On the physical nature of chromospheric spicules and coronal rain

• Autores: Matheus Aguiar-Kriginsky Silva
• Directores de la Tesis: Ramón Julio Oliver Herrero (dir. tes.) , Carlos Palenzuela Luque (tut. tes.)
• Lectura: En la Universitat de les Illes Balears ( España ) en 2024
• Idioma: inglés
• Número de páginas: 104
• Tribunal Calificador de la Tesis: Jaume Terradas Calafell (presid.) , Ernest Alsina Ballester (secret.) , Adur Pastor Yabar (voc.)
• Enlaces
  • Tesis en acceso abierto en: RepositoriUIB
• Resumen
  • español

    Nuestra estrella alberga una variedad de fenómenos fascinantes y asombrosos. Su atmósfera, marcada por la interacción entre el campo de radiación y el plasma magnetizado, sirve como un intrigante laboratorio de física de plasmas. La cromosfera, donde la presión magnética y la presión de gas luchan entre sí por la dominancia sobre la dinámica general del plasma, está llena de estructuras densas similares a cabellos. Cuando se observan cerca del limbo solar, estas estructuras se denominan espículas. Esta denominación se vuelve menos homogénea en el disco solar, donde las estructuras fibrilares se clasifican de manera menos amplia como motas, fibrillas dinámicas, fibrillas largas, entre otras. Las espículas, con su naturaleza dinámica marcada por sus cortas vidas, la presencia de ondas que se propagan en su interior y su abundancia, pueden jugar un papel crucial en el transporte de masa y energía a través de la atmósfera solar. Por lo tanto, su correcto modelado es una parte crucial de la física solar en general. Este modelado depende en gran medida de las restricciones observacionales. Por otra parte, otro fenómeno físico espectacular y enigmático que conecta todas las diferentes capas de la atmósfera solar es la lluvia coronal. Los bucles coronales, actuando como autopistas para la circulación del plasma en la corona solar, a menudo están sujetos a fuentes de calentamiento inhomogéneas, principalmente concentradas en sus puntos de anclaje. Este calentamiento de los puntos de anclaje genera flujos de plasma calentado que se eleva a lo largo de las líneas de campo magnético. Dado que las pérdidas radiativas no se compensan lejos de los puntos de anclaje, el plasma se encuentra en un estado de no equilibrio térmico. Esto conduce a un enfriamiento catastrófico del material dentro del bucle coronal que se vuelve cada vez más denso y frío, finalmente enfriándose hasta las temperaturas cromosféricas. Este material finalmente evacua el bucle coronal en forma de lo que se conoce como lluvia coronal. La naturaleza de las fuentes de calentamiento que conducen a la lluvia coronal sigue siendo objeto de intensa investigación. Por lo tanto, es necesaria información observacional adicional sobre el estado del plasma de la lluvia coronal para entender este fenómeno. Además, las gotas de lluvia coronal, siendo intrusos fríos en la corona de un millón de grados, pueden actuar como sensores del campo magnético coronal. El pequeño tamaño de las gotas de lluvia coronal y las espículas ha hecho imposible que los instrumentos del pasado los pudieran estudiar de forma adecuada, y el progreso en entenderlos fue lento. En las últimas dos décadas, con una mejora significativa en la resolución espacial y temporal de los instrumentos, ha comenzado un nuevo auge en el estudio de estas estructuras. Al mismo tiempo, los avances en la capacidad computacional han permitido que la tarea de realizar inversiones de líneas espectrales, que antes llevaba un tiempo exorbitante, se haya convertido en una práctica habitual. En esta tesis, nuestro objetivo es beneficiarnos de ambos avances, instrumentales y computacionales, proporcionando más restricciones derivadas de las observaciones sobre la naturaleza de las espículas y las gotas de lluvia coronal a través del análisis de observaciones de alta resolución y alta cadencia.

