El proyecto Whole Sun: desentrañando los complejos mecanismos físicos detrás de nuestra estrella eruptiva y sus gemelos

Año de inicio
2019
Año fin
2026
Unidad organizativa
    General
    Descripción

    El Sol es una estrella activa magnéticamente cuyas erupciones violentas pueden impactar y deformar la magnetosfera terrestre y causar perturbaciones importantes en instalaciones tecnológicas en tierra y en órbita. The Whole Sun tiene como objetivo central abordar, de forma coherente y por primera vez, cuestiones actuales clave en Física Solar.

    Dichas cuestiones afectan tanto al interior del sol como a la atmósfera como un todo. Nuestra estrella, el Sol, es un cuerpo celeste magnéticamente activo; su atmósfera sufre erupciones violentas difíciles de predecir. Las mayores eyecciones, tras atravesar el espacio interplanetario, pueden impactar y deformar la magnetosfera terrestre y causar perturbaciones importantes en instalaciones tecnológicas en tierra y en órbita. La Astrofísica Solar lleva décadas de intensa investigación de los fenómenos físicos que determinan el comportamiento del Sol; sin embargo, preguntas fundamentales como ¿mediante qué proceso se genera el campo magnético en su interior y por qué posee un ciclo de actividad magnética?; ¿cuál es el mecanismo exacto de las grandes erupciones magnéticas en su atmósfera? ¿cómo están interrelacionados el interior y la atmósfera?  todavía permanecen sin respuesta satisfactoria. En el proyecto The Whole Sun, nuestro objetivo es abordar estas cuestiones clave que afectan tanto al interior como a la atmósfera como un todo coherente por primera vez.

    Hasta ahora, la investigación del Sol se ha hecho estudiando separadamente el interior solar, la baja atmósfera y la corona, sin tener una visión global integrada de la compleja dinámica de plasma que enlaza a esas regiones. Para entender y explicar cuantitativamente lo que está pasando en el interior y atmósfera solar hay que usar conceptos y resultados avanzados de física de fluidos, electromagnetismo, teoría cinética y, para la atmósfera, interacción radiación-materia; hay que aplicar técnicas refinadas de modelado teórico y numérico con supercomputadores masivamente paralelos, y llevar a cabo e interpretar observaciones en las avanzadas instalaciones en tierra y en el espacio de la actualidad.  En este proyecto, que reúne a cinco instituciones punteras de física solar en Europa, queremos alcanzar una comprensión más profunda de nuestra estrella relacionando la física del interior y de la atmósfera. Para hacer esto, hay que salvar problemas de solución compleja: consideración simultánea de escalas espaciales y temporales muy dispares, inclusión de microfísica compleja junto a física de continuos y efectos globales, puesta en relación de códigos de ordenador especializados en las diferentes regiones.  Nuestro objetivo es abordar estos desafíos desarrollando una profunda comprensión teórica de nuestra estrella y construyendo el código solar de resolución múltiple más avanzado posible en la actualidad.

    Resultados del reciente artículo de Nóbrega-Siverio et al. 2023
    Figura del artículo de Nóbrega-Siverio et al. 2023. Arriba. Observaciones de un CBP representativo observado el 1 de julio de 2022 a las 08:08:52 UT. (a), (b) Respuesta coronal caliente en EUV detectada por SDO/AIA 193 Å y SDO/AIA 171 Å, respectivamente. (c) Estructura cromosférica fría del CBP en el núcleo de la línea Hα observada con SST/CRISP. (d) Campo magnético fotosférico en la línea de visión  BLOS de SST/CRISP. (e) Perfiles Hα para diferentes regiones de las fibrillas oscuras (colores fríos) y brillos del núcleo (colores cálidos) marcados en el panel (c). El perfil promedio en todo el campo de visión se muestra como una línea discontinua negra. La intensidad de los perfiles se ha normalizado al valor de intensidad a 50 km s-1. Abajo. Modelado directo a partir del experimento numérico 3D CBP observado en el disco. (a), (b) Imágenes EUV sintéticas para SDO/AIA 193 Å y Solar Orbiter/EUI-HRI 174 Å, respectivamente. (c) Respuesta sintética en el núcleo de la línea Hα observada por SST/CRISP. (d) Campo magnético vertical Bz en la superficie solar. (e) Perfiles sintéticos de Hα para diferentes regiones de las fibrillas oscuras (colores fríos) y brillos del núcleo (colores cálidos) marcados en el panel (c).

     

    Investigador principal
    Gestor del proyecto

    Novedades:

    Eyecciones de la atmósfera solar.

