La aparición lenta de manchas solares desafía a la teoría
14/7/2016 de Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) / Science Advances
Regiones activas solares observadas con el instrumento HMI a bordo del Observatorio de Dinámica Solar. Las regiones circulares oscuras son manchas solares. Estas regiones de campo magnético intenso son oscuras porque están frías. La imagen de la Tierra se muestra para dar idea de la escala. Crédito: MPS / NASA/SDO / GDC-SDO / DLR.
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 emergente utilizando dos métodos: siguieron el movimiento de los patrones de brillo de escala pequeña y también la propagación de ondas de presión.
Al mismo tiempo, el coautor Matthias Rempel (High Altitude Observatory, Boulder, USA) realizó simulaciones por computadora de concentraciones de flujo magnético aflorando desde el interior solar e interaccionando con magnetoconvección (el movimiento turbulento del plasma) bajo la superficie.
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).
