tl; dr : este es un problema abierto. Se están investigando dos mecanismos propuestos, a saber, calentamiento de onda y reconexión magnética ; pero los detalles exactos aún no se han resuelto por completo.
Las observaciones del sol muestran que la corona solar (región escasa fuera de la fotosfera) es millones de grados Kelvin más caliente que la fotosfera (ver imagen a continuación) [1]. Esto está en marcado contraste con el interior del sol, donde la temperatura (predicha por los modelos) es una función decreciente de la distancia radial desde el núcleo a la fotosfera. [2]
Lo que causa esto es una pregunta abierta en Astrofísica y un área de investigación activa. El mecanismo responsable del calentamiento coronal no puede ser térmico (radiación térmica, convección o conducción) porque requerirá un flujo de calor desde una región más fría a una región más caliente en violación de la segunda ley de la termodinámica. Es decir, debería haber algún mecanismo no térmico para transportar energía desde el interior solar más frío hasta la corona más caliente.
De los mecanismos propuestos, dos, a saber, la reconexión magnética [3] y el calentamiento de las olas se consideran los candidatos más probables. Ambos se han observado realmente [4] [5]; pero las dificultades radican en explicar cómo pueden entregar la cantidad correcta de energía a los lugares correctos para que el perfil de temperatura coronal observado pueda derivarse teóricamente.
- ¿Cómo aparecieron los organismos monocelulares?
- ¿Cuál es el mejor método científico para verificar el calentamiento global personalmente?
- ¿Podemos confiar en la ciencia?
- ¿Por qué todos piensan que el universo tuvo que ser creado? ¿Por qué no podría haber existido, evolucionando con el tiempo?
- ¿Por qué los rayos no caen en mares u océanos? O lo hace?
La teoría del calentamiento de las olas propone que la corona se calienta por la disipación de las ondas que se originan en el interior solar y se propagan hacia afuera. Los modos de onda más importantes son las ondas magnetoacústicas (ondas de sonido en plasma que se acoplan al campo magnético) y las ondas de Alfven (ondas em que se acoplan a la materia en estado de plasma en presencia de campo magnético). Sin embargo, ninguno de estos modos de onda puede describir completamente el calentamiento coronal: las ondas magnetoacústicas se reflejan fuertemente en la fotosfera desde la base de la corona, lo que hace que la transferencia de energía sea ineficiente; y las ondas de Alfven no se disipan lo suficientemente bien en la corona como para producir suficiente cantidad de calor. Algunas simulaciones [6] sugieren que las ondas de Alfven pueden transformarse en otros modos de onda en la base de la corona, que luego pueden disiparse eficientemente en la corona.
La reconexión magnética es un proceso en plasmas altamente conductores donde las líneas de campo magnético cercanas, opuestas, se rompen y se unen liberando energía magnética como energía cinética y calor. Este es el mecanismo que se cree que es responsable de la producción de erupciones solares a partir de manchas solares. La producción de calor ocurre por múltiples caminos, incluida la producción de corrientes eléctricas que liberan calor por disipación óhmica y aceleración masiva de plasma que liberan calor por viscosidad y turbulencia. Se espera que la reconexión magnética ocurra constantemente debido al hecho de que los dipolos magnéticos en la superficie solar están en constante movimiento. Esto puede suceder como microflares que se han observado. [7] Sin embargo, no está claro si la reconexión magnética puede liberar calor a una velocidad suficiente para explicar el calentamiento coronal.
Parece muy probable que uno o una combinación de los dos mecanismos anteriores puedan explicar el problema del calentamiento coronal. Sin embargo, los detalles de cómo sucede exactamente esto aún no se han resuelto. Los avances recientes en la física solar observacional (como la nave espacial SOHO) han proporcionado información valiosa para resolver este problema; pero aún no se ha encontrado una solución completa, en parte debido al hecho de que los cálculos teóricos involucran magnetohidrodinámica, que se sabe que es notablemente difícil de resolver numéricamente.
[1] Capítulo 16, Sección 3 La atmósfera solar
[2] NASA / Marshall Solar Physics El interior solar
[3] Página en harvard.edu
[4] [0903.3546] Alfven Waves en la atmósfera solar inferior
[5] La cámara de imágenes coronal de alta resolución fotografía el sol con luz ultravioleta a una longitud de onda de 19,3 nm
[6] Página en evergreen.edu Bogdan et al. 2003
[7] Comportamiento intermitente en la región de transición y la baja corona del sol silencioso