RT info:eu-repo/semantics/doctoralThesis
T1 Solar poles magnetism
A1 Pastor Yabar, Adur
A2 Programa de Doctorado en Astrofísica
K1 FISICA SOLAR
K1 EL SOL
AB 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 esfuerzoha permitido, entre otros muchos hallazgos, el descubrimiento del comportamiento c´ıclico delmagnetismo sobre la superficie solar, lo que se conoce como ciclo magn´etico solar. Este cicloengloba una serie de caracter´ısticas de comportamiento cuasi-peri´odico, entre las cuales, por larelaci´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, losalrededores de los polos norte y sur. El magnetismo en los polos solares, a diferencia de otrasregiones 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 comprendidosentre dos m´aximos de actividad magn´etica consecutivos, dando al campo global una aparienciade dipolo magn´etico. En los m´aximos de actividad, esta apariencia dipolar desaparece parareaparecer con la polaridad invertida hasta el siguiente m´aximo solar. Es evidente, pues, que lacomprensi´on del ciclo magn´etico solar requiere del entendimiento del magnetismo en las regionespolares. Adem´as, ´estas constituyen la principal fuente de l´ıneas de campo abiertas, es decir, delmagnetismo de la heliosfera, por donde se acelera el viento solar, que constituye un flujo continuode 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 ´ordenesde 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 trabajosde los a˜nos 50 se basaron en la observaci´on de la polarizaci´on circular ya que, en general, es unorden de magnitud m´as intensa que la polarizaci´on lineal. Obtener el vector de campo magn´eticorequiere de la caracterizaci´on completa del estado de polarizaci´on de la luz. Esto hace que s´olose 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 delvector campo magn´etico completo en las regiones polares del Sol por medio de observacionesespectropolarim´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´ıadel campo no es morfol´ogicamente diferente de la que se observa en cualquier otro punto dela 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 entidadesde tama˜no superior al de las dem´as estructuras de las regiones polares o del resto de la superficiesolar 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 elque las regiones polares exhiben la mayor intensidad de campo neto. En cambio, en m´aximos deactividad magn´etica solar, cuando la polaridad dominante en las regiones polares est´a en plenocambio, su n´umero se reduce de forma dr´astica.Sin embargo, el estudio en profundidad del magnetismo en los polos tambi´en ha arrojado nuevasdudas. 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, paralelosa 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 muestrandistribuciones 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 ciclode actividad magn´etica (2009), salvo el estudio de Shiota et al. (2012) que se extiende desdeun m´ınimo (2008) hasta la fase de incremento de actividad posterior (2012). Durante fases dem´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 delas regiones polares solares en la fase ascendente del ciclo solar, as´ı como durante el m´aximo de2015 y la posterior fase descendente.En esta tesis abordamos el estudio del magnetismo en los polos desde el punto de vista globaly, a su vez, observamos este magnetismo a las escalas m´as peque˜nas accesibles, es decir, unascentenas de kil´ometros en la superficie del Sol. El punto de vista global nos permite entender yprofundizar el estudio del magnetismo en los polos y su relaci´on con el ciclo de actividad. Paraello 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 estabilidadt´ecnica y una se˜nal a ruido excelentes.El an´alisis a grandes rasgos de estos datos muestra el comportamiento del campo magn´eticoglobal esperado para la fase del ciclo solar cubierto. En 2010, poco despu´es del m´ınimo deactividad magn´etica solar de 2009, se observa que ambas regiones polares tienen una intensidadde campo magn´etica promedio de aproximadamente 1 G y de polaridad opuesta en cada regi´onpolar, negativo en el norte y positivo en el sur. Seg´un transcurre el ciclo, el Sol se acerca haciaun m´aximo de actividad magn´etica (2015) y, en las regiones polares, se observa un paulatinodebilitamiento del valor promedio hasta su cancelaci´on. Por ´ultimo, seg´un se deja atr´as estem´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, esteproceso 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´aneamenteen ambos polos, sino que cada uno tiene sus propios tiempos.
YR 2017
FD 2017
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/23782
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/23782
LA en
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 27-nov-2024