Ministerio de Ciencia, Innovación y Universidades 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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Simulación Numérica de Procesos Astrofísicos (P/300313)

MANUEL LUNA BENNASAR

Fernando Moreno Insertis, Javier Trujillo Bueno, Elena Khomenko, Iñigo Arregui Uribe-Echevarria, Beatrice Popescu Brailenau, Valeriia Liakh, Nikolas Vitas, Daniel E. Nóbrega Siverio, Ángel de Vicente Garrido, Tobias Felipe García, Pedro A. González Morales 

K. Galsgaard (Niels Bohr Institute/Univ Copenhague), J. Martínez Sykora (Lockheed Martin Solar and Astrophysical Laboratory), V. Hansteen (Univ. Oslo); E. Priest (Univ St Andrews), N. Shchukina (Obs. Kiev); J. Stepan (Astronomical Institute ASCR, Ondrejov), M. Madjarska (Max Planck Institute for Solar System Research, Gottingen), L. Belluzzi (Obs Locarno), T. del Pino (HAO), V. Olshevsky (Katholic Univ. Leuven); P. Cally, S. Shelyag (Monash Univ. Melbourne); M. Stangalini (Univ. Tor Vergata, Roma), I. Calvo Santamaria (Katholieke Univ. Leuven), J. Klimchuk (NASA Goddard); T. Kucera, K. Muglach, H. Gilbert, J. Karpen (NASA Goddard Space Flight Center), B. Schmieder (LESIA, Paris), R. Chandra (Kumaun University, Nainita).

Introducción 

La simulación numérica mediante códigos complejos de ordenador es una herramienta fundamental en la investigación física y en la técnica desde hace décadas. El crecimiento vertiginoso de las capacidades informáticas junto con el avance notable de la matemática numérica ha hecho accesible a los centros de investigación de tamaño medio esta rama de la investigación, a caballo entre la física teórica y la física experimental. La astrofísica no es excepción a lo anterior, habiéndose desarrollado desde finales de los 70 una especialidad de la misma, la astrofísica computacional, que ha permitido llegar a comprender gran variedad de fenómenos inaccesibles a la investigación teórica pura y dar cuenta de observaciones hasta entonces inexplicadas. Su mayor campo de aplicación en las décadas pasadas han sido los fenómenos (magneto) hidrodinámicos y de dinámica de gases en multiplicidad de entornos cósmicos, por ejemplo los interiores y atmósferas estelares y planetarios y el medio interestelar, incluyendo magnetoconvección y dínamo, discos de acreción, evolución de nebulosas planetarias, explosiones y restos de supernova, etc. La incorporación a las simulaciones numéricas de las ecuaciones del transporte radiativo, ocurrida ya en décadas pasadas, ha permitido dotar de mayor realismo a los estudios de procesos hidrodinámicos en fotosferas y cromosferas estelares.

El presente Proyecto quiere apoyar el desarrollo en el IAC de la investigación astrofísica basada en el uso de grandes códigos numéricos que requieren el uso de ordenadores masivamente paralelos y su enlace con los resultados de observación. Objetivo general de este Proyecto es la realización de cálculos de física de fluidos cósmicos y de transporte radiativo. La temática de dichos cálculos se centrará en

- fenómenos de dinámica de gases magnetizados en interiores y atmósferas estelares

- transporte de radiación y señales de polarización en líneas espectrales en base a modelos atómicos y moleculares realistas y los efectos Hanle y Zeeman

- comparación de resultados teórico/numéricos con datos de observación

Este Proyecto es especialmente relevante a la vista de la involucración, cada vez mayor, del IAC en las redes de supercomputación nacionales y europeas y, en general, en grandes iniciativas de instalación de superordenadores.

