{"id":104808,"date":"2010-12-11T00:00:00","date_gmt":"2010-12-11T00:00:00","guid":{"rendered":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/sin-categoria\/ondas-mhd-en-la-fotosfera-y-cromosfera-de-manchas-solares\/"},"modified":"2010-12-11T00:00:00","modified_gmt":"2010-12-11T00:00:00","slug":"ondas-mhd-en-la-fotosfera-y-cromosfera-de-manchas-solares","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/la-laguna\/ondas-mhd-en-la-fotosfera-y-cromosfera-de-manchas-solares\/","title":{"rendered":"\u00abondas mhd en la fotosfera y cromosfera de manchas solares\u00bb"},"content":{"rendered":"<h2>Tesis doctoral de <strong> Tob\u00edas Felipe Garc\u00eda <\/strong><\/h2>\n<p>En esta tesis estudiamos la propagaci\u00f3n de ondas magneto-ac\u00fasticas en manchas solares, desde debajo de la fotosfera hasta la cromosfera. La motivaci\u00f3n de este estudio va m\u00e1s all\u00e1 de la simple derivaci\u00f3n de las propiedades de las oscilaciones, ya que las ondas pueden ser usadas como herramienta de diagn\u00f3stico independiente para derivar la estructura de atm\u00f3sferas estelares, y adem\u00e1s tienen un papel relevante en el balance energ\u00e9tico de la atm\u00f3sfera del sol y otras estrellas.  como principal novedad, en esta tesis se estudian los diferentes modos de ondas en una situaci\u00f3n real, donde la configuraci\u00f3n del campo magn\u00e9tico y la estratificaci\u00f3n atmosf\u00e9rica se parecen a las de manchas solares. Las propiedades de la atm\u00f3sfera magnetizada de las manchas solares cambian con la altura, pasando de estar dominada por el gas en la fotosfera, y capas inferiores, a estar dominada por el campo en la alta cromosfera, por lo que el par\u00e1metro beta del plasma (el cociente de la presi\u00f3n gaseosa con la presi\u00f3n magn\u00e9tica) var\u00eda de valores mucho mayores que la unidad a valores mucho m\u00e1s peque\u00f1os. La velocidad de propagaci\u00f3n de los modos magneto-ac\u00fasticos depende de la velocidad del sonido y alfv\u00e9n, ambas estratificadas con la altura. En la regi\u00f3n donde estas dos velocidades caracter\u00edsticas son similares se produce la transformaci\u00f3n de modos, permitiendo la conversi\u00f3n de energ\u00eda ac\u00fastica de la onda a magn\u00e9tica y viceversa.  la complejidad de la atm\u00f3sfera solar hace que sea imposible resolver anal\u00edticamente las ecuaciones mhd en este caso realista, por lo que hemos abordado este problema mediante simulaciones num\u00e9ricas. Para este trabajo se ha desarrollado un c\u00f3digo mhd paralelizado no lineal en tres dimensiones, al cual le hemos realizado una serie de tests num\u00e9ricos para verificar su robustez. Las simulaciones excitadas con una fuerza arm\u00f3nica de periodo corto muestran una gran variedad de modos de ondas y transformaciones en un rango de frecuencias por encima de la frecuencia de corte, de tal forma que el modo lento ac\u00fastico en la regi\u00f3n con bajo beta puede propagarse hacia alturas cromosf\u00e9ricas y desarrollar choques, mientras el modo r\u00e1pido magn\u00e9tico en esa regi\u00f3n es refractado hacia la fotosfera debido al fuerte gradiente de la velocidad alfv\u00e9n. Hemos obtenido medidas cuantitativas del flujo de energ\u00eda de los diferentes modos de ondas despu\u00e9s de la transformaci\u00f3n de modos y se ha identificado el modo alfv\u00e9n en las regiones con bajo beta en aquellas simulaciones en las que la fuerza excitadora est\u00e1 situada en regiones con una cierta inclinaci\u00f3n de campo magnetico, aunque la eficiencia de la transformaci\u00f3n a este modo alfv\u00e9n es muy baja. Las simulaciones num\u00e9ricas obtenidas utilizando una fuerza excitadora con un espectro similar al solar, con un pico central a la frecuencia correspondiente a los 5 minutos y excitando una banda ancha de frecuencias, reproducen el cambio con la altura observado en el periodo, que var\u00eda de 5 minutos en la fotosfera a 3 minutos en la cromosfera. Estas simulaciones confirman que las ondas ac\u00fasticas con frecuencia inferior a la frecuencia de corte atmosf\u00e9rica (alrededor de 5.7 mhz) no se pueden propagar hacia arriba y forman ondas evanescentes, cuya amplitud aumenta ligeramente con la altura. Por