Electrical discharges in planetary upper atmospheres: thermal and chemical effects

Abstract

Introducción Los TLEs (Transient Luminous Events) son enormes estructuras luminosas muy breves (< 100 ms), asociadas a una fuerte actividad tormentosa, que se desarrollan entre la estratosfera (15 km) y la ionosfera (100 km) y fueron descubiertos en 1989 [1]. De la amplia variedad de tipos de TLEs, los sprites y los halos son los más comunes. Los halos son estructuras de plasma de forma achatada y color rojizo que se desarrollan entre los 75 km y 85 km de altitud como consecuencia de la caída de un rayo [2,3]. Los rayos precursores pueden ser tanto ¿CG (negativo nube-tierra) como +CG (positivo nube-tierra) y su duración suele ser entre 1 ms y 10 ms. Estos halos pueden propagarse horizontalmente hasta 100 km y 10 km verticalmente pudiendo presentarse en solitario o en compañía de un sprite. Los sprites son enormes estructuras filamentosas de plasma, asociados a +CG, que se propagan desde la baja ionosfera (80 km) hasta la baja mesosfera (50 km) y con una duración de hasta 15 ms [4]. Tienen un color rojizo en su parte superior debido al decaimiento radiativo del primer sistema positivo del nitrógeno molecular (1PN2) y azul en su parte inferior debido al segundo sistema positivo del nitrógeno molecular (2PN2) [5]. Cada streamer o filamento del sprite puede tener diámetros que van desde los 10 m hasta los 200 m y un sprite, en conjunto, puede extenderse horizontalmente hasta los 50 km. El modelo más aceptado hoy dia para explicar la generación de sprites y halos es la teoría de campo cuasielectroestático [6]. Estas estructuras de plasma débilmente ionizado posiblemente no sean patrimonio único de la Tierra ya que se ha observado actividad eléctrica en otros planetas del Sistema Solar como Júpiter [7] y Saturno [8].

Motivación Se han realizado estudios, tanto con simulaciones numéricas como en experimentos de laboratorio, de la evolución química y térmica de la atmósfera terrestre bajo la acción de sprites y halos, así como el análisis de su señal espectral. En primer lugar se realizaron simulaciones del impacto eléctrico y químico de diferentes perfiles de rayos, tanto ¿CG como +CG, y con diferentes momentos de intensidad máximos (100 kAkm, 200 kAkm y 500 kAkm) así como de un perfil de rayo +CG realista [9] entre los 50 km y los 85 km de altura. Se realizó una relajación previa de las ecuaciones de equilibrio estadístico para obtener las densidades iónicas iniciales a través de las densidades de especies neutras del modelo WACCM y de la densidad electrónica de Hu et al. [10], así como para obtener la tasa de ionización e ionización disociativa de N2 y O2 por rayos cósmicos. Una vez calculadas las densidades iniciales se procedió a las simulaciones en un rango de 35 alturas en la mesosfera para cada uno de los casos de rayos considerados. Se ha empleado un modelo cinético con casi 100 especies químicas y más de 900 procesos basado en el modelo de Gordillo-Vázquez [11, 12] resolviendo las ecuaciones de forma autoconsistente. También para el caso de los halos se realizaron estudios de laboratorio de plasmas de aire a diferentes presiones (entre 0.1 mbar y 2 mbar) en un reactor de cátodo hueco. Con esto se pretendió generar análogos de laboratorio de halos de sprites para estudiar sus características espectrales y térmicas con diferentes resoluciones espectrales. Se estimó la temperatura rotacional (gas) de los plasmas con técnicas no invasivas a diferentes presiones y con tres diferentes técnicas espectroscópicas: a) estructura rotacional de la banda (0,0) del primer sistema negativo del ion N2+ [13], b) a través de los picos de la cabeza de las sub-bandas de la transición vibracional (3,0) del 1PN2 [14], y c) a través del ajuste con espectros sintéticos de las bandas rovibracionales del 1PN2 [15]. Además, se han realizado simulaciones de streamers de sprites a diferentes alturas en la mesosfera (entre 50 km y 80 km) y utilizando perfiles de corriente de streamers de sprite similares a los descritos por Luque et al. [16] y Luque y Ebert [17]. Los perfiles de corriente fueron extendidos con afterglows de 5 ms, 50 ms y 100 ms de duración, siempre dentro de los valores observados. Al igual que en el caso de los halos, se realizó una relajación previa para obtener las densidades iniciales así como una relajación térmica de las ecuaciones de la energía. Todas las ecuaciones se resuelven de forma autoconsistente en el modelo empleado en las simulaciones de halos. Por último, hemos estudiado los efectos químicos de rayos intra-nube con diferentes momentos de carga (CMC) y con diferentes perfiles de densidad de electrones en la baja ionosfera de Saturno. Hemos desarrollado un modelo cinético autoconsistente unidimensional el cual puede estimar la dependencia en tiempo y en altura del campo eléctrico y las especies químicas consideradas así como la emisión de fotones.

