Simulaciones por ordenador descubren la causa de la disminución de manchas solares en el último ciclo solar

El número de manchas solares observadas en la superficie del Sol varía de forma periódica, pasando por máximos y mínimos sucesivos. Tras el último ciclo solar, el 23, el Sol entró en un mínimo prolongado caracterizado por un campo polar magnético muy débil y gran número de días sin manchas solares. Las manchas solares son regiones fuertemente magnetizadas generadas por un mecanismo de dinamo que recrea campos magnéticos polares a través de los flujos de plasma hacia la superficie solar. Nandy et al. han desarrollado simulaciones por ordenador que demuestran que un flujo meridional rápido en la primera mitad de un ciclo, seguido por un flujo más lento en la segunda mitad, reproduce las características del mínimo de manchas solares en el ciclo 23, llegando a la conclusión de que los mínimos muy profundos están asociados con campos polares débiles. El artículo técnico es Dibyendu Nandy, Andrés Muñoz-Jaramillo, Petrus C. H. Martens, “The unusual minimum of sunspot cycle 23 caused by meridional plasma flow variations,” Nature 471: 80–82, 03 March 2011. Más información divulgativa en español en Jesús Cobas, “Resuelto el misterioso caso de la disminución de manchas solares,” Jesús Cobas, 02 marzo 2011, que ha traducido a Charles Q. Choi, “Mysterious Case of Missing Sunspots Solved,” SPACE.com, 02 March 2011. Y también en

Las observaciones telescópicas pioneras de Galileo Galilei y de Christopher Scheiner en el siglo XVII iniciaron la observación y contaje de las manchas solares. Unos 400 años de de observación han mostrado que sólo en el período 1645-1715 dC, conocido como el mínimo de Maunder, cuando casi no se observaron manchas solares, la serie temporal de las manchas solares muestra una variación cíclica pasando por épocas sucesivas de máxima y mínima actividad. El nuevo artículo ha desarrollado un nuevo modelo de la dinámica solar que resuelve las ecuaciones de evolución para las componentes toroidal y poloidal del campo magnético solar (escritas en la figura) con las que han estudiado más de 210 ciclos solares correspondientes a 1.860 años. Estas simulaciones estudian el efecto del cambio de los flujos meridionales mediante la introducción de fluctuaciones en el flujo meridional.

En la gráfica inferior izquierda de la figura, vn es la velocidad del flujo durante el mínimo de manchas solares del ciclo n, vn−1 es la velocidad durante la parte más temprana del ciclo, donde el númeor de manchas está creciendo, y vn−vn−1 denota el cambio en la velocidad de flujo entre las partes del ciclo donde el número de manchas cae y crece durante un ciclo. Los autores han observado una buena correlación entre la fuerza del campo polar y la diferencia vn−vn−1 con un coeficiente de correlación r = 0’87 con probabilidad P = 99’99%. La conclusión es que un cambio del flujo meridional interno de rápido a lento resulta en mínimos solares profundos. Los resultados del modelo son robustos con respecto a cambios razonables en la parámetros del sistema.

Estos resultados obtenidos gracias a simulaciones por ordenador deberán ser confirmados por los experimentos. Los autores esperan que el Observatorio de Dinámica Solar (SDO) de la NASA proporcionará datos más precisos sobre la estructura de los flujos de plasma en el interior del Sol que podrán confirmar y/o complementar los resultados de sus simulaciones.

El campo magnético terrestre tiene su origen en un flujo constante de calor desde el núcleo de la Tierra al manto

El campo magnético de la Tierra está generado por los movimientos del fluido del manto fuera de su núcleo gracias a un efecto parecido al de una dinamo de un coche. Para verificar esta hipótesis razonable es necesario realizar simulaciones por ordenador de la magnetohidrodinámica del manto y las condiciones de contorno utilizadas en dichas simulaciones son muy importantes. Las simulaciones que suponen que el núcleo está a una temperatura fija (condiciones de Dirichlet) producen un campo magnético mucho más débil  que el observado. Nuevas simulaciones han demostrado que un flujo de calor constante (condiciones de Neumann) resultan en un campo magnético dipolar que permite explicar el campo magnético terrestre mediante ordenador y estudiar su dinámica. El vídeo que abre esta entrada ilustra utilizando una proyección de Mollweide uno de los resultados obtenidos mostrando claramente la bipolaridad del campo magnético (radial) y su dinámica durante unos 7.000 años [más vídeos aquí]. La imagen de abajo muestra cortes transversales del manto también obtenidos con estas simulaciones por ordenador. Un gran trabajo de Ataru Sakuraba y Paul H. Roberts, publicado en “Generation of a strong magnetic field using uniform heat flux at the surface of the core,” Nature Geoscience 2: 802-805, 2009, que nos comenta en detalle Bruce Buffett, “Geodynamo: A matter of boundaries,” Nature Geoscience 2: 741-742, 2009.

