Resumen de Nonlinear evolution of torsional Alfvén waves in solar atmospheric flux tubes

Sergio Díaz Suárez

• español

  El Sol es una estrella dinámica de plasma con una atmósfera magnetizada donde se observan frecuentemente ondas magnetohidrodinámicas (MHD). En esta Tesis, se investiga la evolución no lineal de ondas estacionarias torsionales de Alfvén en estructuras coronales solares como bucles coronales, hebras de protuberancia y cuerdas de flujo coronal, mediante simulaciones numéricas tridimensionales. Para ello, se usa el código abierto PLUTO, que resuelve las ecuaciones MHD no lineales mediante formulación de volúmenes finitos y usando mallas adaptativas de refinamiento. Un bucle coronal y una hebra de protuberancia se modelan como tubos de flujo rectos llenos de plasma más denso que su entorno. En cambio, una cuerda de flujo coronal se modela mediante un campo magnético retorcido inmerso en un plasma coronal uniforme. El efecto de la fotosfera solar se representa en los modelos mediante la condición de atadura de las líneas del campo magnético en las bases de las estructuras. Las ondas estacionarias torsionales de Alfvén son excitadas perturbando la componente de la velocidad en la dirección perpendicular a las líneas de campo magnético. Debido a la variación espacial de la frecuencia de Alfvén a través del tubo, causado por inhomogeneidades en densidad y/o campo magnético, las ondas de Alfvén oscilan independientemente entre sí en superficies magnéticas adyacentes. Como resultado, las ondas desarrollan mezcla de fases generando flujos de cizalla y transporta energía de onda a números de ondas perpendiculares más grandes cuando pasa el tiempo. En esta fase inicial, la dinámica es cuasilineal. Simultáneamente, otras ondas MHD pueden aparecer durante la evolución debido a acoplamiento lineal o no lineal. Las ondas magnetoacústicas lentas son generadas no linealmente debido a la fuerza ponderomotriz mientras que las ondas salchicha rápidas son linealmente generadas si la torsión magnética está presente. Con el tiempo, los flujos de cizalla de la mezcla de fases excitan la inestabilidad Kelvin-Helmholtz (KHi). Esto es inevitable si el tubo de flujo tiene un campo magnético recto. En tubos con torsión magnética débil, el comienzo de la KHi se retrasa, pero evoluciona similarmente como cuando no hay torsión. En cambio, en tubos con una fuerte torsión magnética, la tensión magnética puede inhibir no linealmente el crecimiento de la inestabilidad. El comienzo de la KHi depende de varios parámetros del modelo como la longitud del tubo, la amplitud de la velocidad inicial o la escala de longitud transversal de la inhomogeneidad. La KHi excita modos azimutales de orden más alto que el torsional e incrementa drásticamente los valores de vorticidad y densidad de corriente con respecto a los valores encontrados durante la fase cuasilineal previa. Durante la evolución no lineal de la KHi, la turbulencia surge de manera natural al fragmentarse los grandes vórtices que genera la KHi en vórtices cada vez más pequeños. La turbulencia es anisótropa y aparece predominantemente en la dirección perpendicular al campo magnético. Además, la turbulencia acelera el transporte de energía a pequeñas escalas iniciado por la mezcla de fases. En la hebra de protuberancia, se consideran dos mecanismos de disipación en plasmas parcialmente ionizados: las difusiones ambipolar y Óhmica. No obstante, el calentamiento causado por estos efectos es irrelevante. En la cuerda de flujo coronal, la KHi genera no linealmente inestabilidades secundarias que comprimen el plasma. Esta dinámica genera espontáneamente filamentos permanentes y densos localmente alineados con el campo magnético. Finalmente, se exploran posibles marcas observacionales de la evolución descrita usando modelado sintético de emisión en extremo ultravioleta en plasmas coronales y de la línea Hα en hebras de protuberancias. Como resultado, algunas etapas de la dinámica podrían distinguirse en observaciones con una resolución espacial suficientemente alta.