  • català

    La nostra estrella alberga una varietat de fenòmens fascinants i sorprenents. La seva atmosfera, marcada per la interacció entre el camp de radiació i el plasma magnetitzat, serveix com un intrigant laboratori de física de plasmes. La cromosfera, on la pressió magnètica i la pressió de gas lluiten entre si per la dominància sobre la dinàmica general del plasma, està plena d'estructures denses semblants a cabells. Quan s'observen prop del limbe solar, aquestes estructures es denominen espícules. Aquesta denominació es torna menys homogènia en el disc solar, on les estructures fibril·lars es classifiquen de manera menys àmplia com a motes, fibrilles dinàmiques, fibrilles llargues, entre altres. Les espícules, amb la seva naturalesa dinàmica marcada per les seves curtes vides, la presència d'ones que es propaguen en el seu interior i la seva abundància, poden jugar un paper crucial en el transport de massa i energia a través de l'atmosfera solar. Per tant, el seu modelatge correcte és una part crucial de la física solar en general. Aquest modelatge depèn en gran mesura de les restriccions observacionals. D'altra banda, un altre fenomen físic espectacular i enigmàtic que connecta totes les diferents capes de l'atmosfera solar és la pluja coronal. Els llaços coronals, actuant com autopistes per a la circulació del plasma a la corona solar, sovint estan sotmesos a fonts de calor inhomogènies, principalment concentrades als seus punts d'ancoratge. Aquest escalfament dels punts d'ancoratge genera fluxos de plasma escalfat que s'eleva al llarg de les línies de camp magnètic. Atès que les pèrdues radiatives no es compensen lluny dels punts d'ancoratge, el plasma es troba en un estat de no equilibri tèrmic. Això condueix a un refredament catastròfic del material dins del llaç coronal que es torna cada vegada més dens i fred, finalment refredant-se fins a les temperatures cromosfèriques. Aquest material finalment evacua el llaç coronal en forma del que es coneix com a pluja coronal. La naturalesa de les fonts de calor que condueixen a la pluja coronal continua sent objecte d'intensa recerca. Per tant, es necessita informació observacional addicional sobre l'estat del plasma de la pluja coronal per entendre aquest fenomen. A més, les gotes de pluja coronal, sent intrusos freds en la corona d'un milió de graus, poden actuar com a sensors del camp magnètic coronal. La petita mida de les gotes de pluja coronal i les espícules ha fet impossible que els instruments del passat els poguessin estudiar de manera adequada, i el progrés en entendre'ls va ser lent. En les últimes dues dècades, amb una millora significativa en la resolució espacial i temporal dels instruments, ha començat un nou auge en l'estudi d'aquestes estructures. Al mateix temps, els avenços en la capacitat computacional han permès que la tasca abans prohibitivament consumidora de temps de realitzar inversions de línies espectrals s'hagi convertit en una pràctica comuna. En aquesta tesi, el nostre objectiu és beneficiar-nos de tots dos avenços, instrumentals i computacionals, proporcionant més restriccions derivades de les observacions sobre la natura de les espícules i les gotes de pluja coronal a través de l'anàlisi d'observacions d'alta resolució i alta cadència.

  • English

    Our star plays host to a myriad of fascinating and astounding phenomena. Its atmosphere, marked by the interplay between the radiation field and the magnetised plasma, serves as an intriguing plasma physics laboratory. The chromosphere, where the magnetic pressure and the gas pressure battle each other for the dominance over the overall dynamics of the plasma, is filled with hairlike dense structures. When observed near the solar limb, those features are named spicules. This denomination becomes less homogeneous on the solar disc, where fibrillar structures are classified less broadly into mottles, dynamic fibrils, long fibrils, and the list goes on. Spicules, with their dynamic nature marked by their short lifetimes, the presence of propagating waves and their abundance, can play a crucial role in the transport of mass and energy through the solar atmosphere. Therefore, their correct modelling is a crucial part of solar physics in general. This modelling heavily relies on observational constraints. Additionally, another spectacular and puzzling physical phenomenon that connects all the different layers of the solar atmosphere is coronal rain. Coronal loops, acting as highways for the circulation of the plasma in the solar corona, are often subjected to inhomogenous heating sources, mainly concentrated at their footpoints. This footpoint heating generates flows of heated plasma that rise along the magnetic field lines. Since the radiative losses are not compensated for far away from the footpoints, the plasma finds itself in a state of thermal non-equilibrium. This leads to a catastrophic cooling of the material inside the coronal loop that becomes increasingly dense and cold, eventually cooling down to chromospheric temperatures. This material will eventually evacuate the coronal loop in the form of what is known as coronal rain. The nature of the heating sources that lead to coronal rain are still a matter of intense research. Therefore, additional observational information about the state of the coronal rain plasma is necessary in order to understand this phenomenon. Additionally, coronal rain clumps, being cold intruders in the million-degree corona, can act as coronal magnetic field sensors. The small size of coronal rain clumps and spicules has made it impossible for past instruments to properly resolve them, and progress in understanding them was slow. Over the past two decades, with a massive improvement on the spatial and temporal resolution of instruments, a new boom on the study of these structures has started. At the same time, advances in computational power have allowed for the once forbiddingly time consuming task of performing inversions of spectral lines a common practice. We aim on this thesis to benefit from both these instrumentational and computational advances by providing more observational constraints on the nature of spicules and coronal rain clumps through the analysis of high-resolution, high-cadence observations.