otro lado, la ondas ac\u00fasticas con frecuencia por encima del valor de corte se propagan hacia arriba y, debido al aumento de su amplitud de acuerdo con la disminuci\u00f3n de la densidad, dominan en las alturas cromosf\u00e9ricas, donde encontramos un pico de potencia alrededor de 5.8 mhz correspondiente a las oscilaciones de 3 minutos. De este modo, se puede decir que el mecanismo que produce el cambio de la frecuencia con la altura es la propagaci\u00f3n lineal de ondas en la banda de 3 minutos que son excitadas en la fotosfera y dominan sobre las ondas evanescentes con frecuencia por debajo de la frecuencia de corte. Las simulaciones num\u00e9ricas en las que la fuerza excitadora est\u00e1 ubicada a distinta distancia radial desde el eje de la mancha muestran que la frecuencia dominante en la cromosfera disminuye con la distancia radial, debido a la reducci\u00f3n de la frecuencia de corte lejos del centro de la mancha. Estas simulaciones muestran que las ondas en la banda de 5 minutos no pueden proporcionar energ\u00eda a las capas altas de la umbra debido a que forman ondas evanescentes, que no transportan energ\u00eda, u ondas r\u00e1pidas magn\u00e9ticas, que son refractadas hacia la fotosfera. Por el contrario, la energ\u00eda de las altas frecuencias de la fuerza excitadora puede llegar a capas m\u00e1s altas en forma de ondas ac\u00fasticas a lo largo de las l\u00edneas campo magn\u00e9tico y formar choques, proporcionando energ\u00eda a la cromosfera.  la segunda parte de esta tesis se centra en un estudio observacional. Hemos analizado espectros de intensidad de ca ii h, incluyendo las l\u00edneas superpuestas de fe i, y espectros polarim\u00e9tricos de si i 10827 y el multiplete de he i 10830. Las distintas l\u00edneas espectrales tienen informaci\u00f3n complementaria sobre diferentes alturas de la atm\u00f3sfera solar. La regi\u00f3n espectral de 10830 es especialmente interesante porque contiene la l\u00ednea fotosf\u00e9rica de si i y la cromosf\u00e9rica de he i. Mediante el uso de varias l\u00edneas espectrales formadas a profundidades intermedias entre el si i y el he i hemos mejorado el muestreo de la propagaci\u00f3n de ondas a trav\u00e9s de la atm\u00f3sfera, cubriendo el vac\u00edo de informaci\u00f3n entre estas dos capas. Del desplazamiento doppler de estas l\u00edneas obtuvimos las variaciones temporales de la velocidad a lo largo de la l\u00ednea de visi\u00f3n. Tras calcular el espectro de diferencia de fase y de amplificaci\u00f3n entre diversos pares de l\u00edneas, los resultados han sido ajustados a un modelo de propagaci\u00f3n vertical de ondas magneto-ac\u00fasticas lentas en una atm\u00f3sfera estratificada con p\u00e9rdidas radiativas de acuerdo con la ley de enfriamiento de newton. El modelo funciona para la atm\u00f3sfera por debajo de la altura de formaci\u00f3n del n\u00facleo de la l\u00ednea de ca ii h, pero no puede reproducir el espectro de amplificaci\u00f3n entre el n\u00facleo de ca ii h y la l\u00ednea de he i. El acuerdo obtenido, con un modelo simple de propagaci\u00f3n lineal, en las regiones de la baja y media atm\u00f3sfera, y el desacuerdo en las capas m\u00e1s altas, indican que la transferencia de energ\u00eda debida a la formaci\u00f3n y disipaci\u00f3n de choques ocurre a una altura entre la altura de formaci\u00f3n de las l\u00edneas de fe i y el n\u00facleo de ca ii h. Encontramos propagaci\u00f3n de ondas de alta frecuencia (por encima de la frecuencia de corte) a lo largo de las l\u00edneas de campo hacia capas m\u00e1s altas, correspondiente al modo ac\u00fastico lento. Las ondas con frecuencia inferior a la de corte forman ondas evanescentes y no se pueden propagar hacia las capas m\u00e1s altas. El espectro de potencias a diferentes alturas no se desplaza gradualmente desde la banda de 5 minutos en la fotosfera hasta frecuencias m\u00e1s altas en capas superiores, hasta alcanzar la banda de 3 minutos en la cromosfera. En su lugar, todas las l\u00edneas fotosf\u00e9ricas (formadas a diferentes alturas) presentan su potencia m\u00e1xima a la misma frecuencia, y lo mismo ocurre para las dos l\u00edneas cromosf\u00e9ricas. Por lo tanto, el espectro de potencias muestra un comportamiento discontinuo con