Figura 3c es un esquema que muestra la reconexión de flujo abierto con regiones de flujo cerrado en la corona baja. En esta figura, el flujo abierto migra hacia la izquierda, reconectándose con regiones sucesivas de flujo cerrado, con la consecuencia de que el flujo de salida en ráfagas de la reconexión de intercambio llena todo el flujo abierto, como se ve en los datos.

a, Una secuencia de tiempo del flujo radial adimensional a lo largo del corte mostrado por la línea blanca horizontal en b. Cada corte sucesivo está separado por un tiempo de 0,037 L/VA, donde L/VA es el tiempo de tránsito de Alfvén a través del dominio de simulación, y se desplaza hacia arriba para evitar la superposición de datos. Los cortes revelan la naturaleza en ráfagas del flujo de salida resultante de la generación de cuerdas de flujo dentro de la capa de corriente alargada24,25,26,27. Como se muestra en el esquema, las líneas de campo recién reconectadas tienen flujos de salida más altos que las líneas de campo reconectadas anteriormente. b, El flujo radial adimensional con campos magnéticos suprayacentes en blanco de una simulación PIC de reconexión de intercambio que muestra los flujos ascendentes y descendentes de Alfvénic desde el sitio de reconexión sobre la superficie coronal. Los detalles sobre la configuración de la simulación se encuentran en el material complementario. El campo magnético reconectado migra hacia la izquierda a medida que se endereza y conduce el escape de salida. c, Un esquema de reconexión entre el flujo magnético abierto y cerrado (reconexión de intercambio) en la corona baja basado en los datos de PSP que se muestran en la Fig. 1. Los datos sugieren que la reconexión entre el flujo abierto y cerrado es casi continua. En el esquema, el flujo magnético abierto se mueve continuamente hacia la izquierda. Una línea de campo abierta primero se vuelve a conectar con el flujo cerrado sobre la superficie solar, formando bucles orientados hacia arriba y hacia abajo. El campo doblado abierto luego se endereza e impulsa el flujo alfvénico hacia afuera. A medida que se mueve hacia la izquierda, la línea de campo abierta se cruza con otra región de flujo cerrada y el proceso se repite. Por lo tanto, el flujo abierto se llena completamente con plasma saliente de alta velocidad: el escape de la reconexión de intercambio. Los cortes de la velocidad radial medidos por un observador que cruza el flujo abierto en la parte superior del esquema indican que los flujos de salida en ráfagas de mayor velocidad se encuentran en campos magnéticos recién reconectados mientras que, en las líneas de campo que se reconectaron antes, los flujos de mayor velocidad ya se han reconectado. pasó por el lugar de observación. Esta vez la asimetría fue clara en los datos E069.

Para establecer que la reconexión de intercambio es la fuente de los flujos de ráfaga, usamos las medidas y los principios establecidos de reconexión para deducir las características básicas en la corona baja. La fuerza del campo magnético de reconexión es un parámetro clave. Como la intensidad del campo en la base de la corona tiene una variación sustancial, estimamos la amplitud del campo magnético de reconexión proyectando el campo magnético medido en el PSP de regreso a la superficie solar. La caída R−2 del campo magnético radial con la distancia heliosférica R es válida en el viento solar, pero falla más cerca del Sol. Por lo tanto, usamos una combinación del comportamiento de R−2 en R grande con una caída derivada de un modelo PFSS promediado en superficie por debajo de 2.5 Rs (Datos extendidos Fig. 1). La proyección resultante del campo magnético de 600 nT a 13,4 Rs a la corona baja es de 4,5 G, lo que es coherente con los datos de PFSS de la Fig. 2. La densidad del plasma en la base de la corona no se mide directamente. Sin embargo, la amplitud característica de los flujos en ráfagas en PSP es de alrededor de 300 km s−1. Debido a que los flujos durante la reconexión en ráfagas son alfvénicos, podemos estimar la densidad conociendo la intensidad del campo magnético. La densidad resultante ronda los 109 cm−3, un valor razonable para la baja corona31.

