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Propagación de ondas magnetohidrodinámicas en tubos de flujo magnético con twist

Resumen

Las ondas magnetohidrodin´amicas (MHD) que se propagan en la atm´osfera solar, seg´un observaciones y modelos te´oricos, se cree que est´an relacionadas con una gran cantidad de fen´omenos como lo son las eyecciones de masa coronal, el calentamiento coronal, entre otros. Las observaciones han concluido que estas ondas viajan a trav´es de tubos de flujo magn´etico y que muchos de ellos presentan twist en su campo magn´etico. Por lo tanto, estudiar la propagaci´on de ondas desde la base de la fotosfera a trav´es de estos tubos permite avanzar en el conocimiento de los mecanismos para el transporte de energ´ıa y momentum, los cuales pueden explicar algunos de los fen´omenos magn´eticos de la atm´osfera. Con este fin, se resolvieron las ecuaciones de la MHD en el r´egimen lineal para un fluido compresible, aplicadas a un modelo de Sol en calma con una perturbaci´on en el campo de velocidades. Para esto se escribi´o un m´odulo num´erico de diferencias finitas, el cual se implement´o en el c´odigo MAGNUS. Por medio de este se realizaron simulaciones num´ericas con diferentes configuraciones iniciales, mediante las que se concluy´o que el perfil plasma beta est´a estrechamente relacionado con la morfolog´ıa del campo de velocidades y que la inclusi´on de twist en el campo de velocidades ´unicamente a tiempo inicial, permite generar twist en el campo magn´etico inicialmente uniforme y aumentar su magnitud desde 50G hasta ∼0.5kG en 99s. Adem´as el transporte de energ´ıa electromagn´etica a las capas superiores de la atm´osfera solar aumenta aproximadamente dos ´ordenes de magnitud cuando se considera dicho twist. Finalmente, se encontr´o que el m´aximo de la divergencia del campo magn´etico para cada simulaci´on se mantiene al orden de 10−20T/m, lo cual garantiza la ausencia de monopolos magn´eticos.