la altura, y la frecuencia con m\u00e1xima potencia cambia abruptamente de 3.5 mhz en la fotosfera a 6 mhz en la cromosfera. Estos resultados est\u00e1n de acuerdo con los obtenidos con las simulaciones, y confirman que el cambio en la frecuencia con la altura es debido al mayor incremento de la amplitud de las ondas que se propagan en comparaci\u00f3n con las ondas evanescentes. Tambi\u00e9n hemos podido inferir algunas propiedades de la atm\u00f3sfera de la mancha solar (temperatura y tiempo de relajaci\u00f3n radiativo) mediante el an\u00e1lisis de la propagaci\u00f3n de ondas y estimar la altura de formaci\u00f3n de las l\u00edneas espectrales usadas en este estudio. El an\u00e1lisis muestra que las ondas primero alcanzan la altura de formaci\u00f3n de la l\u00ednea de si i, luego las l\u00edneas de fe i procedentes de las alas de la l\u00ednea de ca ii h, a continuaci\u00f3n la altura de formaci\u00f3n del n\u00facleo de la l\u00ednea de ca ii h y finalmente la de la l\u00ednea de he i.  en la \u00faltima parte de esta tesis, hemos intentado reproducir los resultados observacionales a trav\u00e9s de c\u00e1lculos num\u00e9ricos. Hemos construido un modelo tridimensional de mancha solar basado en las observaciones, y hemos desarrollado simulaciones num\u00e9ricas introduciendo como elemento excitador en la fotosfera las fluctuaciones medidas con la l\u00ednea de si i. Los resultados son comparados con las oscillaciones obtenidas a diferentes alturas con la l\u00ednea de he i, el n\u00facleo de la l\u00ednea de ca ii h y las l\u00edneas de fe i superpuestas en las alas de la l\u00ednea de ca ii h. Las simulaciones muestran un gran acuerdo con las observaciones. Reproducen los mapas de velocidades y los espectros de potencias a las alturas de formaci\u00f3n de las l\u00edneas espectrales, as\u00ed como los espectros de fase y amplificaci\u00f3n entre varios pares de l\u00edneas. Los choques m\u00e1s fuertes est\u00e1n acompa\u00f1ados de un retraso de la se\u00f1al cromosf\u00e9rica observada respecto a la simulada a la altura correspondiente, debido a que los choques desplazan la altura de formaci\u00f3n de las l\u00edneas cromosf\u00e9ricas hacia capas m\u00e1s altas. Hemos demostrado que la propagaci\u00f3n de ondas simulada tiene propiedades muy similares a la observada, y esto nos ha permitido utilizar los c\u00e1lculos num\u00e9ricos para cuantificar la contribuci\u00f3n energ\u00e9tica de las ondas ac\u00fasticas al calentamiento cromosf\u00e9rico en manchas solares. Nuestros resultados indican que la energ\u00eda suministrada por estas ondas es muy baja para compensar las p\u00e9rdidas radiativas de la cromosfera. La energ\u00eda contenida en forma de potencia ac\u00fastica a la altura de formaci\u00f3n de la l\u00ednea de si i ya es insuficiente para calentar las capas superiores, mientras que la que alcanza la cromosfera es alrededor de 70 veces inferior a la cantidad de energ\u00eda requerida.<\/p>\n<p>&nbsp;<\/p>\n<h3>Datos acad\u00e9micos de la tesis doctoral \u00ab<strong>\u00abondas mhd en la fotosfera y cromosfera de manchas solares\u00bb<\/strong>\u00ab<\/h3>\n<ul>\n<li><strong>T\u00edtulo de la tesis:<\/strong>\u00a0 \u00abondas mhd en la fotosfera y cromosfera de manchas solares\u00bb <\/li>\n<li><strong>Autor:<\/strong>\u00a0 Tob\u00edas Felipe Garc\u00eda <\/li>\n<li><strong>Universidad:<\/strong>\u00a0 La laguna<\/li>\n<li><strong>Fecha de lectura de la tesis:<\/strong>\u00a0 12\/11\/2010<\/li>\n<\/ul>\n<p>&nbsp;<\/p>\n<h3>Direcci\u00f3n y tribunal<\/h3>\n<ul>\n<li><strong>Director de la tesis<\/strong>\n<ul>\n<li>Manuel Collados Vera<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n<li><strong>Tribunal<\/strong>\n<ul>\n<li>Presidente del tribunal: fernando Moreno insertis <\/li>\n<li>Luis ramon Bellot rubio (vocal)<\/li>\n<li>jaume Terradas calafell (vocal)<\/li>\n<li>h\u00e9ctor david Socas navarro (vocal)<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n<\/ul>\n<p>&nbsp;<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>Tesis doctoral de Tob\u00edas Felipe Garc\u00eda En esta tesis estudiamos la propagaci\u00f3n de ondas magneto-ac\u00fasticas en manchas solares, desde debajo 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