Para determinar si la tasa de liberación de energía es suficiente para impulsar el viento, estimamos la tasa de flujo de entrada de reconexión Vr. Un límite inferior se deriva del hecho de que las ráfagas de flujo son casi continuas. Definimos el tiempo de reconexión como tr = LB/Vr, el tiempo requerido para que las líneas de campo abierto atraviesen la longitud de escala característica LB del campo magnético superficial, que es de alrededor de 10° o 6 × 104 km. Un segundo tiempo es el tiempo tb ≈ RPSP/VR para que las ráfagas de reconexión lleguen a la nave espacial en RPSP. En el límite tr >> tb, los flujos de salida del sitio de reconexión pasarían rápidamente por la nave espacial y no habría flujos de alta velocidad hasta que la nave espacial se conectara a otro sitio de reconexión. Cuando tr ≤ tb, la nave espacial mediría los flujos en ráfagas a medida que la nave espacial cruzara toda la escala de supergranulación. Las observaciones muestran esto último porque se miden flujos en ráfagas durante todo el cruce de la escala de supergranulación. Las observaciones sugieren que tr ≤ tb o Vr ≈ LBVR/RPSP es ≈3 km s−1 o alrededor de 0,01 de la velocidad local de Alfvén, un valor bajo si la reconexión es sin colisiones,32,33,34 pero comparable a la predicción magnetohidrodinámica (MHD)35 . Con temperaturas ambiente de alrededor de 100 eV, el campo eléctrico de reconexión está, por lo tanto, alrededor de tres órdenes de magnitud por encima del campo desbocado de Dreicer. En este régimen, las colisiones son demasiado débiles para limitar la aceleración de los electrones y dominan los procesos sin colisiones. La tasa de liberación de energía magnética de la reconexión de intercambio está dada por VrB2/4π ≈ 5 × 105 ergs cm−2 s−1 usando B = 4.5 G y Vr = 3 km s−1. Esto es comparable a lo que se requiere para impulsar el viento de alta velocidad, que es de alrededor de 105 a 106 ergios cm−2 s−1.

Por lo tanto, a través de las observaciones de PSP, las mediciones del campo magnético de superficie del Observatorio de Dinámica Solar/Helioseismic and Magnetic Imager (SDO/HMI) y las características bien conocidas de la reconexión magnética, hemos establecido que la reconexión de intercambio es suficiente para impulsar tanto el flujo de viento solar de base ambiental a través de la caída de presión radial y las ráfagas de microcorrientes que se encuentran encima de este flujo. Otras pruebas del escenario de reconexión se refieren a la estructuración de los estallidos de flujo y la producción de protones y alfas energéticos. Una observación clave reportada en los datos de E069 e ilustrada en el esquema de la Fig. 3c es la asimetría temporal en las ráfagas: las ráfagas de gran amplitud comienzan bruscamente y disminuyen gradualmente a lo largo del período de ráfaga y luego se repite la secuencia de tiempo. Los datos de una simulación de partículas en celda (PIC) se presentan en la Fig. 3b (Métodos). Un corte en el escape de salida de simulación revela ráfagas de alta velocidad en las líneas de campo recién reconectadas en el escape adyacente a la separadora magnética, mientras que en las líneas de campo en el interior del escape, las ráfagas de flujo más rápidas ya han pasado la ubicación del corte, por lo que los flujos medidos son más débiles (Fig. 3a). Nuestras simulaciones apoyan la hipótesis de que las ráfagas observadas por el PSP corresponden a cruces de escapes de reconexión del intercambiador. Las firmas de dispersión están bien documentadas en la cúspide de la magnetosfera terrestre como resultado de la reconexión en la magnetopausa terrestre36. La reconexión entre el flujo magnético cerrado de la Tierra y el flujo 'abierto' en el viento solar es un análogo de la reconexión de intercambio coronal.

Finalmente, se ha calculado el espectro de protones y alfas energéticos a partir de las simulaciones de reconexión de intercambio. La simulación incluye partículas alfa completamente despojadas que son un 5% en número, similar a la atmósfera solar16. Los espectros de flujo de energía de ambas especies se muestran en la Fig. 4a. Los datos se toman del escape de salida e incluyen solo plasma que ha sufrido aceleración. Los protones y los alfa exhiben una distribución de ley de potencia energética no térmica con índices espectrales de alrededor de −8 para ambas especies. Como se muestra en la Fig. 4b, en el espectro del flujo de energía diferencial de las partículas durante el período de 04:00 a 19:00 del 20 de noviembre de 2021 (de la Fig. 1), también hay protones energéticos y alfas con energías superiores a 100 keV. . Los espectros son nuevamente bastante suaves, con índices espectrales de alrededor de −9, consistentes con los datos de la simulación. La energía en la simulación se normaliza al parámetro libre mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\). Igualando el mínimo de energía de la ley de potencia del protón en la simulación (aproximadamente 5 mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\)) con el de las mediciones de PSP (aproximadamente 7 keV) , encontramos que el valor coronal de mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) es de alrededor de 1,4 keV, en comparación con alrededor de 0,9 keV de la estimación de 300 km s−1 para VA basado en la amplitud de los flujos de ráfaga medidos en 13,4 Rs. Que los dos valores de mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) estén cerca indica que la velocidad de Alfvén en la corona donde tiene lugar la reconexión está en el rango de 300–400 km s−1.

