La lenta aparición de manchas solares desafía a la teoría

Las regiones solares activas consisten en manchas solares fuertemente magnéticas y regiones con un campo magnético más difuso que las rodean. Estas regiones son el origen de la actividad solar que controla la meteorología espacial y produce bellos fenómenos como las auroras, aunque en algunos casos puede también dañar satélites o redes eléctricas. Se piensa que las regiones solares activas son el resultado de concentraciones de flujo magnético – haces de líneas del campo magnético – que surgen desde las profundidades del interior solar y traspasan la superficie. Un equipo de investigadores ha demostrado que esas concentraciones del flujo magnético se desplazan hacia arriba por el interior solar a velocidades de no más de 150 metros por segundo. Esto es mucho más lento de lo predicho por el modelo aceptado actualmente. Para su estudio compararon observaciones de satélite y simulaciones por computadora.

Una señal clara de una concentración de flujo magnético que traspasa la superficie del Sol son las regiones con campos magnéticos de polaridad opuesta. Estas polaridades son visibles claramente en mapas magnéticos obtenidos por el instrumento Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) a bordo del Observatorio de Dinámica Solar de NASA. Los investigadores emplearon estas imágenes para identificar regiones activas y determinar el momento en que emergen. Las imágenes en luz visible de la superficie solar tomadas por el HMI permiten medir flujos horizontales alrededor de las regiones activas identificadas. Los astrónomos estudiaron los flujos de plasma de la superficie asociados con regiones activas emergentes utilizando dos métodos: siguieron el movimiento de los patrones de brillo de escala pequeña y también la propagación de ondas de presión.

Pero HMI no sólo proporciona mapas de los campos magnéticos, sino también imágenes de la luz visible de la superficie solar. Estos datos son esenciales para la medición de flujos horizontales alrededor de las regiones activas identificadas. El equipo midió los flujos de plasma de la superficie asociada con nuevas regiones activas de las cuales utilizaron dos métodos: Se rastrearon el movimiento de los patrones de brillo a pequeña escala y, también midieron la propagación de las ondas de presión.

Aquí se muestra la simulación de la aparición de una concentración de flujo magnético a través de los últimos 18.000 km por debajo de la superficie solar. A medida que la concentración de flujo se eleva comienza a interactuar con vigorosa convección en el subsuelo. El brillo de la superficie se muestra en el panel superior izquierdo, el campo magnético vertical en la superficie solar se muestra en el panel superior derecho (manchas en blanco y negro que son campos magnéticos verticales de polaridad opuesta). El panel inferior izquierdo muestra la velocidad vertical en un plano vertical (rojo para upflows, y azul para downflows), y el panel inferior derecho muestra una fina capa vertical de la fuerza del campo magnético (rojo oscuro para los campos fuertes, la luz amarilla de campos débiles).

Al mismo tiempo, el co-autor de la investigación Matthias Rempel desde el Observatorio de Gran Altitud en Boulder llevó a cabo simulaciones por ordenador de las concentraciones de flujo magnético en aumento a través del interior del Sol y la interacción con la magnetoconvección (los turbulentos movimientos de plasma por debajo de la superficie). Este tipo de simulación es computacionalmente caro y sólo recientemente se ha convertido en factible. Las simulaciones demostraron que la fuerza de la superficie fluye aumenta con la velocidad hacia arriba de las concentraciones de flujo magnético: el material se empuja hacia los lados por el movimiento hacia arriba de las concentraciones de flujo.

Comparando estas simulaciones por computadora y las observaciones de los flujos de la superficie, los científicos demostraron que las concentraciones de flujo magnético no pueden elevarse más rápido que la velocidad convectiva subsuperficial local, que es de unos 150 metros por segundo a una profundidad de 2000 km bajo la superficie. Esto contradice el mejor modelo actual de que dispone, que predice una velocidad de emergencia de unos 500 metros por segundo a la misma profundidad. «Estos resultados muestran que la teoría dominante debe de ser modificada para incluir el efecto de la convección en el interior solar», concluye Aaron Birch (Max Planck Institute for Solar System Research).

Fuente de la noticia: http://www.mps.mpg.de/slow-appearance-of-sunspots-challenges-theory

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