Localización de estructuras magnéticas subgranulares en un modelo numérico de magnetoconvección solar
Autor
Muñoz Perez, DanielFecha
2018Resumen
Introducción: desde hace ya más de diez años, los avances en la instrumentación astronómica, en
particular en Física Solar, han permitido alcanzar muy alta resolución espacial en las observaciones
fotosféricas, llegándose a obtener resolución mejor que 200 km. Ello ha permitido detectar la aparición
de pequeñas estructuras magnéticas bipolares en el interior de gránulos en la superficie del Sol. Son
varios los trabajos que hablan de este tipo de detecciones que sugieren que lo que se está viendo es
la emergencia de un pequeño arco magnético desde el interior solar. Sin embargo, las observaciones
no son suficientes para confirmar esta suposición ya que, incluso aplicando técnicas de inversión, sólo
permiten obtener valores de variables físicas en el rango limitado de altura en que se forma la línea
espectral observada y bajo suposiciones restrictivas. Es crucial utilizar modelado numérico tridimensional
y localizar este tipo de estructuras en simulaciones magnetohidrodinámicas para conocer detalles
estructurales, evolutivos y propiedades sobre las misma desde el interior solar hasta la atmósfera.
Tres hitos históricos en la detección observacional de estas estructuras magnéticas han sido los
siguientes: en el trabajo de De Pontieu (2002) se detectan por primera vez concentraciones de flujo
magnético a escalas claramente subgranulares. Unos años más tarde, Centeno et al. (2007) detectan
más detalles de estas concentraciones de campo magnético, encontrando una zona de campo horizontal
en cuyos extremos se encuentran dos polos de campo magnético vertical de signo opuesto. Finalmente,
en el trabajo de Martínez-González & Bellot (2009), se detectan de nuevo este tipo de estructuras
pero un número suficientemente alto de veces como para poder realizar un estudio estadístico; estos
autores también usaron líneas espectrales con formación a diferentes alturas y concluyeron que una
fracción pequeña de las estructuras magnéticas ascendían desde la fotosfera hasta la cromosfera.
Desde el punto de vista teórico solo ha habido un trabajo, realizado por Moreno-Insertis et al.
(2017), en que, mediante modelado numérico 3D, se intenta entender la física de la formación, estructura
y evolución de dichas concentraciones magnéticas de tamaño subgranular. Los autores detectan
dos tipos diferentes de estas estructuras en un modelo radiativo-MHD realizado con el código Bifrost
y para una situación de Sol en calma en que está teniendo lugar emergencia global de flujo magnético:
estructuras de tubo magnético ascendente y estructuras de tipo capa. En el mismo trabajo, también
se detectan capas magnéticas en otro modelo numérico 3D, de acceso público, también realizado con el
código Bifrost, al que nos referiremos aquí con las siglas BPS. Nuestro objetivo en este TFM es completar
este trabajo localizando estructuras magnéticas tubulares que emergen en el interior de gránulos en
dicha simulación pública de Bifrost (BPS). Con esta detección probaremos que las micro-estructuras
magnéticas tubulares también aparecen en modelos MHD con condiciones solares diferentes a las del
modelo de Moreno-Insertis et al. (2017).
La simulación BPS fue puesta a disposición de la comunidad científica a través del Hinode Data
Center. Abarca desde las capas altas de la zona de convección hasta la corona solar, más concretamente
desde 2.4 Mm por debajo de la superficie hasta 14.4 Mm por encima de ésta. La extensión horizontal
del dominio es de 24×24 Mm2
. Estos datos contienen valores de temperatura, presión, densidad másica,
densidad de partículas y las tres componentes del campo magnético y la velocidad. Los datos contituyen
una secuencia temporal desde 3850s hasta 5410 s, aproximadamente media hora de tiempo solar, con
cadencia de 10 segundos solares.
Métodos: en primer lugar se ha realizado una caracterización de los datos de la simulación a
través de las magnitudes velocidad y campo magnético. Se han representado mapas de color de uz y
Bz a diferentes alturas con el fin de localizar en la BPS comportamientos y características similares
a lo que conocemos del Sol observacional y/o teóricamente. También se ha llevado a cabo un análisis
estadístico de estas magnitudes en las diferentes profundidades de la caja que corresponden a la zona
de convección.
Tras esto se ha procedido a la búsqueda del tipo de estructuras magnéticas mencionadas. Esta
búsqueda se ha dividido en dos partes. Primero, se ha intentado localizar la emergencia de arcos
magnéticos mediante una inspección a nivel superficial de mapas horizontales de velocidad vertical
donde se han superpuesto isocontornos de intensidad de campo magnético. Esto se ha hecho con vistas
a localizar fenómenos de aparición de estructuras bipolares. Para confirmar una detección se ha seguido
la siguiente pauta: primeramente se ha exigido que apareciese una zona concentrada espacialmente
de campo magnético horizontal en el interior del gránulo; después se requería que ese área aumentase
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de intensidad y tamaño, apareciendo posteriormente dos polos de campo magnético vertical de signo
mutuamente opuesto en los extremos de la zona cubierta por campo horizontal. Finalmente, hemos
exigido que toda la estructura sea arrastrada hacia el intergránulo y que desaparezca allí.
