Solar poles magnetism

Abstract

El descubrimiento del magnetismo en la superficie solar data de hace algo m´as de 100 a˜nos y, desde entonces, la comprensi´on de su comportamiento, as´ı como su inter-relaci´on con la termodin´amica solar, ha ocupado una posici´on central en los estudios acerca del Sol. Este esfuerzo ha permitido, entre otros muchos hallazgos, el descubrimiento del comportamiento c´ıclico del magnetismo sobre la superficie solar, lo que se conoce como ciclo magn´etico solar. Este ciclo engloba una serie de caracter´ısticas de comportamiento cuasi-peri´odico, entre las cuales, por la relaci´on con este trabajo, se destacan aqu´ı las asociadas a las regiones polares. Las regiones polares son aquellas zonas del Sol con latitudes por encima de ±60, es decir, los alrededores de los polos norte y sur. El magnetismo en los polos solares, a diferencia de otras regiones del Sol sin manchas en la superficie, obedece al ciclo de actividad solar de 11 a˜nos. En concreto, posee una polaridad de campo magn´etico dominante en periodos comprendidos entre dos m´aximos de actividad magn´etica consecutivos, dando al campo global una apariencia de dipolo magn´etico. En los m´aximos de actividad, esta apariencia dipolar desaparece para reaparecer con la polaridad invertida hasta el siguiente m´aximo solar. Es evidente, pues, que la comprensi´on del ciclo magn´etico solar requiere del entendimiento del magnetismo en las regiones polares. Adem´as, ´estas constituyen la principal fuente de l´ıneas de campo abiertas, es decir, del magnetismo de la heliosfera, por donde se acelera el viento solar, que constituye un flujo continuo de part´ıculas hacia el vecindario solar. El estudio del magnetismo se basa en la espectropolarimetr´ıa, es decir, la interpretaci´on del espectro polarizado de la luz. Dada la baja intensidad del campo magn´etico global —tres ´ordenes de magnitud m´as peque˜no que el campo magn´etico en una mancha solar—, las se˜nales de polarizaci´on son peque˜nas y dif´ıciles de detectar por encima del ruido de los presentes instrumentos. Estas dificultades observacionales han sido las causantes de que haya relativamente pocos trabajos sobre el magnetismo global y el magnetismo en los polos en particular. Los primeros trabajos de los a˜nos 50 se basaron en la observaci´on de la polarizaci´on circular ya que, en general, es un orden de magnitud m´as intensa que la polarizaci´on lineal. Obtener el vector de campo magn´etico requiere de la caracterizaci´on completa del estado de polarizaci´on de la luz. Esto hace que s´olo se tenga acceso a la componente del campo magn´etico en la l´ınea de visi´on. En la ´ultima d´ecada, la nueva instrumentaci´on m´as sensible, ha hecho posible el estudio del vector campo magn´etico completo en las regiones polares del Sol por medio de observaciones espectropolarim´etricas de los cuatro par´ametros de Stokes. Este paso ha permitido ampliar nuestra comprensi´on sobre el magnetismo en estas regiones. As´ı, se ha observado que la topolog´ıa del campo no es morfol´ogicamente diferente de la que se observa en cualquier otro punto de la superficie solar fuera de las regiones activas. No obstante, presenta ciertas particularidades. Aquellos campos magn´eticos que dan lugar a la polaridad dominante se congregan en entidades de tama˜no superior al de las dem´as estructuras de las regiones polares o del resto de la superficie solar fuera de las regiones activas. Adem´as, el n´umero de estas estructuras con la misma polaridad que la de la regi´on polar var´ıan con el tiempo en escalas del ciclo magn´etico solar. As´ı, su n´umero es mayor cerca de periodos de m´ınimo de actividad magn´etica solar, momento en el que las regiones polares exhiben la mayor intensidad de campo neto. En cambio, en m´aximos de actividad magn´etica solar, cuando la polaridad dominante en las regiones polares est´a en pleno cambio, su n´umero se reduce de forma dr´astica. Sin embargo, el estudio en profundidad del magnetismo en los polos tambi´en ha arrojado nuevas dudas. Una de ellas concierne a la topolog´ıa de los campos magn´eticos que aparecen con polaridad m´as o menos balanceada. Estos campos magn´eticos son horizontales, es decir, paralelos a la superficie solar, para algunos autores (Ito et al., 2010; Jin et al., 2011; Shiota et al., 2012; Kaithakkal et al., 2013) mientras que otros autores encuentran que dichos campos muestran distribuciones m´as o menos is´otropas (Blanco Rodr´ıguez & Kneer, 2010). Otro aspecto a considerar es que la mayor´ıa de estos estudios se han realizado durante una fase de m´ınimo del ciclo de actividad magn´etica (2009), salvo el estudio de Shiota et al. (2012) que se extiende desde un m´ınimo (2008) hasta la fase de incremento de actividad posterior (2012). Durante fases de m´aximos de actividad y fases de actividad decreciente, no hay estudios espectropolarim´etricos. Por ello, una parte importante de la tesis busca la caracterizaci´on de la topolog´ıa magn´etica de las regiones polares solares en la fase ascendente del ciclo solar, as´ı como durante el m´aximo de 2015 y la posterior fase descendente. En esta tesis abordamos el estudio del magnetismo en los polos desde el punto de vista global y, a su vez, observamos este magnetismo a las escalas m´as peque˜nas accesibles, es decir, unas centenas de kil´ometros en la superficie del Sol. El punto de vista global nos permite entender y profundizar el estudio del magnetismo en los polos y su relaci´on con el ciclo de actividad. Para ello hacemos uso del sat´elite Solar Dynamics Observatory, uno de cuyos instrumentos a bordo, Helioseismic Magnetic Imager, opera desde inicios de 2010 observando, entre otros, la componente longitudinal del campo magn´etico de forma frecuente y sin pausa, con una estabilidad t´ecnica y una se˜nal a ruido excelentes. El an´alisis a grandes rasgos de estos datos muestra el comportamiento del campo magn´etico global esperado para la fase del ciclo solar cubierto. En 2010, poco despu´es del m´ınimo de actividad magn´etica solar de 2009, se observa que ambas regiones polares tienen una intensidad de campo magn´etica promedio de aproximadamente 1 G y de polaridad opuesta en cada regi´on polar, negativo en el norte y positivo en el sur. Seg´un transcurre el ciclo, el Sol se acerca hacia un m´aximo de actividad magn´etica (2015) y, en las regiones polares, se observa un paulatino debilitamiento del valor promedio hasta su cancelaci´on. Por ´ultimo, seg´un se deja atr´as este m´aximo y el Sol se encamina hacia un nuevo m´ınimo de actividad magn´etica, se observa el crecimiento de la nueva polaridad en cada regi´on polar. Como suele observarse para otros ciclos, este proceso de paulatino debilitamiento, cambio de polaridad y posterior crecimiento de la nuevapolaridad ocurre de forma asim´etrica, es decir, las distintas fases no ocurren simult´aneamente en ambos polos, sino que cada uno tiene sus propios tiempos.