Reconexão de intercâmbio como fonte do vento solar rápido dentro de buracos coronais

Nature volume 618, páginas 252–256 (2023) Citar este artigo

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O rápido vento solar que preenche a heliosfera se origina nas regiões profundas do campo magnético aberto do Sol, chamadas de "buracos coronais". A fonte de energia responsável pela aceleração do plasma é amplamente debatida; no entanto, há evidências de que é, em última análise, de natureza magnética, com mecanismos candidatos, incluindo aquecimento de ondas1,2 e reconexão de intercâmbio3,4,5. O campo magnético coronal perto da superfície solar é estruturado em escalas associadas a células de convecção de 'supergranulação', em que os fluxos descendentes criam campos intensos. A densidade de energia nesses feixes de campo magnético da 'rede' é uma fonte de energia candidata para o vento. Aqui relatamos medições de fluxos de vento solar rápido da espaçonave Parker Solar Probe (PSP)6 que fornecem fortes evidências para o mecanismo de reconexão de intercâmbio. Mostramos que a estrutura de supergranulação na base coronal permanece impressa no vento solar próximo ao Sol, resultando em manchas assimétricas de 'switchbacks' magnéticos7,8 e rajadas de vento com espectros de íons energéticos semelhantes a leis de potência para além de 100 keV. As simulações de computador da reconexão de intercâmbio suportam os principais recursos das observações, incluindo os espectros de íons. Características importantes da reconexão de intercâmbio na coroa baixa são inferidas a partir dos dados, incluindo que a reconexão é sem colisão e que a taxa de liberação de energia é suficiente para alimentar o vento rápido. Neste cenário, a reconexão magnética é contínua e o vento é conduzido tanto pela pressão de plasma resultante quanto pelas rajadas radiais de fluxo Alfvénic.

Medições recentes da NASA Parker Solar Probe (PSP) mostraram que o vento solar que emerge dos buracos coronais é organizado em 'microfluxos' com uma escala angular (5–10°) na longitude Carrington9 semelhante às células de supergranulação subjacentes associadas a fluxos horizontais na fotosfera10. No entanto, os pontos de base do encontro PSP anterior estavam em altas latitudes no outro lado do Sol, de modo que a estrutura magnética das células e sua conectividade com a espaçonave não puderam ser determinadas, impedindo uma análise completa da fonte dos microfluxos. .

No solar Encounter 10 (E10), o PSP chegou a 12,3 raios solares (RS) da fotosfera. A Figura 1 resume as medições de plasma11, íon energético12 e campo magnético13 feitas próximo ao periélio. Um espectrograma de íons na Fig. 1a,b se estende de energias térmicas até cerca de 85 keV e, como a velocidade do próton na Fig. 1c, é estruturado como 'microfluxos' discretos9,14,15 cuja duração diminui de cerca de 10 h para cerca de 2 h conforme a espaçonave se aproxima do periélio. Os dados da Fig. 4b (e discutidos posteriormente) mostram que as distribuições de energia dos íons são leis de potência em altas energias que se estendem além de 100 keV. A estrutura característica dos microfluxos é destacada por arcos vermelhos na Fig. 1c, e um traço azul indica a abundância térmica medida de partículas alfa AHe = nα/np (onde nα e np são a densidade de partículas alfa e a densidade do número de prótons, respectivamente), que é igualmente modulado. O alto potencial de primeira ionização do hélio requer que a abundância de partículas alfa seja congelada na base da coroa ou na cromosfera16, de modo que essas estruturas de microfluxo sejam organizadas na própria fonte do vento. A componente radial do campo magnético interplanetário na Fig. 1d mostra que as inversões do campo Alfvénico de grande amplitude, 'switchbacks', também estão associadas aos microstreams. Um modelo de superfície de fonte de campo potencial (PFSS)17,18,19 (Métodos) é usado para inferir os pontos de base do campo magnético que se conecta ao PSP e mostra a conexão com dois orifícios coronais distintos. A série temporal da longitude do ponto do pé na superfície solar é mostrada na Fig. 1e e como diamantes brancos contra uma imagem do Solar Dynamics Observatory/Extreme Ultraviolet20 de 193 Å na Fig. 2a.