Resultados Primeramente, para las simulaciones del modelo autoconsistente de halos, hemos visto que el campo eléctrico reducido asociado a rayos troposféricos alcanza valores cercanos al campo de ruptura (120 Td) para descargas de +CG y para rayos ¿CG con un momento de corriente igual o superior a 200 kAkm. La evolución química de las especies estudiadas es más significativa para descargas +CG debido a la relativamente alta producción de electrones en la fase de corriente continua (20 kAkm), donde está alojada la gran mayoría del momento de carga del rayo. A su vez, la gran variación en las densidades de especies metaestables podría contribuir al ¿fast heating¿ de la atmosfera. Según nuestras simulaciones, el brillo instantáneo de los halos podría exceder de 1MR para rayos +CG y para los rayos ¿CG con gran momento de corriente máximo [18]. Los resultados obtenidos en las simulaciones de campos de sprites son muy variados. Los más significativos son: un aumento de más de 7 órdenes de magnitud en la concentración de electrones, incrementos de 2 órdenes de magnitud en la densidad de N2O y de más de 7 ordenes en la concentración de NO (especies involucradas en los procesos de catálisis del ozono). También hemos apreciado que el calentamiento del gas circundante a los sprites depende proporcionalmente a la duración del afterglow de corriente y es más intenso a bajas alturas (entre 50 km y 60 km) pudiendo ser en un caso extremo de más de 40 K. La mayoría de la energía del campo eléctrico va a la excitación de los niveles vibracionales del estado electrónico fundamental del N2. Por último, hemos estimado que el brillo de emisión en infrarrojo a 4.26 micras podría estar entre 1 MR y 10 MR, con lo que podría ser detectada desde el espacio con la instrumentación adecuada [19]. De los experimentos de laboratorio en un reactor de cátodo hueco se obtuvieron otros resultados interesantes. Debido al tiempo de relajación rotación-translación característico del N2+(B2¿u+) el uso del primer sistema negativo del N2+ como ¿termómetro¿ podría servir para medir temperaturas de TLEs entre los 60 km (0.23mbar) y los 48 km (1.5mbar) de altitud. Debido también a que la distribución de estados rotacionales N2(B3¿g) está termalizada a 75 km de altitud, el uso de esta especie funciona también como un buen ¿termómetro¿ entre los 75 km y los 53 km de altitud. Hemos encontrado que las poblaciones relativas de los niveles vibracionales de N2(B3¿g) desde v¿=2 hasta v¿=7 son similares en plasmas de aire producidos en laboratorio, en reactor de cátodo hueco y en plasmas de TLE a diferentes alturas (53-74 km). Sin embargo, los resultados para v¿=1 de Bucsela et al [20] a 53 km siguen la tendencia predicha por Luque y Gordillo-Vázquez [21] a través de modelos cinéticos para 74 km de altitud. Esto último puede ser debido a una excitación más efectiva del N2(B,v¿=1) en sprites que en descargas en reactor de cátodo hueco [15].

Finalmente, se han realizado simulaciones de rayos en la atmósfera de Saturno donde hemos probado dos perfiles de densidad de electrones ambiental encontrando que con la estimación más conservadora de CMC de un rayo, esto es 105 C km, se podrían producir halos débiles y posiblemente sprites si la base de la ionosfera está situada a 1000 km sobre la presión de referencia de 1 bar. Si la base de la ionosfera está situada a 600 km sobre el nivel de 1 bar, entonces solo el caso extremo de 106 C km de CMC podría producir una considerable ionización, halos y posiblemente sprites. También hemos encontrado que el ion H3+ es producido rápidamente a partir del H2+ y llega a ser el ion más dominante en todos los casos considerados. La luz emitida por halos o sprites, principalmente en azul y ultravioleta estaría por debajo del umbral de detección de la nave Cassini que ha detectado rayos en la atmósfera de Saturno [22].