Modelo babcock

La versión actual de la página aún no ha sido revisada por colaboradores experimentados y puede diferir significativamente de la versión revisada el 6 de julio de 2020; las comprobaciones requieren 4 ediciones .

El modelo de Babcock  es un modelo físico fenomenológico que describe cualitativamente la imagen observada de la evolución cíclica de los campos magnéticos y las manchas solares en la superficie del Sol .

Fue propuesto en 1961 [1] por el astrónomo estadounidense H. W. Babcock y es el siguiente.

• Al comienzo del ciclo de 22 años, el campo magnético solar tiene la forma de un dipolo, cuyo eje está orientado a lo largo del eje de rotación del sol.
• Las líneas de campo de fuerza son inmóviles en relación con el plasma solar altamente conductor ("congelado" en él).
• La rotación del Sol es diferencial : por ejemplo, la velocidad en el ecuador es un 20% mayor que en los polos (una revolución sinódica en el ecuador se produce en unos 27 días). Esta característica de la rotación del Sol y la "congelación" de las líneas de campo conducen al hecho de que, a medida que avanza la rotación, las líneas de campo, originalmente dirigidas a lo largo de los meridianos, se tuercen en la dirección latitudinal.
• En este caso, el campo aumenta su intensidad y la flotabilidad magnética eleva los tubos del campo magnético a la superficie solar. Cuando estos tubos se elevan por encima de la superficie de la fotosfera , se forman en ella regiones bipolares.
• Debido a la supresión de la convección en la región de los campos magnéticos fuertes emergentes, la temperatura y el brillo de estas regiones disminuyen. Así, se forman manchas solares que se ven oscuras en la superficie más brillante de la fotosfera.
• El punto de la cabeza (ubicado al oeste) de la región bipolar tiene la misma polaridad que el campo magnético dipolar general en el hemisferio dado, el punto de la cola (ubicado al este) tiene la polaridad opuesta.
• Las manchas solares de la cabeza de las regiones bipolares se desplazan principalmente hacia el ecuador, los campos magnéticos de estas manchas solares son opuestos en diferentes hemisferios y se aniquilan cerca del ecuador.
• Las manchas de la cola se mueven hacia los polos de los respectivos hemisferios. Dado que su polaridad es opuesta a la polaridad del campo cerca del polo, el momento dipolar total del Sol disminuye.
• El proceso de formación y movimiento de las manchas solares continúa hasta que se invierte la polaridad del dipolo solar. El ciclo de este cambio dura unos 11 años. Después de otros 11 años, al final del ciclo de 22 años, el campo dipolar vuelve a su estado original.
• Los campos magnéticos puntuales cerca del ecuador se debilitan de vez en cuando, hay una afluencia de plasma coronal que aumenta la presión interna y forma una "burbuja magnética" que puede estallar y causar eyecciones de masa coronal para formar un agujero coronal , en el que las líneas de campo magnético son abierto al espacio. Tales eyecciones son la fuente del viento solar de alta velocidad .
• Las reconexiones de los campos magnéticos conducen a la conversión de su energía en energía térmica del plasma y provocan radiación en la región ultravioleta lejana y de rayos X.

Más tarde, el astrofísico estadounidense R. Leighton ( ing.  Robert B. Leighton ) desarrolló el modelo Babcock; el modelo que propuso a menudo se denomina "modelo Babcock-Leighton". A diferencia de Babcock, que se contentó con construir un modelo puramente cualitativo, Layton creó un modelo semicuantitativo del ciclo de actividad solar, basado en datos de observaciones reales del Sol, pero también utilizando la solución de las ecuaciones de la magnetohidrodinámica . A diferencia del modelo de Babcock, el modelo de Layton tiene en cuenta la conexión entre los procesos activos en diferentes latitudes del Sol, el campo magnético en él nunca es puramente poloidal (es decir, dirigido en la dirección meridional), y la zona de formación de manchas no solo se desplaza hacia el ecuador, pero también se expande con el curso del ciclo de 11 años. Finalmente, el modelo de Leighton no requiere la introducción de tubos de fuerza magnética.

Notas

1. ↑ Babcock, HW La topología del campo magnético solar y el ciclo de 22 años  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1961. - Vol. 133 , núm. 2 . - pág. 572-587 . -doi : 10.1086/ 147060 .

Véase también

• dínamo solar

Literatura

• Sacerdote E.R. Magnetohidrodinámica solar. — M .: Mir, 1985.

Enlaces

• Actividad solar  (enlace no disponible)