Ciclo de vida completo de las llamaradas solares

Ciclo de vida completo de las llamaradas solares

Por primera vez, los investigadores utilizaron un solo modelo de computadora para simular el ciclo de vida completo de una llamarada solar: desde la acumulación de energía a miles de kilómetros bajo la superficie del Sol hasta la aparición de líneas de campos magnéticos enredados que se rompen como una llamarada brillante.

Esta visualización proporciona la base para futuros modelos del Sol, que permiten simular de manera realista el clima de una estrella en tiempo real, incluida la formación de manchas solares, que conducen periódicamente a erupciones y expulsiones de masa coronal. Estas erupciones son peligrosas, ya que pueden dañar las redes eléctricas y las redes de comunicación, así como desactivar los satélites y amenazar las vidas de los astronautas.

En el nuevo estudio, el complejo simulador registra la formación de una erupción solar de manera más realista que los intentos anteriores. Además, incluye el espectro de emisión de luz asociado a las llamaradas. El trabajo nos permite explicar el tipo de destellos no solo en la longitud de onda visible, sino también en ultravioleta, en las longitudes de onda ultravioleta extrema y en las radiografías.

Ciclo de vida completo de las llamaradas solares

La visualización muestra una llamarada solar modelada en un nuevo estudio. Plasma marcado violeta con una temperatura de menos de 1 millón. Kelvin. El color rojo indica un calentamiento de 1 a 10 millones de Kelvin y el verde, por encima de los 10 millones.

Escala de cobertura de las capas solares

Para la nueva investigación fue necesario formar un modelo solar que se extendiera a varias áreas de la estrella, reflejando el comportamiento complejo y único de cada una. El modelo creado comienza en la parte superior de la zona de convección (10.000 km por debajo de la superficie del Sol), se eleva a través de la superficie y se extiende 40.000 km hacia la atmósfera solar (la corona). El modelo demuestra claramente las diferencias en la densidad del gas, la presión y otras características de la estrella.

Para crear un modelo de destello solar exitoso, fue necesario agregar ecuaciones detalladas que permitieron a cada región contribuir al desarrollo del destello de una manera realista. Pero también era importante no dificultar el trabajo en una supercomputadora. Por lo tanto, utilizaron la técnica matemática que se utiliza para estudiar la magnetosfera de la Tierra y otros planetas. Esto hizo posible comprimir la diferencia en las escalas de tiempo entre las capas sin pérdida de precisión. Luego, fue necesario crear un script en el Sun simulado. En el nuevo modelo, querían ver si podía generar un flash por su cuenta (por lo general, los científicos esperan un flash real y luego conectan el modelo). Los investigadores comenzaron por crear las condiciones del lugar activo observadas en marzo de 2014. De hecho, este lugar creó docenas de bengalas, incluida una clase X extremadamente poderosa y tres clases M moderadas. Los científicos no intentaron recrear exactamente el lugar de 2014, sino que intentaron hacer coincidir los componentes que estaban presentes en ese evento.

Resultó que el nuevo modelo era capaz de cubrir todo el proceso: desde la acumulación de energía hasta la apariencia en la superficie, la elevación hacia la corona, la activación y la liberación en forma de flash. Ahora los científicos planean probar el modelo en observaciones reales de nuestra estrella.

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