La utilidad del viento solar como laboratorio de turbulencias

El viento solar es un flujo continuo de plasma que sale de la corona solar y se difunde por toda la heliosfera. Durante su expansión, el viento solar adquiere un carácter turbulento que evoluciona hacia una turbulencia hidrodinámica dependiente del estado descrita mediante la teoría de Kolmogorov.

No obstante, el campo magnético tiene efectos muy notables en la dinámica de las turbulencias. Debido al campo magnético intenso que transporta el viento solar, las fluctuaciones de baja frecuencia se describen mejor en el marco físico-matemático de MHD. Así, también emergen analogías interesantes entre las turbulencias de fluidos y MHD.

En el marco del proyecto SOLWINDCAS (Cascade rates of magnetohydrodynamic turbulence in the solar wind), financiado por la Unión Europea, un grupo de científicos estudió un método alternativo para describir la cascada de energía turbulenta: la ley de Yaglom para turbulencias MHD.

Los científicos de SOLWINDCAS establecieron la ley de Yaglom para la cascada de energía turbulenta MHD en un viento solar que se expandiese de forma uniforme. Su análisis teórico se basó en un modelo de expansión en dos escalas de la turbulencia MHD y dio como resultado la incorporación de dos términos nuevos a la ley de Yaglom.

El primer término que aparece en la ley de Yaglom está relacionado con la disminución de la energía turbulenta MHD a causa de interacciones no lineales. El segundo término se debe a la interacción entre campos magnéticos de gran escala y ondas de Alfven de pequeña escala que se propagan hacia dentro y hacia fuera.

Utilizando las mediciones de campo magnético y plasma de WIND y la astronave Helios 2, los científicos mostraron que, a bajas frecuencias, estos términos se vuelven comparables al momento mixto de tercer orden de Yaglom. Por consiguiente, se deberían tener en cuenta al restimar la tasa de cascada de energía en el viento solar.

A continuación, SOLWINDCAS se centró en la energía residual negativa en el viento solar turbulento. En particular, las medidas in situ del viento solar fluctuante muestra que la energía de las fluctuaciones del campo magnético supera la energía cinética. Las simulaciones numéricas desvelan el mismo comportamiento.

Los resultados del análisis teórico describen por primera vez cómo surge energía residual negativa de fuertes turbulencias MHD. Incluso aunque inicialmente no haya energía residual, siempre se generará energía residual negativa mediante la interacción de ondas de Alfven de forma no lineal.

SOLWINDCAS proporcionó una explicación sólida de las propiedades observadas en el viento solar y las simulaciones numéricas de turbulencias MHD. El viento solar ofreció un laboratorio natural para probar teorías y mejorar el conocimiento actual de las turbulencias MHD que también aparecen en aplicaciones prácticas, como los dispositivos de confinamiento de plasma.