La actividad solar fluctúa a un ritmo de unos once años, lo que se refleja, entre otras cosas, en la frecuencia de las manchas solares. Un período magnético completo dura 22 años. Los científicos han estado desconcertando durante mucho tiempo sobre las causas de este ciclo. Debe estar relacionado con las condiciones debajo de la "piel" de nuestra estrella: una capa de plasma caliente (gas conductor de la electricidad) se extiende desde la superficie hasta 200,000 kilómetros debajo. El plasma dentro de esta zona de convección está constantemente en movimiento.
Un equipo de científicos del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar, la Universidad de Gotinga y la Universidad de Nueva York, Abu Dhabi, ha logrado dibujar la imagen más completa de los flujos de plasma en dirección norte-sur hasta la fecha. Los investigadores han encontrado una geometría de flujo notablemente simple: el plasma describe una rotación única en cada hemisferio solar, que dura unos 22 años. Además, el flujo en la dirección del ecuador en la parte inferior de la zona de convección hace que se formen puntos cada vez más cerca del ecuador durante el ciclo solar.
El número de manchas solares en la superficie solar visible varía; a veces hay más, a veces menos. La distancia entre dos máximos de manchas solares es de aproximadamente once años, después de 22 años, las manchas solares nuevamente están polarizadas magnéticamente de la misma manera. Durante el máximo no solo aparecen grandes manchas solares, sino también regiones activas. Además, impresionantes arcos de plasma caliente alcanzan lejos en la atmósfera solar, las partículas y la radiación son arrojadas al espacio en erupciones violentas. Sin embargo, en la actividad mínima, el sol se calma notablemente.
"En el transcurso de un ciclo solar, el flujo meridional actúa como una cinta transportadora que arrastra el campo magnético y establece el período del ciclo solar", dice el profesor Dr. Laurent Gizon, director de MPS y primer autor del nuevo estudio. . "Ver la geometría y la amplitud de los movimientos en el interior solar es esencial para comprender el campo magnético del Sol", agrega. Con este fin, Gizon y su equipo utilizaron heliosismología para mapear el flujo de plasma debajo de la superficie del Sol.
La heliosismología es para la física solar lo que la sismología es para la geofísica. Los heliosismólogos usan ondas de sonido para sondear el interior del Sol, de la misma manera que los geofísicos usan terremotos para sondear el interior de la Tierra. Las ondas de sonido solares tienen períodos cercanos a cinco minutos y se excitan continuamente por convección cerca de la superficie. Los movimientos asociados con las ondas de sonido solares se pueden medir en la superficie del Sol con telescopios en naves espaciales o en el suelo.
En este estudio, Gizon y su equipo utilizaron observaciones de ondas de sonido en la superficie que se propagan en dirección norte-sur a través del interior solar. Estas ondas están perturbadas por el flujo meridional: viajan más rápido a lo largo del flujo que contra el flujo. Estas perturbaciones muy pequeñas en el tiempo de viaje (menos de 1 segundo) se midieron con mucho cuidado y se interpretaron para inferir el flujo meridional utilizando modelos matemáticos y computadoras.
Debido a que es pequeño, el flujo meridional es extremadamente difícil de ver en el interior solar. "El flujo meridional es mucho más lento que otros componentes del movimiento, como la rotación diferencial del Sol", explica Gizon. El flujo meridional a través de la zona de convección no es más que su valor máximo de superficie de 50 kilómetros por hora. "Para reducir el nivel de ruido en las mediciones heliosísmicas, es necesario promediar las mediciones durante períodos de tiempo muy largos", dice el Dr. Zhi-Chao Liang de MPS.
El equipo de científicos analizó, por primera vez, dos series de datos independientes muy largas. Uno fue proporcionado por SOHO, el observatorio solar más antiguo en el espacio operado por la ESA y la NASA. Los datos tomados por Michelson Doppler Imager (MDI) de SOHO cubren el tiempo desde 1996 hasta 2011. El Grupo de Red Global de Oscilación (GONG) proporcionó un segundo conjunto de datos independiente, que combina seis telescopios solares terrestres en los EE. UU., Australia, India, España y Chile ofrecerán observaciones casi continuas del Sol desde 1995.
"Se debe elogiar a la comunidad internacional de física solar por entregar múltiples conjuntos de datos que cubren los últimos dos ciclos solares", dice el Dr. John Leibacher, ex director del proyecto GONG. "Esto hace posible promediar durante largos períodos de tiempo y comparar respuestas, lo cual es absolutamente esencial para validar las inferencias", agrega.
Gizon y su equipo encuentran que el flujo es hacia el ecuador en la base de la zona de convección, con una velocidad de solo 15 kilómetros por hora (velocidad de carrera). El flujo en la superficie solar es hacia los polos y alcanza hasta 50 kilómetros por hora. La imagen general es que el plasma gira en un bucle gigantesco en cada hemisferio. Sorprendentemente, el tiempo que tarda el plasma en completar el ciclo es de aproximadamente 22 años, y esto proporciona la explicación física del ciclo de once años del Sol.
Además, las manchas solares emergen más cerca del ecuador a medida que avanza el ciclo solar, como se ve en el diagrama de mariposa. "En general, nuestro estudio apoya la idea básica de que la deriva hacia el ecuador de los lugares donde emergen las manchas solares se debe a los flujos meridionales subyacentes", dice el Dr. Robert Cameron de MPS. "Queda por entender por qué el flujo meridional solar se ve así y qué papel juega el flujo meridional en el control de la actividad magnética en otras estrellas", agrega Laurent Gizon.

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