The solar internetwork
- Autores: Milan Gosic
- Directores de la Tesis: Luis Ramón Bellot Rubio (dir. tes.)
- Lectura: En la Universidad de Granada ( España ) en 2015
- Idioma: español
- Tribunal Calificador de la Tesis: Francisco José Olmo Reyes (presid.), David Blanco Navarro (secret.), Juan Manuel Borrero (voc.), Olga Muñoz Gómez (voc.), Maria Jesus Martinez Gonzalez (voc.)
- Materias:
- Enlaces
- Tesis en acceso abierto en: DIGIBUG
- Resumen
Los elementos de la intrarred son estructuras magneticas muy dinámicas y de corta duración que pueblan el interior de las celdas supergranulares en el Sol. Debido a su abundancia, se cree que son un ingrediente esencial para entender el magnetismo solar. Sin embargo, estos elementos tienen campos magnéticos débiles y producen minúsculas señales de polarización, por lo que sus propiedades son bastante desconocidas. Además, estos campos están acoplados a la dinámica de las celdas supergranulares. Por lo tanto, para entender cómo evolucionan es necesario seguirlos continuamente durante largos periodos de tiempo. Hasta la llegada del satélite japonés Hinode, no existían observaciones que cumplieran todos los requisitos necesarios para estudiar la evolución de los campos de la intrarred. Por ello, todavía no se sabe cómo cambia el flujo magnético de la intrarred con el tiempo y cómo está distribuido espacialmente.
Por primera vez, en esta tesis se estudia la evolución temporal de la intrarred a pequeñas y grandes escalas espaciales y su contribución al magnetismo del Sol en calma.
Para estudiar la evolución de los elementos magnéticos de la intrarred es preciso usar observaciones de muy alta sensibilidad polarimétrica, resolución espacial y cadencia. También es importante que las observaciones sean de larga duración para entender la relación entre los campos magnéticos y los movimientos convectivos supergranulares.
En esta tesis utilizamos observaciones obtenidas con el Narrowband Filter Imager (NFI) del satélite Hinode en el marco del ``Hinode Operation Plan 151''. Hemos conseguido datos con una resolución espacial y temporal sin precedentes y con la sensibilidad más alta jamás alcanzada por un instrumento bidimensional.
Nuestras observaciones tienen duraciones de hasta 40 horas y muestran la evolución temporal completa de celdas supergranulares individuales. Tomamos medidas de intensidad y polarización circular en las dos alas de la línea de sodio neutro en 589.6 nm. Con estas medidas construimos magnetogramas de alta sensibilidad (4~Mx~cm$^{-2}$), muy alta resolución espacial (0.16 segundos de arco por pixel) y alta cadencia ($~$$60$ segundos).
Para detectar y seguir elementos magnéticos en los magnetogramas utilizamos el código YAFTA. YAFTA, como cualquier otro código automático, comete errores que impiden estudiar la historia de elementos magnéticos individuales con fiabilidad. Para resolver estos problemas hemos desarrollado un nuevo código que corrige tanto las interacciones mal identificadas como el etiquetado incorrecto de elementos magnéticos. Por primera vez, este código nos permite determinar la historia de los elementos magnéticos de la intrarred de manera precisa. Así, podemos estudiar su evolución desde que nacen hasta que mueren y analizar las interacciones que sufren. También podemos evaluar de manera directa la contribución de la intrarred al mantenimiento del flujo magnético del Sol en calma.
Para separar los elementos magnéticos de la red y la intrarred identificamos las celdas supergranulares y sus regiones adyacentes utilizando la técnica de local correlation tracking. Una vez localizadas estas regiones, podemos analizar cómo evolucionan con el tiempo y cómo contribuyen al flujo total del Sol en calma.
En primer lugar determinamos los parámetros físicos más importantes de los elementos magnéticos de la red e intrarred fotosféricas, tales como la densidad de flujo, el tamaño y el flujo total de cada parche. Este último parámetro es el que se emplea para calcular el flujo total de las regiones de red e intrarred.
Encontramos que la intrarred contiene aproximadamente el 15\% de todo el flujo del Sol en calma. El resto se encuentra en la red. El flujo de la red y la intrarred no cambian mucho con el tiempo cuando se consideran campos de visión grandes, lo que demuestra que son regiones estables. Sin embargo, el flujo total en el interior de una celda supergranular individual puede cambiar casi un orden de magnitud cuando aparecen grupos de elementos magnéticos fuertes. Estos grupos son muy comunes. En cualquier caso, la mayor parte del flujo magnético del Sol en calma se encuentra en la red fotosférica. Por ese motivo, estudiamos por primera vez cómo los elementos de la intrarred interaccionan con la red y transfieren su flujo magnético a estas regiones.
Los elementos de la intrarred añaden flujo a la red cuando se mezclan o cancelan con elementos de la red. Analizando estos procesos, concluimos que la intrarred es la fuente de flujo mas importante para la red, tan importante que es capaz de mantener la red por sí misma. Su contribución es mucho mayor que la de las regiones efímeras. De hecho, nuestros resultados representan un cambio de paradigma, ya que anteriormente se creía que la red fotosférica era mantenida por las regiones efímeras.
En cualquier caso, a pesar de la enorme transferencia de flujo de la intrarred a la red, el flujo total de la segunda no aumenta con el tiempo. Por tanto, deben existir mecanismos muy eficientes que eliminan flujo al mismo ritmo que la intrarred proporciona nuevo flujo.
La larga duración de nuestras observaciones nos permite describir por primera vez cómo los supergranulos individuales ganan y pierden flujo magnético. Analizamos las fuentes y sumideros de flujo y calculamos las tasas de aparición y desaparición de flujo en la intrarred. Según nuestros resultados, las tasas de aparición y desaparición son prácticamente iguales, por lo que la intrarred se encuentra en estado de equilibrio. De hecho, utilizando estas tasas somos capaces de reproducir las curvas de flujo total observadas en el interior de dos celdas supergranulares concretas.
A continuación, demostramos que las tasas de aparición y desaparición cambian con el tiempo y la distancia al centro de la celda. Eso significa que los mecanismos que forman los elementos magnéticos son más eficaces cerca de las fronteras de los supergranulos. Por lo tanto, parece que no todo el flujo que se ve en la superficie es debido a una dínamo local sino también a la coalescencia de flujo muy débil que ocupa toda la celda supergranular y que no es visible hasta que algún mecanismo (probablemente movimientos granulares) lo concentra por encima del nivel de ruido.