Sin embargo, la visualización de isocontornos no es una evidencia definitiva de la localización
de arcos magnéticos ya que sólo vemos una sección horizontal y esto no es suficiente para conocer
la forma de nuestra estructura magnética. Por esta razón, para la segunda parte del método de
detección necesitamos visualización en 3D de los datos. Hemos usado el software VAPOR (UCAR)
y, en particular, sus herramientas de cálculo de isosuperficies de diferentes variables físicas, de líneas
de campo magnético, y de mapas de color sobre planos con orientación 3D arbitraria. Para visualizar
las estructuras en tres dimensiones hemos calculado isosuperficies de intensidad de campo magnético
para valores entre 100 y 200 G añadiendo mapas de velocidad vertical sobre planos horizontales.
Se ha elegido un instante temporal en que la estructura haya evolucionado lo suficiente y se han
podido descartar algunas de las candidatas de la visualización 2D por tener una forma irregular o
por pertenecer a estructuras magnéticas intergranulares mayores. Para las estructuras que sí eran
claramente tubos magnéticos, hemos visualizado toda su secuencia temporal para ver dónde se forman
y cómo evolucionan. Para analizar las estructuras más a fondo hemos realizado dos pruebas más: una ha
sido la representación de líneas de campo en el interior de tubo magnético para ver el comportamiento
en el interior del objeto. Y una última que ha sido la representación de un mapa de intensidad de
campo magnético en un plano trasversal a la estructura con el fin de conocer más información sobre
el grado de concentración de la misma.
Resultados: en la parte de caracterización de los datos hemos observado cómo la BPS reproduce
características generales de la magnetoconvección que concuerdan con lo que conocemos observacional
y/o teóricamente. En cuanto a la detección de estructuras magnéticas emergentes con forma de
arco, hemos podido seleccionar hasta 26 estructuras mediante el método de detección 2D. Estas han
sido tratadas como candidatas al tipo de estructura buscada a espera de la confirmación definitiva a
través de la visualización 3D. Tras llevarla a cabo, confirmamos que 11 de las estructuras observadas
se corresponden con el tipo de objeto buscado. En dichas estructuras se han observado una serie de
características comunes. Primero, dado el proceso de selección escogido, siguen las pautas evolutivas
ya descritas: emergencia en el interior del gr´anulo, arrastre hacia la región intergranular por los movimientos
del plasma y desaparición de la estructura en el intergránulo; todo esto en un tiempo de vida
próximo a los 5 minutos. También una serie de características estructurales: forma tubular plegada en
forma de arco, identidad de tubo de flujo magnético en el sentido clásico electromagnético, independencia
del resto de estructuras magnéticas del entorno y concentración notable con intensidades hasta
2 órdenes de magnitud por encima del entorno.
En este trabajo se ilustran en detalle dos de dichas estructuras de tubo emergente. Una de ellas
es un caso ejemplar que sigue los diferentes pasos evolutivos claramente. El otro es un caso especial
donde la emergencia del arco magnético se ve sorprendida por la formación de un intergránulo bajo
ella; esto pliega la estructura magnética y produce la emergencia de un doble arco.
Los resultados obtenidos en este Trabajo Fin de Máster han sido usados como parte de una Letter
publicada muy recientemente en Astrophysical Journal Letters (Moreno-Insertis et al., 2018). Introduction: for more than ten years now, the advances in astronomical instrumentation, in
particular in solar physics, have allowed to reach high spatial resolution in photospheric observations,
with details down to 0,2
00 now being routinely obtained. This led to the detection of the appearance
of small bipolar magnetic structures within granules in the solar surface. Different research papers of
the past and present decades have suggested that those small bipoles were indicative of the emergence
of a tiny magnetic loop from the solar interior. However, the observations are not enough to confirm
this conclusion: even after application of inversion techniques what one deduces is the distribution of
physical variables in the limited height range where the observed spectral line is formed and under
restrictive assumptions. It is necessary to carry out three-dimensional numerical modelling, locating
this type of features in radiation-magnetohydrodynamic simulations, to be able to find out their origin,
and their structural and evolutionary properties in the solar interior and atmosphere.
Three milestones in the observational detection of this kind of magnetic structures were: De Pontieu
(2002) identified a magnetic flux concentration on clearly subgranular scales for the first time. Some
years later, Centeno et al. (2007) detected a suggestive evolutionary pattern whereby first a horizontal
magnetic field patch appeared within a granule, with two vertical magnetic field patches of opposite
polarity appearing on the edges of the horizontal field region at a later stage. Finally, Mart´ınezGonz´alez
& Bellot (2009) detected a large number of instances of this kind of bipolar features so they
could to make a statistical study. The authors used spectral lines forming at different heights and
concluded that a small fraction of those magnetic structures rise above the photosphere, reaching the
cromosphere.