a, Los flujos de energía de protones (azul) y partículas alfa (rojo) tomados del escape de salida de una simulación de reconexión de intercambio (consulte Métodos para obtener detalles de la simulación). La normalización de energía en la simulación es mi\({V}_{{\rm{A}}}^{2}\), que es un parámetro arbitrario35. Las unidades en la dirección de las ordenadas son arbitrarias, aunque la altura reducida del flujo alfa refleja el 5% de densidad numérica de alfas. Ambos flujos alcanzan su punto máximo y luego se transforman en distintas leyes de potencia blanda con pendientes de −8,6 y −7,7 para los protones y alfas, respectivamente, con el espectro alfa desplazado a una energía más alta que la de los protones. Los índices espectrales de los iones energéticos dependen de la magnitud del campo magnético guía ambiental (fuera del plano) y los campos guía más fuertes producen espectros más suaves. Los datos son de una simulación con un campo guía de 0,55 del campo magnético de reconexión. b, Los flujos de energía de protones (azul) y alfa (rojo) de las mediciones de PSP durante el intervalo de tiempo 04:00:00–19:00:00 el 20 de noviembre de 2021 de la Fig. 1. Al igual que en las simulaciones, el pico de espectros y girar en colas supratérmicas similares a leyes de potencia con una pendiente similar de −9 para los protones. Por lo tanto, las pendientes de la ley de potencia de la simulación y los datos de observación son muy similares. La medida alfa no se extiende a una energía lo suficientemente alta como para caracterizar cualquier comportamiento de ley de potencia. Finalmente, podemos usar el límite de baja energía de la distribución de ley de potencia de la simulación (aproximadamente 5 mi\({V}_{{\rm{A}}}^{2}\)) y observaciones (aproximadamente 7 keV ) para establecer que el valor de mi\({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) en el sitio de reconexión coronal es de alrededor de 1,4 keV. Esto es comparable con alrededor de 0,9 keV de la estimación de VA de 300 km s−1 basada en la amplitud de los flujos en ráfagas medidos por el PSP a 13,4 Rs.

La imagen que surge es que la reconexión calienta directamente el plasma coronal ambiental lo suficiente como para impulsar el flujo de salida masivo37,38,39 y al mismo tiempo produce las ráfagas de velocidad turbulenta que montan este flujo de salida24,25,26,27. Datos extendidos La Fig. 2 muestra el fuerte calentamiento de los protones de la simulación en la Fig. 3a,b. Por supuesto, una fracción de la energía magnética liberada durante la reconexión puede tomar la forma de ondas de Alfvén1,2 u otras estructuras magnéticas5 que pueden disiparse más arriba en la corona para impulsar aún más el flujo de salida masivo1,2,5,37. Sin embargo, los datos in situ de la reconexión en la magnetosfera de la Tierra40 y en la hoja de corriente heliosférica41 muestran una fuerte energización del plasma local en lugar de la generación de ondas. La asimetría temporal que caracteriza los flujos en ráfagas9 y los índices espectrales de las distribuciones de ley de potencia de los iones energéticos concuerdan notablemente con los datos de simulación de reconexión de intercambio, en los que la activación del plasma local domina las ondas y la turbulencia. Aún así, las simulaciones tridimensionales con una mayor separación de escala podrían mostrar una turbulencia magnética más fuerte. En cualquiera de los escenarios, la reconexión de intercambio es el probable mecanismo de impulso de energía del rápido viento solar. Recientes mediciones de sensores remotos42,43 también respaldan el escenario de reconexión magnética de intercambio. Observamos que las microcorrientes estructuradas y los retrocesos magnéticos están presentes en toda la heliosfera interna medida por el PSP y que la principal diferencia entre el viento solar lento y rápido puede estar en la topología magnética del agujero coronal subyacente.

