Ministerio de Economía y Competitividad Gobierno de Canarias Universidad de La Laguna CSIC Centro de Excelencia Severo Ochoa

Proyectos de investigación astrofísica

El Sol y el Sistema Solar

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Espectropolarimetría Solar (P/309902)

E KHOMENKO

M. Collados Vera, B. Ruiz Cobo, I. Arregui Uribe-Echevarria, M.J. Martínez González, A. de Vicente Garrido, M. Luna Bennasar, N. Vitas, J. Vranjes, T. Felipe García, I. Calvo Santamaría, A. Pastor Yabar, P. González Morales, C.C. Quintero Noda

L.R. Bellot Rubio, J.C. del Toro Iniesta (IAA); R. Kostic, N. Shchukina (Main Astronomical Observatory, Kyiv); V. Olshevsky (Catholic Univ. Leuven), A. Sainz (Stanford University); W. Schmidt, D. Soltau, Th. Berkefeld, R. Rezaei (Kiepenheuer Institut für Sonnenphysik); S.K. Solanki, A. Gandorfer (MPI fur Sonnesystemforschung); P. Cally (Monash Univ. Melbourne); M. Stangalini (Univ. Tor Vergata, Roma), C. Beck (Sac Peak), C. Kuckein (Potsdam)

Introducción

La finalidad de este Proyecto es estudiar diversas manifestaciones del campo magnético que se pueden observar en la atmosfera solar y en otras estrellas. Estas incluyen estructuras tan diversas como las manchas solares, los campos débiles presentes en el sol en calma o estructuras cromosféricas y coronales como los filamentos y las protuberancias. Así, se han ido abordando gradualmente los siguientes temas de investigación:

a) Aparición, evolución y desaparición del campo magnético en fáculas y red fotosférica.

b) Variaciones temporales del campo magnético, a escalas de tiempo desde varios segundos hasta varios minutos, en elementos magnéticos de pequeña escala espacial y manchas solares.

c) Influencia del campo magnético en las propiedades de los fenómenos convectivos granulares y en la estratificación de los diversos parámetros atmosféricos.

d) Señales magnéticas débiles (campos débiles fuera de la red fotosférica, polarización producida por fenómenos de dispersión, depolarización por efecto Hanle,...)

e) Estructura del campo magnético de las manchas solares.

f) Estructura del campo magnético en las capas atmosféricas altas (cromosfera y corona).

g) Propagación de ondas magnetohidrodinámicas en el seno de estructuras magnéticas.

h) Estudio del magnetismo estelar.

La finalidad última de estos estudios es avanzar en el conocimiento de los siguientes aspectos:

a) Estabilidad de las estructuras magnéticas

b) Mecanismos de transmisión de energía en estructuras magnéticas y su relación con el calentamiento de las capas medio-altas fotosféricas y de la cromosfera

c) Interacción entre los movimientos convectivos solares y el campo magnético

d) Propiedades de las señales de polarización débiles

Hitos

Flujos magnetizados de alta velocidad en el Sol en calma. A partir de los datos de Hinode se encontraron perfiles de luz polarizada circular de un solo lóbulo, desplazados fuertemente al azul o al rojo. Los perfiles desplazados al azul tienden a aparecer en las regiones brillantes en el borde de gránulos, mientras que los perfiles desplazados al rojo se observan predominantemente en las regiones oscuras en zonas intergranulares. En el medio se observan señales de la polarización lineal. La inversión de estos perfiles con el código SIR reveló que la estructura corresponde a un bucle en forma de Ω, con un pie siempre sobre el borde de un gránulo y el otro dentro de una zona intergranular. La temperatura de estos bucles es mayor comparando con una atmosfera de referencia, y además su campo magnético supera 1 kG en la base de la atmósfera, decreciendo rápidamente con altura. Los perfiles desplazados al azul revelan velocidades hacia arriba en la base de la atmósfera y hacia abajo más arriba, mientras que los perfiles desplazados al rojo, revelan el comportamiento opuesto. El mecanismo físico que explica mejor las velocidades y la configuración de campo magnético inferida es un flujo de sifón a lo largo de un tubo de flujo magnético arqueado.

Simulaciones de inestabilidad Rayleigh-Taylor en el borde de prominencia, incluyendo efectos de la ionización parcial. Por medio de simulaciones 2.5D con el código Mancha se ha estudiado la inestabilidad de Rayleigh-Taylor (RTI) en la interfaz entre protuberancia y corona, teniendo en cuenta los efectos no ideales derivados de la difusión ambipolar (AD). Se ha obtenido que la interfaz es siempre inestable en el caso AD. La tasa de crecimiento de los modos de pequeña escala en el régimen no lineal es hasta un 50% mayor en el caso de AD que en el caso puramente MHD y las velocidades medias son unos por cientos mayores. Se encuentran momentos de deriva grande en la interfaz, producidos por el movimiento más rápido hacia debajo de los neutros con respecto los iones. Las diferencias en la temperatura de las burbujas entre el caso ideal y el caso no ideal también son significativas, alcanzando el 30%.

 

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