Solar poles magnetism

Resumen

El descubrimiento del magnetismo en la superficie solar data de hace algo más de 100 años y, desde entonces, la comprensión de su comportamiento, así como su inter-relación con la termodinámica solar, ha ocupado una posición central en los estudios acerca del Sol. Este esfuerzo ha permitido, entre otros muchos hallazgos, el descubrimiento del comportamiento cíclico del magnetismo sobre la superficie solar, lo que se conoce como ciclo magnético solar. Este ciclo engloba una serie de características de comportamiento cuasi-periódico, entre las cuales, por la relación con este trabajo, se destacan aquí las asociadas a las regiones polares. Las regiones polares son aquellas zonas del Sol con latitudes por encima de ±60º, 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 años. En concreto, posee una polaridad de campo magnético dominante en periodos comprendidos entre dos máximos de actividad magnética consecutivos, dando al campo global una apariencia de dipolo magnético. En los máximos de actividad, esta apariencia dipolar desaparece para reaparecer con la polaridad invertida hasta el siguiente máximo solar. Es evidente, pues, que la comprensión del ciclo magnético solar requiere del entendimiento del magnetismo en las regiones polares. Además, éstas constituyen la principal fuente de líneas de campo abiertas, es decir, del magnetismo de la heliosfera, por donde se acelera el viento solar, que constituye un flujo continuo de partículas hacia el vecindario solar. El estudio del magnetismo se basa en la espectropolarimetría, es decir, la interpretación del espectro polarizado de la luz. Dada la baja intensidad del campo magnético global —tres órdenes de magnitud más pequeño que el campo magnético en una mancha solar—, las señales de polarización son pequeñas y difíciles 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 años 50 se basaron en la observación de la polarización circular ya que, en general, es un orden de magnitud más intensa que la polarización lineal. Obtener el vector de campo magnético requiere de la caracterización completa del estado de polarización de la luz. Esto hace que sólo se tenga acceso a la componente del campo magnético en la línea de visión. En la última década, la nueva instrumentación más sensible, ha hecho posible el estudio del vector campo magnético completo en las regiones polares del Sol por medio de observaciones espectropolarimétricas de los cuatro parámetros de Stokes. Este paso ha permitido ampliar nuestra comprensión sobre el magnetismo en estas regiones. Así, se ha observado que la topología del campo no es morfológicamente 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 magnéticos que dan lugar a la polaridad dominante se congregan en entidades de tamaño superior al de las demás estructuras de las regiones polares o del resto de la superficie solar fuera de las regiones activas. Además, el número de estas estructuras con la misma polaridad que la de la región polar varían con el tiempo en escalas del ciclo magnético solar. Así, su número es mayor cerca de periodos de mínimo de actividad magnética solar, momento en el que las regiones polares exhiben la mayor intensidad de campo neto. En cambio, en máximos de actividad magnética solar, cuando la polaridad dominante en las regiones polares está en pleno cambio, su número se reduce de forma drástica. Sin embargo, el estudio en profundidad del magnetismo en los polos también ha arrojado nuevas dudas. Una de ellas concierne a la topología de los campos magnéticos que aparecen con polaridad más o menos balanceada. Estos campos magnéticos 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 más o menos isótropas (Blanco Rodríguez & Kneer, 2010). Otro aspecto a considerar es que la mayoría de estos estudios se han realizado durante una fase de mínimo del ciclo de actividad magnética (2009), salvo el estudio de Shiota et al. (2012) que se extiende desde un mínimo (2008) hasta la fase de incremento de actividad posterior (2012). Durante fases de máximos de actividad y fases de actividad decreciente, no hay estudios espectropolarimétricos. Por ello, una parte importante de la tesis busca la caracterización de la topología magnética de las regiones polares solares en la fase ascendente del ciclo solar, así como durante el máximo 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 más pequeñas accesibles, es decir, unas centenas de kilómetros en la superficie del Sol. El punto de vista global nos permite entender y profundizar el estudio del magnetismo en los polos y su relación con el ciclo de actividad. Para ello hacemos uso del satélite 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 magnético de forma frecuente y sin pausa, con una estabilidad técnica y una señal a ruido excelentes. El análisis a grandes rasgos de estos datos muestra el comportamiento del campo magnético global esperado para la fase del ciclo solar cubierto. En 2010, poco después del mínimo de actividad magnética solar de 2009, se observa que ambas regiones polares tienen una intensidad de campo magnética promedio de aproximadamente 1 G y de polaridad opuesta en cada región