Para generar los puntos de apoyo mostrados en las Figs. 1e y 2, se ejecutó un modelo PFSS16,17 usando un magnetograma44,45,46 del Air Force Data Assimilative Photospheric Flux Transport–Global Oscillation Network Group (ADAPT–GONG) del 21 de noviembre de 2022, con una altura de la superficie de la fuente establecida en el valor canónico de 2.5 RS19 mediante el software de código abierto pfsspy47. El mapeo del punto de apoyo desde el PSP hasta la superficie solar siguió la metodología48 que comprende una heliosfera balística49,50 y el dominio PFSS desde 2,5 RS hasta la fotosfera51.

Los resultados para PSP E10 fueron claros y convincentes. Como se muestra en las Figs. 1 y 2, del 20 al 21 de noviembre, el PSP giraba más rápido que el Sol y se movía de izquierda a derecha en el marco de referencia de Carrington que se muestra en esos gráficos. El mapeo del punto de apoyo conectó en lo profundo de dos agujeros coronales de polaridad negativa de latitud media de un área sustancial. Este mapeo de fuentes está excepcionalmente bien soportado, en comparación con encuentros anteriores de PSP, debido a la comparación de los datos in situ. Primero, la polaridad magnética medida por el PSP a lo largo del encuentro está bien explicada por la geometría de la lámina actual del PFSS y la polaridad del agujero coronal. En segundo lugar, los momentos en que el PSP se asigna al centro de estos grandes agujeros coronales corresponden a los máximos en la velocidad del viento solar, y en el momento en que la conexión cambia de una fuente a otra en el modelo, hay una clara caída en la velocidad del viento solar. claramente consistente con el recorrido de las líneas de campo sobreexpandidas en los límites del agujero coronal52. Esta correspondencia se muestra claramente en la Fig. 1, donde la transición entre la 'corriente 1' y la 'corriente 2' marcada en el panel inferior corresponde a la caída en la velocidad del viento solar (trazo negro, Fig. 1c).

Usamos mediciones de protones y partículas alfa del conjunto de instrumentos Solar Wind Electrons Alphas and Protons (SWEAP)11 en PSP. El espectro de protones en la Fig. 4 se toma del producto de datos SF00 del analizador de sonda solar (SPAN-Ion), promediado durante el intervalo de tiempo del 20 de noviembre de 2021 a las 04:00:00 al 20 de noviembre de 2021 a las 19:00:00 y sumado sobre todas las direcciones de mirada. Trabajamos en unidades de flujo de energía en lugar de flujo numérico o función de distribución, ya que da como resultado un espectro que abarca menos órdenes de magnitud a alta energía, lo que facilita la comparación entre SPAN-Ion e Integrated Science Investigation of the Sun (ISOIS)/Epi- Lo datos, además de ser la cantidad más directamente relacionada con las mediciones de SPAN-Ion. La ley de potencia para los protones se ajusta a los cuatro puntos de datos SPAN de mayor energía y los puntos de datos ISOIS. El espectro alfa se obtiene de la misma manera del producto de datos sf01 de SPAN-Ion, excepto que se contabiliza y se resta una pequeña cantidad (alrededor del 1%) de los protones contaminantes que se filtran desde el canal sf00. El gran cambio a una energía más alta de los alfas en relación con los protones durante este intervalo significa que los protones contaminantes no tienen impacto en la parte de la ley de potencia del espectro o su exponente, y solo afectan los puntos de datos de energía más baja.

