Andrea Costa
IATE UNC
Colaboradores:Gustavo Krause, Mariana Cécere,
Carlos Francile, Ernesto Zurbriggen, Sergio Elaskar y Matías Schneiter
Reunión anual de la AAA 2014
Simulación de Ondas MoretonSimulación de Ondas Moreton
ONDAS MORETONONDAS MORETON
Ondas cromosfericas Origen coronal de larga escala
Halfa emisión azul y absorción rojoOnda simple: Compresión y relajación
Velocidad (500-1500)Km/segPueden activar filamentos lejanos
Contrapartes EUV-EIT, Rayos X, Microondas
Escenarios en Controversia: CME – FlareProblemas
No todo flare produce una Moreton Aceleraciones menores a las usuales
Flare y CME pueden generar una onda simpleMecanismo tipo expansión Sedov Blast wave
Flare proceso de reconexión de pequeña escala Baja corona y gran liberación de energía (HRX)Expansión de volumen debido a gradiente de presión del gasExpansión libre Fase impulsiva corta CME erupción magnética hacia medio interplanetario (SXR)Expansión flancos laterales CME - presión y tensión magnéticaPseudo onda debido a la reestructuración del campoExpansión forzada por la erupción Fase impulsiva larga
Francile, Costa, Luoni, Elaskar A&A 2013Dic, 2006 Hasta OAFA
Se vuelve detectable 175Mm de la fuente - delay en la formación del choque La expansión coronal debe formar el choque y hacer que sea eficiente en el barridode la cromosfera acelerando a 700km/seg en 4 minutos siendo visible durante 6 minutosY por una distancia de 275Mm.
Condiciones cromosfera-corona estandarY en equilibrio de presiones entre ellas.Campo radial, constante y planoPulso de presión limitado por temperaturaDistintos B, pulsos de presión y alturapermiten ajustar la velocidad y ladistancia y el tiempo de aparición del frente Moreton
SIMULACIONESFLASH4MHD AMR
0 1 2 3 4 5
x 1010
2.6
2.8
3
3.2
3.4
3.6
x 10−14
x [cm]
ρ[k
gcm
−3
]
0 1 2 3 4 5
x 1010
2.6
2.8
3
3.2
3.4
3.6
x 10−14
x [cm]
ρ[k
gcm
−3
]
0 1 2 3 4 5
x 1010
2.6
2.8
3
3.2
3.4
3.6
x 10−14
x [cm]
ρ[k
gcm
−3
]
0 100 200 300 400 5000
100
200
300
400
500
t [s]
Dis
tance
[Mm
]
p u ls e = 100,By =3.8 G,∆ ρ =0.5%
0 100 200 300 400 5000
100
200
300
400
500
t [s]
Ave
rage
Dis
tanc
e[M
m]
By =1 .0G
By =2 .5G
By =5 .0G
Frente MHD fast sobre la cromosfera para tiempos 210seg, 380 seg y 600 segDistancia y tiempo de aparición del frente cromosferico para el pulso máximoCampos más grandes --> mayor velocidad pero menor intensidad
A mayor pulso más intensa la Moreton y más rápido se genera el choque a menor distancia de la fuente.
A mayor campo mayor velocidad y menos intensa la Moreton
●No se puede aumentar la intensidad del pulso-límite de la temperatura.
●No se puede disminuir el campo-fija la velocidad ●Dado el pulso la altura del blast fija la distancia y el
tiempo en que la Moreton se comienza a observar
Otras pruebas ----> aumentar la intensidad Moreton: Pulso con duración temporalPulso con velocidad inicial Otra configuración de campo. Campo decreciente desde la periferia de una RA
β<10-4
Un cálculo de órdenes de magnitud permite mostrar que un blast interno RA no es capaz de generar un choque fast fuera de ella con las características requeridas.Flaring loop T como 4 10⁷K y densidad coronal Loop se expande debido a la presión del gas contra el medio no perturbado. Calculando la compresión del plasma por el paso de una onda de choque y equilibrando presiones se estima el valor de 0.01<β<0.1
Pulsos de presión característicos en RA no son capaces deimpulsar choques fuera
0 100 200 300 400 5000
100
200
300
400
500
t [s]
Dis
tan
ce[M
m]
p u ls e = 100., Bact =13.0 G,B0 =3.5 0,h = 50 Mm,∆ ρ = 8%
CONCLUSIONES
Dentro del marco de hipótesis simplificadas del modelo:
●La onda Moreton 2006 puede ser descrita como correlatocromosferico de un choque fast excitado por un pulso de presión.●A partir de la simulación se puede estimar el campo en la periferia de la RA y la altura en la que se habría producido el blast. ●Para que la Moreton tenga una intensidad observable el blast debe ocurrir cerca de la periferia de la RA con uncampo ambiente que disminuya a partir de ella.●Esto podría justificar que las Moreton son eventos poco frecuentes
GRACIAS