Arcos magnéticos del sol: simulaciones vs. observaciones

M. CÉCERE; A. COSTA; O. REULA

Malargüe, Mendoza

Congreso; 95° Reunión Nacional de Física de la Asociación Física Argentina; 2010

Los arcos solares son configuraciones coronales de gran anisotropía con densidades cientos de veces mayores y temperaturas cientos de veces menores que las del medio circundante que resultan ser relativamente estables. En la baja corona solar, la dinámica del fluido es controlada por el campo magnético. Éste confina al plasma en infinidad de estructuras filamentosas y tubos con flujos a diferentes temperaturas y densidades (el transporte del plasma se realiza, fundamentalmente, a lo largo de las líneas de campo), denominados arcos coronales del sol. Estos arcos presentan varios modos de oscilación denominados ondas magnetoacústicas. Al estudiar la relación de dispersión de estas ondas, la teoría de perturbaciones de la MHD ideal indica que existen infinitos tipos de soluciones en la rama de los modos magnetoacústicos rápidos (n = 0, 1, 2...). Los modos más bajos son llamados sausage (n = 0) y kink (n = 1). La teoría estándar, a través de la relación de dispersión de estas estructuras cilíndricas, prevé un ´cut-off´ que impone severas restricciones a la existencia de modos atrapados y fundamentales. Sólo dos estudios de la literatura; Asai y Melnikov, son candidatos a cumplir con estas condiciones. En el presente trabajo, presentaremos resultados preliminares obtenidos del estudio de la dinámica de estos dos arcos y la propagación de modos. Para realizar dicho análisis, nos valimos de simulaciones numéricas, comparando estos resultados con los observacionales.