Riconnessione dell'interscambio come fonte del veloce vento solare all'interno dei buchi coronali

Natura volume 618, pagine 252–256 (2023) Citare questo articolo

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Il veloce vento solare che riempie l'eliosfera ha origine nelle regioni profonde del campo magnetico aperto sul Sole chiamate "buchi coronali". La fonte di energia responsabile dell'accelerazione del plasma è ampiamente dibattuta; tuttavia, ci sono prove che in definitiva sia di natura magnetica, con meccanismi candidati tra cui il riscaldamento delle onde1,2 e la riconnessione dello scambio3,4,5. Il campo magnetico coronale vicino alla superficie solare è strutturato su scale associate a celle di convezione di “supergranulazione”, per cui i flussi discendenti creano campi intensi. La densità di energia in questi fasci di campo magnetico “a rete” è una candidata fonte di energia per il vento. Qui riportiamo le misurazioni dei flussi di vento solare veloci dalla navicella spaziale Parker Solar Probe (PSP)6 che forniscono una forte prova del meccanismo di riconnessione dell’interscambio. Mostriamo che la struttura di supergranulazione alla base coronale rimane impressa nel vento solare vicino al Sole, risultando in zone asimmetriche di “tornanti” magnetici7,8 e flussi di vento esplosivi con spettri ionici energetici simili a leggi di potenza fino a oltre 100 keV. Le simulazioni al computer della riconnessione dello scambio supportano le caratteristiche chiave delle osservazioni, inclusi gli spettri ionici. Dai dati si deducono importanti caratteristiche della riconnessione dell’interscambio nella bassa corona, incluso il fatto che la riconnessione è priva di collisioni e che il tasso di rilascio di energia è sufficiente per alimentare il vento veloce. In questo scenario, la riconnessione magnetica è continua e il vento è guidato sia dalla pressione del plasma risultante che dalle esplosioni radiali del flusso Alfvénico.

Recenti misurazioni della Parker Solar Probe (PSP) della NASA hanno mostrato che il vento solare che emerge dai buchi coronali è organizzato in "microflussi" con una scala angolare (5–10°) nella longitudine di Carrington9 simile alle celle di supergranulazione sottostanti associate ai flussi orizzontali nella fotosfera10. Tuttavia, i punti di riferimento del precedente incontro con la PSP erano ad alte latitudini sul lato nascosto del Sole, per cui non è stato possibile determinare la struttura magnetica delle cellule e la loro connettività alla navicella spaziale, impedendo un'analisi completa della fonte dei microflussi. .

Nell'incontro solare 10 (E10), la PSP si è trovata entro 12,3 raggi solari (RS) dalla fotosfera. La Figura 1 riassume le misurazioni del plasma11, degli ioni energetici12 e del campo magnetico13 effettuate vicino al perielio. Uno spettrogramma ionico in Fig. 1a,b si estende dalle energie termiche a circa 85 keV e, come la velocità del protone in Fig. 1c, è strutturato come "microflussi"9,14,15 discreti la cui durata diminuisce da circa 10 ore a circa 2 h mentre la navicella si avvicina al perielio. I dati in Fig. 4b (e discussi più avanti) mostrano che le distribuzioni di energia ionica sono leggi di potenza ad alta energia che si estendono oltre 100 keV. La struttura caratteristica dei microflussi è evidenziata da archi rossi in Fig. 1c e una traccia blu indica l'abbondanza misurata di particelle alfa termiche AHe = nα/np (dove nα e np sono rispettivamente la densità delle particelle alfa e la densità del numero protonico), che è similmente modulato. L’elevato potenziale di prima ionizzazione dell’elio richiede che l’abbondanza di particelle alfa sia congelata alla base della corona o nella cromosfera16, quindi queste strutture a microflusso sono organizzate alla fonte del vento stesso. La componente radiale del campo magnetico interplanetario in Fig. 1d mostra che anche le inversioni del campo alfvenico di grande ampiezza, i "tornanti", sono associate ai microflussi. Un modello di superficie della sorgente di campo potenziale (PFSS)17,18,19 (Metodi) viene utilizzato per dedurre i punti di appoggio del campo magnetico che si collega al PSP e mostra la connessione a due distinti fori coronali. La serie temporale della longitudine del punto d'appoggio sulla superficie solare è mostrata in Fig. 1e e come diamanti bianchi rispetto a un'immagine del Solar Dynamics Observatory/Extreme Ultraviolet20 a 193-Å in Fig. 2a.