From the theoretical point of view, there is only one paper (Moreno-Insertis et al., 2017) in which
the physics of the formation, configuration and evolution of subgranular magnetic concentrations is
studied through three-dimensional numerical modelling. Those authors detected two kinds of such
structures in a radiative-MHD model carried out with the Bifrost code for a quiet-Sun region with
global emergence of magnetic flux: (a) rising magnetic flux tubes and (b) magnetic sheets coverning
whole granules. They additionally detected the appearance of magnetic sheets in a different 3D simulation,
also obtained with the Bifrost code but publicly available, called the Bifrost Public Simulation,
or BPS, in the following. In this Master’s thesis we attempt to complete their work by finding rising
tiny magnetic tubes emerging within granules in the BPS. This will be a first step toward proving the
existence of this kind of magnetic structures in different solar environments.
The BPS was made available to the scientific community through the Hinode Data Center. The
model encompasses from the top layers of the convection zone to the corona, more precisely 2,4 Mm
below and 14,4 Mm above the surface. The horizontal extent is 24 × 24 Mm2
. The data cubes contain
values of temperature, gas pressure, density and the three components of velocity and magnetic field.
The time sequence extends for 26 minutes of solar time with 10 s cadence.
Method: first of all we have carried out a characterization of the BPS data using the magnetic
field and velocity vector fields. We have drawn color maps of their vertical components at different
heights to find similarities with the expectations from the theoretical and observational results of those
heights. Additionally, we have carried out a brief statistical analysis of those quantities in the depths
of the box corresponding to the convection zone.
The actual search for the concentrated magnetic structures that is the main objective of this
Master’s thesis was implemented in two successive stages. A first selection of candidates was attempted
via inspection of maps of the vertical velocity at the solar surface with isocontours of the vertical and
horizontal magnetic field components superimposed. The sites of emergence of bipolar regions were
located by requesting that (1) a patch of horizontal field appears in the interior of a granule with area
and magnetic strength growing in time; this was to be followed by (2) the appearance of two patches
of vertical field of mutually opposite polarity; finally, (3) the whole structure had to be seen moving
toward the intergranule, where it disappeared.
In the second stage, more conclusive evidence for the presence of rising magnetic loops was sought
via 3D visualization: the analysis of isocontours on horizontal surfaces cannot provide complete eviden3
ce since it misses the distribution of variables in the interior and atmosphere. For the 3D visualisation,
the software VAPOR (UCAR) was used, specifically its tools to calculate isosurfaces of different physical
variables, magnetic field lines and color maps in planes with arbitrary 3D orientation. In particular,
we have used isosurfaces of magnetic field strength at B = 100-200 G, adding maps for the vertical
component of the velocity on horizontal planes. Some of the cases selected in the previous (2D) stage
had to be discarded given their irregular shape or their links with preexisting intergranular magnetic
features. For those cases clearly identified as magnetic tubes we have studied a time sequence to check
their origin and time evolution. For them, two further 3D tests were carried out: we have drawn field
lines in them to have an impression of the associated magnetic surfaces. Second, we have plotted
field intensity maps on transverse vertical planes to check the degree of concentration of the magnetic
distribution.
Results: regarding the characterization of the BPS, we have confirmed that the features explored
match the general expectations from the theory of magnetoconvection. Concerning the detection
of rising magnetic loops, we could isolate up to 26 cases of evolutionary patterns that fulfilled the
conditions set using the 2D horizontal map method. After applying the more strict 3D methods, we
could confirm 11 of them as concentrated rising magnetic loops. Corresponding to the requests set for
a positive detection, those tubes emerge from the subphotospheric layers and become visible in the
granular cell interior. They are then dragged toward the intergranule where they eventually disappear.
The whole process takes an approximate average time of some five minutes. Some common features
for those tubes are: magnetic isosurfaces with rising loop shape, magnetic field lines roughly contained
within the isosurfaces, marked magnetic concentration with up to two orders of magnitude larger
strength in the center of the loop structure than in the surrounding volume.
This thesis focuses on, and illustrates in detail, two of the emerging concentrated magnetic tubes.
One is a canonical case that clearly follows the general evolutionary pattern mentioned above. The
other one is a special case in which the emergence of the magnetic loop is perturbed by the simultaneous
formation of an intergranular lane in its domain. This causes a fold in the magnetic arch and the
resulting emerging structure has the shape of a double loop.
The results obtained in this Master’s thesis have been used as part of a Letter recently published
in the Astrophysical Journal Letters (Moreno-Insertis et al., 2018).