La fuerza del campo magnético que impulsa la reconexión del intercambio controlará la tasa de liberación de energía magnética y los espectros de partículas energéticas producidas. Aunque las observaciones de SDO/HMI dan a conocer la estructura del campo magnético en la corona baja, estas mediciones no muestran la intensidad del campo magnético que en realidad se está reconectando porque existe una variación sustancial de la intensidad del campo a lo largo de la superficie. Para estimar la fuerza del campo magnético que impulsa las ráfagas de flujo medidas por el PSP, proyectamos el campo magnético medido en el PSP y proyectamos este campo magnético hacia la superficie solar. El campo magnético radial BR en el perihelio de E10, como se muestra en la Fig. 1, es de alrededor de 600 nT. Las mediciones directas del perfil radial de BR sobre las primeras cinco órbitas de PSP han establecido una escala R-2 para el campo45, consistente con la conservación del flujo magnético radial. Sin embargo, se esperan desviaciones de esta escala cerca del Sol. Específicamente, debido a que el flujo cerrado ocupa una fracción sustancial de la superficie solar, el flujo abierto se comprimirá en una fracción reducida de la superficie solar, lo que conducirá a una mayor compresión del campo magnético cerca de la superficie solar. Se puede obtener una estimación aproximada del aumento de la compresión del campo magnético promediando el campo magnético radial obtenido del modelo PFSS durante el perihelio E10. La dependencia radial de este campo promediado se muestra en Datos ampliados, Fig. 1. La compresión del campo magnético desde 2,5 Rs, el límite exterior de la red PFSS, hasta justo por encima de la superficie solar es de alrededor de 26, que está muy por encima de la compresión de alrededor de 6,25 de la dependencia R−2. Por lo tanto, asumimos que R−2 describe la dependencia radial de R = 13,4 Rs a 2,5 Rs y tomamos la compresión de 26 de 2,5 Rs justo por encima de la superficie solar. La proyección del campo de 600 nT hacia la superficie solar es de alrededor de 4,5 G, lo que está razonablemente de acuerdo con la fuerza del campo magnético de la superficie solar que se muestra en la Fig. 2.

Nuestra estimación de la tasa de reconexión de intercambio basada en las proyecciones de las observaciones de PSP hasta la corona baja sugiere que la reconexión se encuentra profundamente en el régimen sin colisiones. Para explorar la estructura del escape de reconexión de intercambio y los espectros alfa y de protones energéticos resultantes medidos en el PSP, utilizamos el modelo PIC p3d (ref. 53). El modelo MHD no es adecuado para explorar la energización de partículas documentada en los datos de PSP. Limitamos los cálculos a un sistema bidimensional con una geometría magnética inicial que conduce a la reconexión entre flujo abierto y cerrado bajo en la corona3,54. Debido a las limitaciones en el tamaño del dominio posible con el modelo PIC, no hay gravedad en las simulaciones, por lo que el modelo no describe la dinámica completa del mecanismo impulsor del viento solar. Además, las condiciones de contorno ligadas a la línea no se imponen en la superficie coronal nominal. Por lo tanto, el modelo no es una descripción completa de la reconexión de intercambio en la corona baja, pero proporcionará información sobre la dinámica de la reconexión sin colisiones, la estructura del escape de salida, el calentamiento general y los espectros de partículas aceleradas. Incluimos partículas alfa (5% en número) para que se puedan comparar los espectros de protones y alfas.

El estado inicial de la simulación consiste en una banda de flujo vertical (intensidad de campo B0 en la dirección radial negativa) con una densidad de plasma baja (0,1 n0) y una región adyacente con mayor densidad que es un equilibrio cilíndrico. El estado inicial detallado se ha descrito previamente23, por lo que las ecuaciones gobernantes no se repiten aquí. El campo magnético máximo del equilibrio cilíndrico es 0,76 B0 con una densidad máxima de n0. Las temperaturas son uniformes con Te = Tp = Ta = 0.06 mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\) con VA0 la velocidad de Alfvén basada en B0, n0 y la masa del protón mp . Así, en el estado inicial, la presión del plasma es pequeña comparada con la presión magnética, como se esperaba en la corona. El campo guía Bz es distinto de cero en todas partes con un perfil que equilibra las fuerzas de presión y tensión. La intensidad del campo guía se puede variar eligiendo su valor en la región del flujo vertical. Su valor no afecta sustancialmente la estructura general y la dinámica de la reconexión que se muestra en la Fig. 3. Sin embargo, debido a que un campo guía fuerte debilita el mecanismo impulsor de Fermi para la ganancia de energía de las partículas, el campo guía controla el índice de la ley de potencia de los protones y alfas energéticos. . Los flujos de energía que se muestran en la Fig. 4 procedían de una simulación con un campo guía de 0,55 B0. Las simulaciones con un campo guía más débil (más fuerte) produjeron espectros más duros (más suaves).

Los resultados de la simulación se presentan en unidades normalizadas: tiempos hasta el tiempo de tránsito de Alfvén en el dominio de longitud de escala L, L/VA0, flujos de plasma hasta n0VA0 y energías hasta mp\({V}_{{\rm{A} }0}^{2}\). Las dimensiones del dominio en las direcciones x e y son iguales. La relación de masas mp/me = 25 es artificial al igual que la velocidad de la luz (20 VA0) y la escala de inercia del protón dp = L/163,84. Como se ha establecido en trabajos anteriores, los resultados no son sensibles a estos valores33,34. El radio del campo magnético cilíndrico es de 60 dp y las escalas de la cuadrícula son de 0,02 dp en ambas direcciones del espacio, con alrededor de 400 partículas por celda.