Los aficionados a este blog ya sabéis mi gusto personal por la física computacional y por la belleza de las figuras y gráficas que ilustran los resultados de las simulaciones. La de abajo es una buena muestra de ello. Muestra tanto las componentes del campo de velocidades como del campo magnético, vista desde el norte, a una altura un décimo del radio terrestre. En concreto las componentes radiales de la velocidad (c,d), azimutales (e,f) y las componentes azimutales del campo magnético (g,h).

Dibujo20091113_Mollweide_projection_computer_simulation_earth_magnetic_field_using_constant_heat_flux_at_the_core_surface

PS (14 Nov. 2009): Quizás os interese el tema de las inversiones de la polaridad en el campo magnético terrestre al que ya dedicamos una en este blog: “¿Es verdad que el campo magnético se invierte periódicamente? ¿Por qué?,” 26 Marzo 2008, aunque los que tengan acceso a Nature pueden recurrir directamente al artículo original, David Gubbins, “Earth science: Geomagnetic reversals,” Nature 452, 165-167, 13 March 2008. También es muy interesante la conferencia que impartió en el KITP de la que tenéis transparencias, audio y vídeo aquí.

Por cierto, los interesados en el geomagnetismo terrestre disfrutarán con la mayoría de las conferencias del KITP Program: Dynamo Theory (May 5 – July 18, 2008), coordinador por Chris Jones, Daniel Lathrop, Steven Tobias, y Ellen Zweibel. Incluyen transparencias, audio y vídeo de la mayoría de conferencias y discusiones. Que además sirven para practicar el inglés científico.

Vídeo de la simulación tridimensional de dos manchas solares en interacción

 

En gris visión desde arriba, en color visión transversal en el centro. (C) Science

76 teraflops (76 billones de cálculos por segundo) han sido necesarios para simular por primera vez la interacción tridimensional de dos manchas solares en el Sol mediante un código numérico MagnetoHidroDinámico (MHD). Simular la formación de un mancha solar es imposible utilizando los mayores supercomputadores que existen hoy en día. La simulación permite entender el flujo de Evershed en la mancha y ha mostrado que la anisotropía entre los flujos de masa y energía es suficiente para entender la interacción de ambas manchas solares. Todo un logro de la supercomputación que ayudará a entender mejor la dinámica solar. Los investigadores del americano National Center for Atmospheric Research (NCAR) y del alemán Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung han simulado la interacción de dos manchas solares ya formadas en una región de sólo 98 por 49 por 6,1 Mm (millones de metros), durante 3.6 horas reales, con una malla espacial que se vuelve más fina conforme avanza el tiempo hasta alcanzar unos 1,8 miles de millones de puntos. El artículo técnico es M. Rempel, M. Schüssler, R. H. Cameron, M. Knölker, “Penumbral Structure and Outflows in Simulated Sunspots,” Science Express, Published Online June 18, 2009.

A los interesados en más detalles sobre lo que se ha descubierto en esta simulación recomiendo el artículo “Nueva simulación 3D investiga la naturaleza de las manchas solares,” BOINC SETI Chile. En inglés está bastante bien contado en “Sunspots Revealed in Striking Detail by Supercomputers,” SpaceRef.com.

Los interesados en más información sobre la formación de manchas solares pueden recurrirr al interesante artículo de Luis Bellot (IAA-CSIC) “El interior de las manchas solares,” copiado en “El interior de las manchas solares,” El Zoo Cósmico, para los que no quieran leerlo en PDF.

Los interesados en más información sobre los códigos numéricos y los resultados técnicos sobre simulación de manchas liderados por Matthias Rempel recomiendo su charla “MHD Simulations of Sunspot Structure” (en la que solo presenta los resultados para una única mancha solar).