Analisis numerico del mecanismo de flujo emergente para la generacion de fenomenos en la atmosfera solar

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dc.contributor.advisorLora Clavijo, Fabio Duvan
dc.contributor.authorJaimes Gonzalez, Lizeth Daniela
dc.date.accessioned2023-04-05T12:33:28Z
dc.date.available2023
dc.date.available2023-04-05T12:33:28Z
dc.date.created2019
dc.date.issued2019
dc.description.abstractSe cree que las regiones activas en la atm´osfera solar se originan a partir de tubos de flujo magn´etico que presentan un campo magn´etico con twist de aproximadamente 10 teslas, el cual es generado por un proceso de d´ınamo solar que opera en la tacoclina. Los tubos de flujo magn´etico se elevan a trav´es de la zona convectiva, por un mecanismo denominado flujo emergente, antes de llegar a la fotosfera para formar los fen´omenos solares observados. Por lo tanto, analizar este mecanismo permite avanzar en el estudio de la formaci´on de regiones activas como las manchas solares y en problemas abiertos como el calentamiento coronal. En el presente trabajo se hace un an´alisis param´etrico del mecanismo de flujo emergente, aplicado a un Sol en calma que se modela con un perfil de temperatura observacional, donde se considera una configuraci´on de campo magn´etico con twist que genera un tubo de flujo magn´etico, de modo que, al aplicarle una perturbaci´on en la presi´on, se eleva a trav´es de la zona convectiva del Sol y genera fen´omenos en la atm´osfera solar. Por consiguiente, para la realizaci´on del an´alisis se resuelven num´ericamente las ecuaciones de la magnetohidrodin´amica resistiva con el c´odigo MAGNUS, variando la resistividad y el twist fuera del tubo de flujo magn´etico. Lo anterior con el fin de comparar la densidad, el campo magn´etico, la temperatura y la energ´ıa magn´etica tanto en la zona convectiva como en la atm´osfera solar. De manera general se obtiene que el tubo de flujo magn´etico emerge y se expande a trav´es de la zona convectiva hasta llegar a la regi´on de transici´on. Dicha elevaci´on genera regiones activas bipolares en la atm´osfera solar, cuyo campo magn´etico es mayor y cuya temperatura menor que en el entorno, caracter´ısticas que se presentan en las manchas solares. Adem´as, la elevaci´on del tubo genera continuamente ondas magnetohidrodin´amicas con temperaturas m´as altas que la del entorno, las cuales calientan continuamente la corona solar. Cuando se tiene en cuenta la resistividad, la morfolog´ıa del sistema es similar pero se ralentiza, especialmente en la corona solar debido a que el tiempo de difusi´on en esta regi´on es de cientos de a˜nos, lo cual hace que el efecto de la resistividad en fen´omenos de corta duraci´on sea pr´acticamente despreciable. Por otra parte, al variar el twist fuera del tubo de flujo magn´etico, se obtiene una disminuci´on progresiva en la energ´ıa magn´etica, de modo que, cuando la estructura llega a la fotosfera solar es hasta ocho veces menor que sin variar el twist. Finalmente se encuentra que el m´aximo de la divergencia del campo magn´etico para cada simulaci´on se mantiene en el orden de 10−12[T/m] lo cual garantiza la ausencia de monopolos magn´eticos.
dc.description.abstractenglishIt is believed that the active regions in the solar atmosphere originate from magnetic flux tubes that have a magnetic field with twist of approximately 10 teslas, which is generated by a mechanism of solar dynamo that operates in the tacocline. The magnetic flux tubes rise through the convective zone, by a mechanism called flux emergence, before reaching the photosphere to form the observed solar phenomena. Therefore, analyzing the flux emergence mechanism allows progress in the study of the formation of active regions such as sunspots and open problems such as coronal heating. In the present work a parametric analysis of the flux emergence mechanism is made, applied to a quiet Sun that is modeled with an observational temperature profile, where a magnetic field configuration with twist is considered that generates a magnetic flux tube, so that, when a pressure disturbance is applied, it rises through the convective zone of the Sun and generates phenomena in the solar atmosphere. Therefore, to perform the flux emergence analysis, the equations of the resistive magnetohydrodynamics with the MAGNUS code are solved by varying the resistivity and the twist outside the magnetic flux tube. The above in order to compare the density, the magnetic field, the temperature and the magnetic energy both in the convective zone and in the solar atmosphere. In general, it is obtained that the magnetic flux tube emerges and expands through the convective zone until it reaches the transition region. This evolution generates bipolar active regions in the solar atmosphere, whose magnetic field is higher and the temperature is lower than that of its surroundings, characteristics that occur in sunspots. In addition, tube elevation continuously generates magnetohydrodynamic waves with very high temperatures, which continuously heat the solar corona. When the resistivity is taken into account, the morphology of the system is similar but slows down, especially in the solar corona due to the diffusion time in this region is hundreds of years, which makes the resistivity effect practically negligible. On the other hand, by varying the twist outside the magnetic tube, a progressive decrease in the magnetic energy is obtained, so that, upon reaching the solar photosphere, it is eight times smaller than without changing the textit twist. Finally, the maximum of the magnetic field divergence is found for each simulation being maintained at the order of 10−12 [T/m] which guarantees the absence of magnetic monopole.
dc.description.degreelevelPregrado
dc.description.degreenameFísico
dc.format.mimetypeapplication/pdf
dc.identifier.instnameUniversidad Industrial de Santander
dc.identifier.reponameUniversidad Industrial de Santander
dc.identifier.repourlhttps://noesis.uis.edu.co
dc.identifier.urihttps://noesis.uis.edu.co/handle/20.500.14071/13008
dc.language.isospa
dc.publisherUniversidad Industrial de Santander
dc.publisher.facultyFacultad de Ciencias
dc.publisher.programFísica
dc.publisher.schoolEscuela de Física
dc.rightsinfo:eu-repo/semantics/openAccess
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dc.rights.coarhttp://purl.org/coar/access_right/c_abf2
dc.rights.creativecommonsAtribución-NoComercial-SinDerivadas 4.0 Internacional (CC BY-NC-ND 4.0)
dc.rights.licenseAttribution-NonCommercial 4.0 International (CC BY-NC 4.0)
dc.rights.urihttp://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/4.0/
dc.subjectAtm´Osfera Solar Y Zona Convectiva
dc.subjectMecanismo De Flujo Emergente
dc.subjectMagnetohidrodin´Amica
dc.subjectM´Etodos Num´Ericos
dc.subject.keywordConvective Zone And Solar Atmosphere
dc.subject.keywordFlux Emergence Mechanism
dc.subject.keywordMagnetohydrodynamics
dc.subject.keywordNumerical Methods.
dc.titleAnalisis numerico del mecanismo de flujo emergente para la generacion de fenomenos en la atmosfera solar
dc.title.englishNumerical analysis of the flux emergence mechanism for the generation of phenomena in the solar atmosphere. ?
dc.type.coarhttp://purl.org/coar/version/c_b1a7d7d4d402bcce
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dc.type.localTesis/Trabajo de grado - Monografía - Pregrado
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