    Todavía hay muchas preguntas abiertas sobre eyecciones clave en la atmósfera solar, como chorros coronales, oleadas o espículas. Hemos abordado diferentes aspectos de estos fenómenos. Por ejemplo, hemos demostrado que las características de las oleadas observadas y los granos (plasmoides) que acompañan a los chorros coronales, así como las estructuras de doble cámara detectadas, muestran sorprendentes similitudes con los modelos numéricos de chorro (Joshi et al. 2020). También hemos estudiado el impacto de los jets coronales en las prominencias tanto desde el punto de vista teórico mediante simulaciones numéricas 2.5D (Luna & Moreno-Insertis, 2021) como a partir de observaciones multilongitud de onda (Joshi et al. 2023), obteniendo resultados que están en general acuerdo. Con respecto a las oleadas (surges), hemos caracterizado por primera vez las propiedades cromosféricas y de la región de transición de estos fenómenos combinando observaciones de alta resolución y técnicas avanzadas como k-means, inversiones y diagnósticos de densidad (Nóbrega-Siverio et al. 2021). Además, nos hemos involucrado en la comprensión de las respuestas de la región coronal y de transición a las excursiones de rápido desplazamiento al rojo de flujo descendente cromosférico reportadas recientemente (RRE, Bose et al. 2021). Más recientemente, hemos utilizado observaciones coordinadas de SST, IRIS y SDO para analizar un episodio de emergencia de flujo magnético efímero y la siguiente cadena de eventos energéticos a pequeña escala, demostrando la importancia de los magnetogramas de alta resolución para revelar los mecanismos que desencadenan fenómenos como EB, ráfagas de UV y surges (Nóbrega-Siverio et al. 2024). 


    Lluvia coronal.

    Otro aspecto estudiado dentro del proyecto Whole Sun es la lluvia coronal. Mediante una simulación magnetohidrodinámica resistiva (MHD) con el código MPI-AMRVAC, hemos explorado la evolución de tubos magnéticos que dan lugar a erupciones y formación de lluvia coronal. El modelo captura en detalle la erupción debido a la reconexión magnética espontánea que se origina debajo de los tubos magnéticos. En la fase posterior a la erupción, se observa un desarrollo gradual de un desequilibrio térmico, lo que conduce a un enfriamiento catastrófico y a la formación de condensaciones que caen a lo largo del tubo magnético en forma de lluvia coronal. Las propiedades dinámicas y termodinámicas de estas condensaciones frías concuerdan bien con las observaciones de la lluvia coronal posterior a llamaradas solares (Sen et al. 2024). 

    No-equilibrio e ionización parcial.

    Hemos estudiado los efectos del no equilibrio y la ionización parcial en la dinámica y termodinámica del nuevo plasma magnetizado que emerge desde el interior solar mediante experimentos numéricos (Nóbrega-Siverio et al. 2020a). Para ello, fue necesario implementar un nuevo módulo de Fortran en el código Bifrost que calcule el término de difusión ambipolar en la Ley de Ohm Generalizada de manera eficiente (Nóbrega-Siverio et al. 2020b). Recientemente, hemos explorado el término de difusión ambipolar desde una perspectiva más fundamental y matemática, encontrando nuevos conjuntos de soluciones auto-similares que se pueden utilizar como pruebas exigentes para códigos MHD que incluyen el término de difusión ambipolar, tanto en coordenadas cilíndricas (Moreno-Insertis et al.2022) como en coordenadas cartesianas (Moreno-Insertis et al. por presentar).

    Puntos Brillantes Coronales (CBPs).

    Recientemente hemos presentado un modelo radiativo-MHD 3D utilizando el código Bifrost de un CBP basado en una configuración de punto nulo magnético, una topología común relacionada con este tipo de fenómenos. Hemos demostrado que los CBP pueden energizarse, durante al menos varias horas, mediante la acción continua de movimientos convectivos fotosféricos estocásticos, obviando así la necesidad de flujos fotosféricos importantes y organizados, como flujos convergentes o flujos superficiales a gran escala. También hemos detectado flujos ascendentes continuos con una señal EUV débil relacionada con el CBP, que se asemejan a chorros coronales oscuros observacionales, y erupciones a pequeña escala cuando las fibrillas cromosféricas interactúan con el sitio de reconexión (Nóbrega-Siverio et al. 2023).

    También hemos explorado la contraparte cromosférica de los CBPs, a partir de observaciones y simulaciones, lo que proporciona una mayor comprensión sobre el calentamiento del plasma confinado en los bucles de pequeña escala de los CBP y sobre la cromosfera debajo de los CBP (Madjarska et al. 2021, Bose et al. 2023, Nóbrega-Siverio and Moreno-Insertis 2022). 

    Reconexión magnética.

    En este proyecto también se han implementado diferentes modelos de resistividad al código radiativo-MHD Bifrost para estudiar su impacto en el proceso de reconexión magnética y estudiar cuál es más adecuado para reproducir ciertas características solares (Faerder et al. 2023, Faerder et al. 2024a, Faerder et al. 2024b, en revisión). 

    Satélites solares.

    Hemos contribuido a la revisión del Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS, De Pontieu et al. 2021), centrándonos en los aspectos clave en los que este satélite ha contribuido a la mejor comprensión de la formación y el impacto de las espículas y otros chorros.

    Además de eso, hemos contribuido en dos artículos relacionados con el Multi-slit Solar Explorer (MUSE), que es una misión MIDEX propuesta para la NASA. Nuestro papel ha sido proporcionar observables sintéticos a partir de nuestras simulaciones realistas con el objetivo de mostrar las capacidades potenciales de diagnóstico de la misión (ver De Pontieu et al. 2022 y Cheung et al. 2022).

     

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