Debido a que las velocidades y energías en la simulación están normalizadas a las velocidades de Alfvén VA0 y mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\), respectivamente, la comparación directa con las observaciones requiere que estas establecer los parámetros, y en concreto la velocidad VA0 de Alfvén donde se está produciendo la reconexión. Como se describe en el texto principal, utilizamos dos enfoques distintos para estimar VA0. El primero proviene de la amplitud de los estallidos de flujo medidos por el PSP a 13,4 Rs, que tienen valores en torno a los 300 km s−1. El segundo proviene de comparar los espectros de protones de la simulación y los medidos con SPAN-Ion. Específicamente, igualamos el límite de baja energía del espectro de ley de potencia de protones de la simulación y las observaciones. Esto produce mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\) = 1,4 keV, que corresponde a VA0 = 370 km s−1. Por lo tanto, los dos enfoques arrojan valores comparables, lo que nos permite comparar directamente los resultados de la simulación con las observaciones. Los índices espectrales de alrededor de −8 para los flujos de energía alfa y de protones de la simulación son independientes de esta normalización. Que estén aproximadamente de acuerdo con los datos de observación es un fuerte apoyo para el modelo de reconexión de intercambio para estas partículas energéticas. Además, observamos que una simulación con la mitad del tamaño del dominio (L = 81,92 dp) produjo espectros de ley de potencia con índices espectrales similares.

Muchos de los modelos globales que se han utilizado para explorar la aceleración del viento solar se han basado en la suposición de que las ondas de Alfvén1,2 u otras formas de estructuras magnéticas5 se inyectan en la corona baja y el calentamiento asociado con esta turbulencia produce la presión. necesarios para impulsar el viento. Dado que la reconexión de intercambio a menudo se invoca como la fuente de esta turbulencia, es importante explorar si una fracción sustancial de la energía magnética liberada aparece como turbulencia magnética versus energización directa de partículas o flujo masivo. En Datos extendidos, la Fig. 2 es un gráfico bidimensional de la temperatura del protón de la misma simulación y al mismo tiempo que el gráfico del flujo vertical de protones en la Fig. 3b. Todo el escape de salida está lleno de protones de alta temperatura con temperaturas que son una gran fracción de mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\), que, como se explica en el texto principal , está en el rango de 0,9 keV a 1,4 keV. Las líneas de campo deformadas en el escape de la reconexión que son evidentes en la Fig. 3b y la Fig. 2 de datos ampliados sugieren que la reconexión también genera ondas y turbulencias magnéticas. No se ha realizado una exploración detallada de la energía relativa que aparece como turbulencia magnética versus calentamiento directo, pero es una extensión importante de los presentes resultados, especialmente en tres dimensiones, donde el proceso de reconexión es mucho más dinámico.

Los datos de la misión PSP utilizados en este estudio están disponibles abiertamente en la Instalación de datos de física espacial de la NASA (https://nssdc.gsfc.nasa.gov) y se analizaron utilizando el paquete de software IDL/SPEDAS (https://spedas.org/ Blog/). Las simulaciones por computadora utilizaron recursos del Centro Nacional de Computación Científica de Investigación Energética, una instalación para usuarios de la Oficina de Ciencias del DOE respaldada por la Oficina de Ciencias del Departamento de Energía de EE. UU. bajo el contrato no. DE-AC02-05CH11231. Los datos de simulación están disponibles en https://doi.org/10.5281/zenodo.7562035.

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Las suites FIELDS, SWEAP e ISOIS fueron diseñadas, desarrolladas y operadas bajo el contrato NNN06AA01C de la NASA. Reconocemos las extraordinarias contribuciones del equipo de ingeniería de naves espaciales y operaciones de la misión PSP en el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. MV fue apoyado en parte por el Instituto Internacional de Ciencias Espaciales, Berna, a través de la beca J. Geiss. JFD y MS recibieron el apoyo del Drive Science Center on Solar Flare Energy Release (SolFER) de la NASA con la subvención 80NSSC20K0627, la subvención de la NASA 80NSSC22K0433 y la subvención NSF PHY2109083. TSH cuenta con el apoyo de la subvención STFC ST/W001071/1. OP fue apoyado por la NASA Grant 80NSSC20K1829. Los elementos de este trabajo se beneficiaron de las discusiones en la reunión del Equipo 463 en el Instituto Internacional de Ciencias Espaciales (ISSI).

