Medición de la temperatura coronal con hierro

Esta imagen de la corona solar contiene una superposición de color de la emisión de líneas de hierro altamente ionizadas y luz blanca tomadas del eclipse de 2008. El rojo indica la línea de hierro Fe XI 789,2 nm, el azul representa la línea de hierro Fe XIII 1074,7 nm y el verde muestra la línea de hierro Fe XIV 530,3 nm. Este es el primer mapa de este tipo de la distribución 2-D de la temperatura de los electrones coronales y el estado de carga de los iones. Crédito: Habbal, et al.

Los astrónomos que se presentaron en la conferencia AAS de esta semana informaron sobre una nueva investigación que mide la temperatura de la corona solar. El trabajo combina observaciones de los alcances exteriores del Sol a partir de observaciones durante los eclipses solares totales en 2006, 2008 y 2009. Utilizó el mapeo de varias abundancias de hierro ionizado para construir un mapa de temperatura bidimensional.

Aunque muchas clases de ciencias introductorias pintan la temperatura como un número fijo, en realidad, es el promedio de un rango de temperaturas que es una forma de cuantificar la energía cinética de las partículas en cuestión. Las partículas individuales pueden estar más calientes (mayor energía cinética) mientras que otras pueden estar más frías (menor energía cinética). A medida que estos átomos se mueven, pueden chocar y estas colisiones eliminarán electrones y los átomos se ionizarán. El grado de ionización será indicativo de cuán enérgica fue la colisión.

Esos átomos ionizados se pueden identificar espectroscópicamente o mediante el uso de un filtro para buscar la longitud de onda en la que esos átomos emitirán luz a medida que los nuevos electrones se asienten en los orbitales previamente vacantes. Al medir las cantidades relativas de ionización, los astrónomos pueden reconstruir el rango de energías cinéticas en el gas y, por lo tanto, el rango de temperatura que, a su vez, puede usarse para determinar la temperatura promedio.

Este es el método que utilizó un equipo internacional de astrónomos para estudiar la corona solar. Dado que los átomos de luz no funcionan bien con este método (se ionizan por completo o simplemente no pueden mostrar un amplio rango de ionización como los átomos con más electrones), los astrónomos optaron por estudiar la corona del Sol a través de varios estados de ionización de hierro. Al hacerlo, mapearon varios estados de ionización, incluida la captura por primera vez de las escurridizas líneas Fe IX (hierro con 8 electrones eliminados) a 789,2 nm.

Un hallazgo interesante fue que la región de emisión se extendía a tres radios solares (o 1,5 veces el diámetro). Después de esta distancia, la tasa de colisión disminuye y ya no puede causar la ionización de los átomos (sin embargo, los procesos radiativos causados ​​por los fotones del sol aún pueden ionizar los átomos, pero esto ya no es indicativo de la temperatura de los átomos). Esto fue más allá de lo previsto originalmente.

Otro resultado de su trabajo mostró que existe una fuerte correspondencia entre las cantidades de varios iones provenientes del sol y esa misma proporción en el espacio interplanetario medida por el SWICS en el Explorador de composición avanzado. Esta conexión ayudará a los astrónomos a comprender mejor el funcionamiento de nuestro Sol y cómo sus emisiones pueden afectar a la Tierra.

Los resultados completos de este trabajo se publicarán en la edición del 10 de enero de Astrophysical Journal.

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