Analisis numerico del mecanismo de flujo emergente para la generacion de fenomenos en la atmosfera solar

Se cree que las regiones activas en la atm´osfera solar se originan a partir de tubos de flujo magn´etico que presentan un campo magn´etico con twist de aproximadamente 10 teslas, el cual es generado por un proceso de d´ınamo solar que opera en la tacoclina. Los tubos de flujo magn´etico se elevan a trav´es de la zona convectiva, por un mecanismo denominado flujo emergente, antes de llegar a la fotosfera para formar los fen´omenos solares observados. Por lo tanto, analizar este mecanismo permite avanzar en el estudio de la formaci´on de regiones activas como las manchas solares y en problemas abiertos como el calentamiento coronal. En el presente trabajo se hace un an´alisis param´etrico del mecanismo de flujo emergente, aplicado a un Sol en calma que se modela con un perfil de temperatura observacional, donde se considera una configuraci´on de campo magn´etico con twist que genera un tubo de flujo magn´etico, de modo que, al aplicarle una perturbaci´on en la presi´on, se eleva a trav´es de la zona convectiva del Sol y genera fen´omenos en la atm´osfera solar. Por consiguiente, para la realizaci´on del an´alisis se resuelven num´ericamente las ecuaciones de la magnetohidrodin´amica resistiva con el c´odigo MAGNUS, variando la resistividad y el twist fuera del tubo de flujo magn´etico. Lo anterior con el fin de comparar la densidad, el campo magn´etico, la temperatura y la energ´ıa magn´etica tanto en la zona convectiva como en la atm´osfera solar. De manera general se obtiene que el tubo de flujo magn´etico emerge y se expande a trav´es de la zona convectiva hasta llegar a la regi´on de transici´on. Dicha elevaci´on genera regiones activas bipolares en la atm´osfera solar, cuyo campo magn´etico es mayor y cuya temperatura menor que en el entorno, caracter´ısticas que se presentan en las manchas solares. Adem´as, la elevaci´on del tubo genera continuamente ondas magnetohidrodin´amicas con temperaturas m´as altas que la del entorno, las cuales calientan continuamente la corona solar. Cuando se tiene en cuenta la resistividad, la morfolog´ıa del sistema es similar pero se ralentiza, especialmente en la corona solar debido a que el tiempo de difusi´on en esta regi´on es de cientos de a˜nos, lo cual hace que el efecto de la resistividad en fen´omenos de corta duraci´on sea pr´acticamente despreciable. Por otra parte, al variar el twist fuera del tubo de flujo magn´etico, se obtiene una disminuci´on progresiva en la energ´ıa magn´etica, de modo que, cuando la estructura llega a la fotosfera solar es hasta ocho veces menor que sin variar el twist. Finalmente se encuentra que el m´aximo de la divergencia del campo magn´etico para cada simulaci´on se mantiene en el orden de 10−12[T/m] lo cual garantiza la ausencia de monopolos magn´eticos.

• Autores: Jaimes Gonzalez, Lizeth Daniela
• Tipo de recurso: http://purl.org/coar/version/c_b1a7d7d4d402bcce
• Fecha de publicación: 2019
• Institución: Universidad Industrial de Santander
• Repositorio: Repositorio UIS
• Idioma: spa
• OAI Identifier: oai:noesis.uis.edu.co:20.500.14071/13008
• Acceso en línea: https://noesis.uis.edu.co/handle/20.500.14071/13008; https://noesis.uis.edu.co
• Palabra clave: Atm´Osfera Solar Y Zona Convectiva; Mecanismo De Flujo Emergente; Magnetohidrodin´Amica; M´Etodos Num´Ericos; Convective Zone And Solar Atmosphere; Flux Emergence Mechanism; Magnetohydrodynamics; Numerical Methods.
• Rights: openAccess
• License: Attribution-NonCommercial 4.0 International (CC BY-NC 4.0)