Departamento de Física, Universidad de California, Berkeley, CA, EE. UU.

SD Bale y MD McManus

Laboratorio de Ciencias Espaciales, Universidad de California, Berkeley, CA, EE. UU.

SD Bale, MD McManus, DE Larson y T. Phan

Departamento de Física, Instituto de Ciencias Físicas y Tecnología y el Instituto Espacial Conjunto, Universidad de Maryland, College Park, MD, EE. UU.

JF Drake

Instituto de Investigación en Electrónica y Física Aplicada, Universidad de Maryland, College Park, MD, EE. UU.

JF Drake y M. Swisdak

Instituto de Investigación del Suroeste, San Antonio, TX, EE. UU.

MI Desai

Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, Cambridge, MA, EE. UU.

ST Badman

Laboratorio Blackett, Imperial College London, Londres, Reino Unido

TS Horbury

Laboratorio de Física Aplicada de Johns Hopkins, Laurel, MD, EE. UU.

NE Raouafi y D. Mitchell

Departamento de Ciencias de la Tierra, Planetarias y Espaciales, Universidad de California, Los Ángeles, CA, EE. UU.

M. Velli

Instituto Internacional de Ciencias Espaciales, Berna, Suiza

M. Velli

Departamento de Ciencias Astrofísicas, Universidad de Princeton, Princeton, NJ, EE. UU.

DJ McComas

Instituto de Tecnología de California, Pasadena, CA, EE. UU.

CMS Cohen

Advanced Heliophysics Inc., Los Ángeles, CA, EE. UU.

O. Panasenco

BWX Technologies, Inc., Washington, DC, EE. UU.

JC Kasper

Ciencias e Ingeniería del Clima y el Espacio, Universidad de Michigan, Ann Arbor, MI, EE. UU.

JC Kasper

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SDB y JFD escribieron el manuscrito con importantes contribuciones de STBSDB analizaron las mediciones de PSP, con contribuciones de MDM, MID, TSH y DELSTB realizaron el análisis de PFSS. JFD y MS realizaron las simulaciones por computadora. SDB, JCK y DJM lideran los equipos de PSP/FIELDS, SWEAP e ISOIS, respectivamente. Todos los autores participaron en la interpretación de los datos y leyeron y comentaron el manuscrito.

Correspondencia a SD Bale.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature agradece a Vadim Uritsky, GP Zank y a los demás revisores anónimos por su contribución a la revisión por pares de este trabajo.

Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a los reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.

La magnitud de la componente radial del campo magnético se modela mediante la implementación de PFSS, restringida por magnetogramas en los puntos de apoyo fotosféricos y la condición de frontera abierta en 2,5 RS. Esta magnitud de campo es consistente con el campo medido en Parker Solar Probe y se usa para estimar la velocidad de Alfvén en el sitio de reconexión.

La temperatura del protón se muestra a partir de la misma simulación y al mismo tiempo que el flujo vertical que se muestra en la Fig. 3b. La temperatura se normaliza a mp\({V}_{{\rm{A}}{\rm{0}}}^{{\rm{2}}}\), que, como se explica en el texto principal, es en el rango de 0,9 keV a 1,6 keV. Así, dado que la energía magnética liberada por partícula durante la reconexión es de alrededor de mp\({V}_{{\rm{A}}{\rm{0}}}^{{\rm{2}}}\), a Una gran fracción de la energía magnética liberada se destina al calentamiento y energización del plasma ambiental muy cerca del sitio de liberación de energía magnética. Queda por explorar la energía que entra en los campos magnéticos turbulentos que se inyecta hacia arriba en la corona y está disponible para calentar aún más el plasma ambiental.

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Bale, SD, Drake, JF, McManus, MD y col. Reconexión de intercambio como fuente del viento solar rápido dentro de los agujeros coronales. Naturaleza 618, 252–256 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-05955-3

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Recibido: 11 agosto 2022

Aceptado: 14 de marzo de 2023

Publicado: 07 junio 2023

Fecha de emisión: 08 de junio de 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-05955-3

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