polar, negativo en el norte y positivo en el sur. Según transcurre el ciclo, el Sol se acerca hacia un máximo de actividad magnética (2015) y, en las regiones polares, se observa un paulatino debilitamiento del valor promedio hasta su cancelación. Por último, según se deja atrás este máximo y el Sol se encamina hacia un nuevo mínimo de actividad magnética, se observa el crecimiento de la nueva polaridad en cada región polar. Como suele observarse para otros ciclos, este proceso de paulatino debilitamiento, cambio de polaridad y posterior crecimiento de la nueva polaridad ocurre de forma asimétrica, es decir, las distintas fases no ocurren simultáneamente en ambos polos, sino que cada uno tiene sus propios tiempos. Un análisis más detallado muestra una señal oscilatoria de pequeña amplitud (0.2 G) y de corto periodo (∼30 días) respecto al total de la serie temporal (6 años). La pequeña amplitud de la señal explica que esta oscilación aparezca y desaparezca de las latitudes más altas según estén en una fase orbital de la Tierra que favorezca o perjudique su observación. Observamos además que esta oscilación no es sólo propia de las latitudes más altas sino que está presente en todas las latitudes y a lo largo de toda la serie temporal. El análisis de Fourier de estas series temporales por cada banda de latitud permite determinar que la periodicidad de esta señal no es la misma para todas las latitudes sino que presenta el mismo periodo que el valor de la rotación solar para cada latitud considerada. Descartadas las regiones activas como origen de tal señal, exploramos la posibilidad de que esta oscilación pueda deberse a la presencia de una componente del campo magnético global no simétrica respecto del eje de rotación. Modelamos esta posibilidad por medio de un dipolo magnético inclinado y obtenemos que la señal oscilatoria observada es compatible con un ángulo de 21-40º entre el eje de rotación solar y el eje magnético. Para un estudio más exhaustivo en cuanto a la topología del campo magnético en las regiones polares, acudimos a dos telescopios terrestres. Por una parte el instrumento Tenerife Infrared Polarimeter en la Vacuum Tower Telescope nos permite la observación de los cuatro parámetros de Stokes en el infrarrojo cercano. El uso de longitudes de onda más largas nos permite una sensibilidad mayor a los campos magnéticos, ya que el efecto Zeeman es proporcional a la longitud de onda. Por contra, la resolución espacial mejora a longitudes de onda más cortas, de modo que con estas observaciones nos limitamos a resolver escalas de aproximadamente 1000 km en la superficie solar. Para llevar la resolución espacial al límite de lo que es posible en la actualidad, acudimos a la Swedish Solar Telescope para observar con el instrumento CRisp Imaging SpectroPolarimeter. Estos datos son de menor sensibilidad polarimétrica con lo que se limita el acceso a los campos más débiles, pero a cambio, pueden ser resueltos a escalas tan pequeñas como 200 km. El estudio realizado con las líneas infrarrojas nos permite determinar que las regiones polares, al igual que las regiones de Sol en calma observadas en el centro del disco y en el limbo ecuatorial, están repletas de campo magnético, teniendo cerca de un 80% del campo observado con señales de polarización por encima del nivel de ruido. En líneas generales encontramos que los diferentes parámetros relacionados con el campo magnético considerados en este estudio muestran, tanto en el limbo norte como en el oeste, un comportamiento similar entre sí, pero diferente del encontrado en el centro del disco. Este comportamiento puede responder al cambio en la línea de visión respecto a la vertical a la superficie solar. únicamente la densidad de flujo magnético en la línea de visión muestra un comportamiento distinto en la región polar norte. Tanto para el campo observado en el centro del disco como para el del limbo oeste, se encuentra que el valor medio de la densidad de flujo magnético en la línea de visión viene dado por las estructuras magnéticas con señales de polarización más fuertes mientras que el resto muestran equilibrio de polaridades. En la región solar norte, son las señales de polarización débiles las que definen el valor medio de la densidad de flujo magnético. A pesar de la abundancia de señales magnéticas en el campo de visión, no para todas ellas conseguimos obtener la topología de los campos magnéticos debido a ambigüedades inducidas por el ruido. Por tanto el análisis de la topología se realiza sobre aquellas señales de polarización con campo magnético por encima de 600 G. Por encima de este límite, consideramos que el vector campo magnético está bien determinado. En el centro del disco se observa que estos campos son eminentemente verticales, en consonancia con los resultados observacionales previos obtenidos por otros autores, así como lo que se deduce de la teoría para concentraciones intensas de campo magnético, donde la presión magnética favorece la orientación vertical de los campos. El estudio de la topología magnética en los limbos en el sistema de referencia línea de visión, muestra un comportamiento