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Oscilaciones del campo magnetico en el Sol en calma desveladas por Sunrise/IMaX.

Autor/es: Martínez González et al.

Referencia: 2011, ApJ, 730, 37L

Izquierda: evolución temporal de una señal débil de polarización circular. El fondo en blanco y negro representa la densidad de flujo magnético calculada en la aproximación de campo débil, saturada a +- 20 Mx cm-2. Las líneas azules representan los contornos de iso-densidades de flujo magnético a -130,-100,-75,-50,-40,-30,-20,-10, y -5 Mx cm-2. La línea amarilla es el contorno de iso-densidad de flujo que encierra un flujo magnético de -4.5 x 10^16 Mx. <br /><br />Derecha: evolución temporal del área encerrada a flujo magnético constante. Las medidas del área se representan como barras de error. Las líneas azules muestran un ajuste analítico (usando mínimos cuadrados) para apreciar mejor el carácter oscilatorio. El tiempo t en la expresión analítica tiene unidades de minutos.
Izquierda: evolución temporal de una señal débil de polarización circular. El fondo en blanco y negro representa la densidad de flujo magnético calculada en la aproximación de campo débil, saturada a +- 20 Mx cm-2. Las líneas azules representan los contornos de iso-densidades de flujo magnético a -130,-100,-75,-50,-40,-30,-20,-10, y -5 Mx cm-2. La línea amarilla es el contorno de iso-densidad de flujo que encierra un flujo magnético de -4.5 x 10^16 Mx.

Derecha: evolución temporal del área encerrada a flujo magnético constante. Las medidas del área se representan como barras de error. Las líneas azules muestran un ajuste analítico (usando mínimos cuadrados) para apreciar mejor el carácter oscilatorio. El tiempo t en la expresión analítica tiene unidades de minutos.

Al aumentar cada vez más la resolución espacial y la sensibilidad de las medidas espectro-polarimétricas, es más evidente que el Sol en calma está lleno de campos magnéticos increíblemente dinámicos. Estas concentraciones débiles de flujo magnético emergen preferencialmente en las zonas granulares, dónde los movimientos del plasma facilitan a estos campos su ascenso por la atmósfera solar. Tratándose de campos muy débiles, es sorprendente que sobrevivan a los movimientos granulares como estructuras organizadas en forma de arcos que ascienden hasta capas superiores, al menos hasta la baja cromosfera (Martínez González & Bellot Rubio 2009, Martínez González et al. 2010, Wiegelmann et al. 2010). Pero el magnetismo del Sol en calma aún esconde más sorpresas. La gran calidad de los datos del intrumento IMaX de la misión Sunrise (Solanki et al. 2010, Martínez Pillet et al. 2010) ha mostrado la primera evidencia de oscilaciones del campo magnético en las regiones más en calma del Sol.

La mayoría de campos magnéticos de la superficie solar tienen intensidades del orden o menores que el valor de equipartición en la fotosfera (300-500 G). Esto hace que la evolución del embrollo de campos magnéticos esté enteramente dominada por la evolución del plasma turbulento. Los movimientos granulares concentran y separan las líneas de campo magnético. En los paneles izquierdos de la figura se ve cómo la forma de una acumulación de campo en particular está continuamente siendo deformada por los movimientos del plasma que la rodea. En particular, hacemos notar cómo el área encerrada por flujo magnético constante (contorno amarillo en la figura) oscila en el tiempo. Esto implica que la intensidad de campo magnético también debe oscilar en antifase. Esta oscilación se representa en el panel de la derecha de la figura. El patrón oscilatorio y su amortiguamiento son claros, teniendo un periodo asociado del orden de 7 min. Sin embargo, esta oscilación no es igual para todas las acumulaciones de campo. Los periodos son diversos, pero son compatibles con los tiempos de vida de la granulación. En algunos casos, se observa cómo la oscilación cambia de manera abrupta, lo que sugiere que estas oscilaciones no corresponden a modos propios de la estructura, más bien al forzado debido a los movimientos granulares.

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