Hitos

1.- Las "surges" solares son episodios eyectivos detectados en la baja atmósfera solar y que aparecen con frecuencia como resultado de la emergencia de plasma magnetizado desde el interior solar. Se trata de fenómenos poco entendidos hasta ahora, observados tradicionalmente en líneas cromosféricas como Hα 6563 A y Ca II 8542 A; no se había estudiado la respuesta a la aparición y evolución de "surges" en líneas de región de transición, como las de Si IV 1402, que pueden proporcionar claves importantes sobre la periferia del surge, su origen y evolución. En nuestro trabajo se ha analizado un episodio simultáneo de aparición de surge en una observación de Hα con estallido simultáneo en líneas de Si IV que tuvo lugar el 3 Sept de 2016 en la región activa AR 12585. Para ello, utilizamos observaciones coordinadas del espectrógrafo a bordo de la misión espacial IRIS y del telescopio solar sueco de 1 m instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos en La Palma. Hemos detectado, por primera vez, emisión de la línea de Si IV en sitios particularmente estratégicos dentro de la "surge", con perfiles más brillantes y más amplios que el promedio. Para comprender la relación entre las "surges" y la emisión en las líneas de la región de transición, hemos llevado a cabo experimentos numéricos 2.5D de episodios de emergencia de plasma magnetizado utilizando el código radiativo-magnetohidrodinámico Bifrost e incluyendo ionización de Silicio fuera del equilibrio. Se han identificado sitios y procesos físicos en el surge causantes de varios rasgos de las observaciones. En particular, mediante síntesis espectral a partir del modelo damos explicación a las simultaneidades observacionales y concluimos que son consecuencia natural de la emergencia del plasma magnetizado desde el interior solar y los consiguientes procesos de reconexión.

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Fig.1 Imágenes de emisión del Si IV (izquierda) y del filtro Hα (derecha) que muestran la aparición simultánea de un surge (zonas oscuras en el panel de la derecha) y de abrillantamientos de Si IV. (A) Imagen de slit-jaw (SJI) en la banda de Silicio IV a 1400 Å tomada por el satélite IRIS; (B) Imagen SST/CRISP en el ala azul del Hα a -46 km/s. Las regiones brillantes en el SJI 1400 aparecen como contornos verdes en los dos paneles, mientras que las estructuras brillantes y oscuras del ala azul de Hα se superponen en rojo y azul, respectivamente, para facilitar la identificación. Las flechas R1 y R2 apuntan al surge estudiado y al estallido en Si IV. Figura tomada del artículo Nóbrega-Siverio et al, 2017, ApJ 850, 153

2.- Seguimos la erupción de dos filamentos intermedios observados en Hα (de GONG) y EUV (instrumento AIA del SDO, ver Fig. 2(a)) y las oscilaciones longitudinales de gran amplitud resultantes del plasma en los canales de filamento (Fig. 2(b)). Los eventos ocurrieron en y alrededor de la región activa decaída AR12486 en 2016 el 26 de enero. Nuestro estudio detallado de la oscilación revela que los períodos de las oscilaciones son de aproximadamente una hora. En Hα, el período disminuye con el tiempo y muestra una fuerte amortiguación. El análisis de imágenes de 171 Å muestra que la oscilación tiene dos fases: una fase inicial de período largo y una posterior oscilación con un período más corto. En esta longitud de onda, la amortiguación parece más débil que en Hα. La velocidad es la más grande jamás detectada en una oscilación de una prominencia, aproximadamente 100 km/s (ver Fig. 2(c)). Usando magnetogramas SDO / HMI, reconstruimos el campo magnético de los filamentos, mediante el uso de un método de inserción de cuerda magnética (ver Fig 2(d)). Aplicando técnicas sismológicas, determinamos que los radios de curvatura de las líneas de campo en las que se condensa el plasma frío están en el rango de 75-120 Mm, de acuerdo con el campo reconstruido. Además, inferimos una intensidad de campo de ≥7 a 30 Gauss, dependiendo de la densidad de electrones asumida, que también está de acuerdo con los valores de la reconstrucción (8-20 Gauss). El flujo poloidal es cero y el flujo del eje es del orden de 1020 a 1021 Mx, lo que confirma la alta cizalladura existente incluso en un filamento no activo.

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Fig. 2 En (a) se muestra la imagen AIA en 171Å donde el filamento estudiado aparece en absopción en la parte central. S1, S2 y S3 indican los slits artificiales para estudiar el movimiento. En (b) se muestra el diagrama tiempo-distancia de S1. En (c) se muestra la velocidad medida que es perpendicular a la línea de visión. Se aprecia la gran amplitud con más de 100 km/s. En (d) se muestra el campo magnético reconstruido que coincide con el obtenido mediante sismología. Figura tomada del artículo Luna et al., 2017, ApJ, 850, 143.

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