Modelos de protuberancias solares
La existencia de protuberancias solares se debe principalmente a los campos magnéticos de la corona. Mediante la combinación de simulaciones de magnetohidrodinámica (MHD) y modelización de transferencia radiativa (RT), el proyecto COMBINED MHD AND RT (Magnetohydrodynamics and radiative transfer: Development of a combined solar prominence modeling technique) ha establecido una nueva técnica de modelización. Esta permite estudiar detalladamente, por primera vez, las relaciones complejas entre el campo magnético de las protuberancias, el plasma de la estructura fina de las protuberancias y la radiación que generan. Para conseguirlo, se ampliaron las simulaciones de campo sin fuerzas no lineal (NLFF) 3D con un método de aleatorización para seleccionar líneas individuales inclinadas de campo magnético a partir de simulaciones de MHD de alta resolución. A continuación, se llenaron las inclinaciones magnéticas de NLFF con plasma de protuberancia realista. Este método genera numerosas estructuras detalladas de las protuberancias para formar protuberancias complejas. Para modelizar con eficacia la radiación emergente en estas estructuras de plasma 3D complejas se desarrolló un método de RT aproximado y rápido innovador para la línea H-alfa. Este nuevo método de visualización permite estudiar de forma consistente la estructura de las protuberancias en el limbo solar y los filamentos del disco solar utilizando un solo modelo. También permite la primera comparación directa de imágenes sintéticas de protuberancias o filamentos modelizados con observaciones de alta resolución. COMBINED MHD AND RT utilizó simulaciones de MHD 3D con una polaridad parásita variable y estudió la evolución de las protuberancias modelizadas. Esto permitió generar configuraciones de campo magnético de protuberancias en 3D a partir de varios pasos de evolución de las protuberancias y estudiar las variaciones del campo magnético de las protuberancias causadas por cambios en la distribución de flujo magnético fotosférico subyacente. Se obtuvieron representaciones detalladas del plasma de la protuberancia para cada paso de la evolución, lo cual proporcionó una secuencia de imágenes sintéticas de H-alfa de las protuberancias modelizadas, tanto tal como se ven como protuberancias en el limbo solar como cuando se ven como filamentos contra el disco solar. Se calcularon las distribuciones de la intensidad de campo magnético, su orientación y la distribución de valores beta del plasma dentro de las protuberancias modelizadas. Los resultados tienen implicaciones para las observaciones de los campos magnéticos en las protuberancias, el origen de la masa de las protuberancias y su estabilidad. Se calculó la masa del plasma de las protuberancias en las protuberancias modelizadas y se realizó el seguimiento de su evolución a causa de variaciones en el campo magnético fotosférico subyacente.
Palabras clave
Protuberancia solar, campos magnéticos, magnetohidrodinámica, transferencia radiativa, COMBINED MHD AND RT