bi-modal. Por una parte, algunos campos magnéticos son compatibles con campos verticales en el sistema de referencia local. Esta compatibilidad se confirma al cambiar estos campos magnéticos al sistema de referencia local. En éste, se tiene que además de poseer una configuración de campos verticales, las estructuras magnéticas tienen una forma similar a una marquesina. El núcleo de la estructura está caracterizado por los campos magnéticos más intensos y verticales. Alrededor de ese centro, se observa un halo de campos menos intensos y con campos expandiéndose de, o concentrándose hacia, el núcleo de la estructura. Los demás campos magnéticos, no pueden ser debidos a estructuras verticales individuales si bien no podemos especificar, con estas observaciones, su topología exacta. Este comportamiento bi-modal ha sido observado con anterioridad por Ito et al. (2010); Blanco Rodríguez & Kneer (2010); Jin et al. (2011) y Shiota et al. (2012). En todos ellos, una de las componentes está caracterizada por campos verticales, mientras que sobre la topología de la otra, unos (Ito et al., 2010; Jin et al., 2011; Shiota et al., 2012) la encuentran caracterizada por campos horizontales y otros (Blanco Rodríguez & Kneer, 2010) por campos más bien isótropos. En nuestro caso la componente de campos no verticales, se caracteriza por campos fuertes (por encima de 600 G) cuya característica principal es que no son compatibles con estructuras individuales de campos verticales. La determinación de su topología exacta requiere de observaciones adicionales, aunque la presencia de bucles magnéticos no resueltos, podría dar lugar a esta segunda componente de campos magnéticos. Las observaciones con el instrumento CRISP en la SST nos permiten tener acceso a un área de la superficie solar mayor a la vez que tenemos una resolución espacial y una sensibilidad polarimétricas altas, aunque al observar en el visible, la sensibilidad magnética en este estudio es menor que en el anterior. En este caso vemos que la cantidad de píxeles con señales polarimétricas significativas es mucho menor que en el estudio anterior. El estudio de los diversos parámetros relacionados con el campo magnético muestran un comportamiento similar cuando las dos regiones observadas cerca del limbo solar se comparan con los del centro del disco. Este comportamiento está en coherencia con los trabajos previos (Ito et al., 2010; Blanco Rodríguez & Kneer, 2010; Jin et al., 2011; Shiota et al., 2012). La topología del campo magnético se obtiene para un conjunto limitado de campos magnéticos. Para definir este subconjunto desarrollamos una comprobación sobre la evolución de la χ2 para inversiones con diferentes valores forzados de inclinación. De esta forma, obtenemos que los campos magnéticos en el centro del disco presentan un azimut homogéneo y la distribución de inclinaciones está cercana a una distribución isótropa, con una cierta preferencia por campos horizontales. En los limbos, no obstante, vemos que los campos para los cuales se puede determinar una topología corresponden a un subconjunto de los observados en el centro del disco, en particular, en los limbos obtenemos la topología de los campos verticales. Si bien no obtenemos información suficiente sobre su topología, sí que vemos que los campos sobre los que no analizamos su topología comparten propiedades similares a los que en la VTT no son verticales. Es decir, tienen amplitudes de polarización circular por encima del ruido que son compatibles con campos de más de 600 G y menos de 1000 G y su señal de polarización lineal está por debajo del nivel de ruido. Por último, para cada una de las estructuras magnéticas de las que obtenemos su topología calculamos el flujo magnético total a través de la superficie del Sol así como su distribución espacial en la región polar norte. Obtenemos que las estructuras se reparten a lo ancho de toda la región polar, aunque las que acarrean más flujo se ubican a latitudes más bajas. Este escenario es consistente con Shiota et al. (2012) en cuanto al flujo individual de las estructuras y en cuanto a cuáles de ellas son las que determinan la polaridad de la región polar. Otra característica importante observada es el hecho de que estas estructuras, que aportan la identidad magnética a la región polar norte, se sitúan en latitudes por debajo de 70º. Esto último es compatible con el escenario generalmente aceptado para el cambio de polaridad de la región polar. En este escenario, se tiene que el agente que gobierna el cambio de la polaridad de la región polar es el flujo magnético proveniente de latitudes medias-bajas. De esta forma, las latitudes más altas ya habrían cancelado su polaridad previa al máximo de 2015 y los bordes inferiores del polo ya tendrían su nueva polaridad dominante. En resumen, por un lado se presenta un estudio detallado, desde un punto de vista del magnetismo polar a gran escala y su evolución, en escalas de tiempo del ciclo solar. Y por otro lado, realizamos un estudio más exhaustivo en cuanto a la topología de los campos magnéticos observados en las regiones polares del Sol a costa de la evolución temporal de los mismos.