Sobre la estructura magnética y la dinámica del plasma en
regiones activas solares
Marcelo López Fuentes
Instituto de Astronomía y Física del Espacio (CONICET-UBA)
El calentamiento de la corona continúa siendo uno de los problemas fundamentales de la Física Solar. Dado que los procesos físicos involucrados se producen en escalas espaciales por debajo de la resolución instrumental, respuestas definitivas al problema se encuentran aún pendientes. Debido a la condición de congelamiento entre el plasma y el campo magnético, el plasma de las regiones activas (RAs) se encuentra confinado en estructuras magnéticas cerradas en forma de arcos. Estos son los observables básicos de la corona solar, por lo que el análisis de su geometría, estructura y evolución resulta indispensable para comprender los posibles mecanismos que producen el calentamiento. En la primera parte de esta charla discutiremos la observación de arcos coronales en el marco de modelos de calentamiento basados en eventos impulsivos conocidos como nanofulguraciones. A gran escala las RAs se deben a la emergencia de tubos de flujo magnético desde el interior solar. Debido al proceso que les da origen, estos tubos contienen helicidad magnética que se traduce, por ejemplo, en la deformación de las líneas de campo alrededor del eje del tubo. A esta deformación se la conoce como torsión (o twist). La presencia de twist es observable en numerosas estructuras. Entre ellos, las llamadas «lenguas magnéticas» que se observan en magnetogramas fotosféricos durante la emergencia de las regiones activas. En la segunda parte de la charla, describiremos una serie de resultados relacionados con la determinación del twist en RAs a partir de la evolución y caracterización de las lenguas magnéticas.
Este coloquio se llevará a cabo el Martes 6/10 a las 14hs en el aula del edificio del IAFE, Ciudad Universitaria.