• català

  El Sol és una estrella dinàmica de plasma amb una atmosfera magnetitzada on s'observen sovint ones magnetohidrodinàmiques (MHD). En aquesta Tesi, s'investiga l'evolució no lineal d'ones estacionàries torsionals d'Alfvén en estructures coronals solars com a bucles coronals, fils de protuberància i cordes de flux coronals, mitjançant simulacions numèriques tridimensionals. Per a això, s'usa el codi obert PLUTO, que resol les equacions MHD no lineals mitjançant formulació de volums finits i usant malles adaptatives de refinament. Un bucle coronal i un fil de protuberància es modelen com a tubs de flux rectes plens de plasma més dens que el seu entorn. En canvi, una corda de flux coronal es modela mitjançant un camp magnètic retorçat immers en un plasma coronal uniforme. L'efecte de la fotosfera solar es representa en els models mitjançant la condició de lligam de les línies del camp magnètic en les bases de les estructures. Les ones estacionàries torsionals d'Alfvén són excitades pertorbant la component de la velocitat en la direcció perpendicular a les línies de camp magnètic. A causa de la variació espacial de la freqüència d'Alfvén a través del tub, causat per inhomogeneïtats en densitat i/o camp magnètic, les ones d'Alfvén oscil·len independentment entre si en superfícies magnètiques adjacents. Com a resultat, les ones desenvolupen mescla de fases generant fluxos de cisalla i transporta energia d'ona a nombres d'ones perpendiculars més grans quan passa el temps. En aquesta fase inicial, la dinàmica és quasilineal. Simultàniament, altres ones MHD poden aparèixer durant l'evolució a causa d'acoblament lineal o no lineal. Les ones magnetoacústiques lentes són generades no linealment a causa de la força ponderomotriu mentre que les ones salsitxa ràpides són linealment generades si la torsió magnètica és present. Amb el temps, els fluxos de cisalla de la mescla de fases exciten la inestabilitat Kelvin-Helmholtz (KHi). Això és inevitable si el tub de flux té un camp magnètic recte. En tubs amb torsió magnètica feble, el començament de la KHi es retarda, però evoluciona similarment com quan no hi ha torsió. En canvi, en tubs amb una forta torsió magnètica, la tensió magnètica pot inhibir no linealment el creixement de la inestabilitat. El començament de la KHi depèn de diversos paràmetres del model com la longitud del tub, l'amplitud de la velocitat inicial o l'escala de longitud transversal de la inhomogeneïtat. La KHi excita modes azimutals d'ordre més alt que el torsional i incrementa dràsticament els valors de vorticitat i densitat de corrent respecte als valors trobats durant la fase quasilineal prèvia. Durant l'evolució no lineal de la KHi, sorgeix la turbulència de manera natural en fragmentar-se els grans vòrtexs que genera la KHi en vòrtexs cada vegada més petits. La turbulència és anisòtropa i apareix predominantment en la direcció perpendicular al camp magnètic. A més, la turbulència accelera el transport d'energia a petites escales iniciat per la mescla de fases. En el fil de protuberància, es consideren dos mecanismes de dissipació en plasmes parcialment ionitzats: les difusions ambipolar i Òhmica. No obstant això, l'escalfament causat per aquests efectes és irrellevant. En la corda de flux coronal, la KHi genera no linealment inestabilitats secundàries que comprimeixen el plasma. Aquesta dinàmica genera espontàniament filaments permanents i densos localment alineats amb el camp magnètic. Finalment, s'exploren possibles marques observacionals de l'evolució descrita usant modelatge sintètic d'emissió en extrem ultraviolat en plasmes coronals i de la línia Hα en fils de protuberàncies. Com a resultat, algunes etapes de la dinàmica podrien distingir-se en observacions amb una resolució espacial prou alta.

• English

  The Sun is a dynamic star made of plasma with a magnetized atmosphere, where magnetohydrodynamic (MHD) waves are frequently observed. In this Thesis, the nonlinear evolution of standing torsional Alfvén waves in solar coronal structures, such as coronal loops, prominence threads, and coronal flux ropes, is investigated using three-dimensional numerical simulations. The open-source PLUTO code is used, which solves the nonlinear MHD equations using a finite volume formulation and implements the Adaptive Mesh Refinement technique. A coronal loop and a prominence thread are modeled as straight flux tubes filled with plasma that is denser than their environment. In turn, a coronal flux rope is modeled as a twisted magnetic field embedded in a uniform coronal plasma. The effect of the solar photosphere is included in the models through the line-tying boundary condition at the feet of the structures. Standing torsional Alfvén waves are excited by perturbing the component of velocity perpendicular to the magnetic field lines. Owing to the spatially-varying Alfvén frequency across the flux tube, caused by the nonuniformity of density and/or magnetic field, Alfvén waves oscillate independently from each other in adjacent magnetic surfaces. As a result, such waves develop phase mixing, which generates shear flows and transports the wave energy towards larger and larger perpendicular wavenumbers as time increases. In this initial phase, the dynamics is quasi-linear. Simultaneously, other MHD waves can appear during the evolution due to either linear or nonlinear coupling. Slow magnetoacoustic waves are nonlinearly generated due to the ponderomotive force, while fast magnetoacoustic sausage waves are linearly generated if magnetic twist is present. Eventually, the phase-mixing shear flows trigger the Kelvin-Helmholtz instability (KHi), whose onset is unavoidable in flux tubes with a straight magnetic field. In weakly twisted tubes, the onset of the KHi is delayed, but the dynamics is similar to that in straight tubes. However, in strongly magnetically twisted tubes, the magnetic tension can nonlinearly inhibit the KHi growth. The KHi onset time depends on several parameters of the model, such as the length of the flux tube, the initial velocity amplitude, or the transverse nonuniformity length scale. The KHi excites higher azimuthal modes than the torsional mode, and increases dramatically the values of vorticity and current density with respect to those found during the previous quasi-linear stage. During the nonlinear evolution of the KHi, turbulence is naturally driven as the large KHi vortices break into smaller and smaller vortices. Turbulence is anisotropic and develops predominantly across the magnetic field direction. It further accelerates the energy transport to small scales initiated by the phase mixing. In a prominence thread, important dissipative mechanisms in the partially ionized prominence plasma, such as Ohm's and ambipolar diffusion, are considered. However, it is found that the heating caused by these effects is irrelevant. In a coronal flux rope, the nonlinear KHi evolution leads to the presence of secondary instabilities that cause plasma compression. Such dynamics spontaneously generates permanent overdense filaments that are locally aligned with the magnetic field. Finally, possible observational imprints of the described evolution are explored using synthetic modelling of EUV emission in the case of the coronal plasma and of the Hα line in the case of prominence threads. It is found that some stages of the dynamics could be discernible in observations with a sufficiently high spatial resolution.