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

· Ver más proyectos de esta sección

Magnetismo Solar y Estelar (P/309902)

TOBIAS FELIPE GARCIA

María Jesús Martínez González, María Montes Solis, Elena Khomenko, Iñigo Arregui Uribe-Echevarria, Basilio Ruiz Cobo, Manuel Collados Vera, Andrés Asensio Ramos, Carlos Westendorp Plaza, Carlos José Díaz Baso, Juan Carlos Trelles Arjona 

Colaboradores del IAC: Héctor Socas Navarro, Manuel Luna Bennasar, Ana Belén Griñón Marín 

L.R. Bellot Rubio, J.C. del Toro Iniesta (IAA, Granada); R. Kostik, N. Shchukina (Main Astronomical Observatory, Ucrania); V. Olshevsky (Katholic Univ. Leuven, Bélgica); A. Sainz Dalda (Stanford University, EEUU); W. Schmidt, D. Soltau, Th. Berkefeld, S.K. Solanki, A. Gandorfer (MPI fur Sonnesystemforschung, Alemania); P. Cally, S. Shelyag (Monash Univ. Melbourne, Australia); M. Stangalini (Univ. Tor Vergata, Italia); C. Beck (National Solar Observatory, EEUU); C. Kuckein (Astronomical Institut Potsdam, Alemania); C. Quintero Noda (Japan Aerospace Exploration Agency, Japón); I. Calvo Santamaría (Katholic University, Bélgica); Carlos González Fernández (Cambridge University, RU); Jaime de la Cruz Rodríguez (Stockholm University, Suecia); Martin Leitzinger (Graz University, Austria); Adur Pastor Yabar (Kiepenheuer Institute for Solar Physics, Alemania); Arturo López Ariste (CNRS, Francia); Franco Leone (Universidad de Catania, Italia); Rafael Manso Sainz (Max Planck Institute for Solar System Research, Alemania)

Introducción 

Los campos magnéticos son uno de los ingredientes fundamentales en la formación de estrellas y su evolución. En el nacimiento de una estrella, los campos magnéticos llegan a frenar su rotación durante el colapso de la nube molecular, y en el fin de la vida de una estrella, el magnetismo pueden puede ser clave en la forma en la que se pierden las capas externas de forma dramática. En la vida adulta, el magnetismo da lugar a la actividad de las estrellas. Nuestro Sol tiene campos magnéticos que dan lugar a una actividad tan espectacular que es capaz de tener un impacto en la Tierra. Pero en otras estrellas, la actividad magnética es, en algunos casos, órdenes de magnitud más intensa que la solar, influenciando drásticamente el transporte de especies químicas y de momento angular, así como afectando posibles sistemas planetarios alrededor de éstas.

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:

Magnetismo solar

1. Estructura y evolución del campo magnético en manchas solares.

2. Estructura y evolución del campo magnético en el Sol en calma.

3. Estructura y evolución del campo magnético en la cromosfera y en estructuras cromosféricas (protuberancias, espículas,...)

4. Estructura y evolución del campo magnético en bucles coronales.

5. Estructura y evolución del campo magnético global del Sol. Estudios del ciclo de actividad magnética.

6. Estudio empírico de la propagación de ondas magnetohidrodinámicas en el seno de estructuras magnéticas.

7. Estudio empírico de mecanismos relacionados con el calentamiento de las capas externas del Sol.

8. Estudio empírico de la influencia de la ionización parcial en la dinámica de la atmosfera solar.

9. Implicación en el proyecto del Telescopio Solar Europeo.

Magnetismo estelar

1. Desarrollo de métodos numéricos para el diagnóstico del campo magnético estelar, tanto en la superficie como en la cromosfera.

2. Estudio del magnetismo en protuberancias estelares.

3. Impacto del campo magnético en las últimas fases de la evolución estelar.

Hitos

http://venus/informes/informe2009/app/webroot/files/309902/Captura%20de%20pantalla%202018-01-25%20a%20las%2010_38_21.png

Numerical simulations of quiet Sun magnetic fields seeded by the Biermann battery

 Khomenko, E., Vitas, N., Collados, M., de Vicente, A. 2017, A&A, 604, 66

Los campos magnéticos del Sol en calma ocupan más del 90% de la superficie solar en cualquier momento del ciclo de actividad, incluso en periodos de máxima actividad. Esto hace que la cantidad de energía magnética que pueda contener sea fundamental para explicar la estructura térmica de la atmósfera solar. Uno de los posibles orígenes de este campo es la acción de una dinamo local en la zona de convección más externa del Sol. Las simulaciones numéricas de dinamo local que existen en la actualidad requieren de un campo semilla y de suficiente resolución espacial para poder amplificar este campo inicial hasta los valores que se pueden observar en el Sol en calma. En este trabajo, se presenta un mecanismo alternativo para general los campos magnéticos del Sol en calma bajo la acción del término de batería de Biermann. Este mecanismo genera campos a partir de desequilibrios locales de la presión electrónica en el plasma parcialmente ionizado del Sol. Como se muestra en la figura de la derecha, el término de batería es capaz de crear campos magnéticos de micro gauss sin necesidad de un campo semilla y, junto con la amplificación del efecto dinamo, llegar a crear campos del orden de los que se pueden medir en las regiones más en calma del Sol.

 http://venus/informes/informe2009/app/webroot/files/309902/Captura%20de%20pantalla%202018-01-25%20a%20las%2010_52_06.png

 DeepVel: Deep learning for the estimation of horizontal velocities at the solar Surface

 Asensio Ramos, A., Requerey, I. S., Vitas, N. 2017, A&A, 604, 11

Muchos de los eventos que tienen lugar en la superficie del Sol están controlados por los movimientos del plasma. Aunque tenemos acceso a la componente a lo largo de la línea de visión de la velocidad a través del efecto Doppler, la espectroscopía no nos da información sobre los movimientos transversales. La componente transversal de la velocidad típicamente se estima usando métodos que se basan en el seguimiento de la correlación de los movimientos de brillos locales. Nosotros hemos diseñado DeepVel, una red neuronal "end-to-end" que es capaz de estimar la velocidad en cada pixel, para cada instante temporal, y en tres alturas distintas de la atmósfera solar usando nada más que dos imágenes de continuo consecutivas. Como se puede ver en la figura de la izquierda, esta red es capaz de capturar la formación de pequeños vórtices en la superficie solar.

Utilizamos cookies propias y de terceros para recoger información estadística y mejorar nuestra web y servicios. Si continúa navegando, acepta su instalación y uso.
Puede cambiar la configuración de su navegador para no aceptar su instalación u obtener más información en nuestra política de cookies.

Aceptar