¿Una solución para los acertijos del Sol? Simulaciones con super alta definición

• Título: Solar differential rotation reproduced with high-resolution simulation.
• Autores: Hideyuki Hotta, Kanya Kusano
• Institución del primer autor: Departamento de Física, Escuela Superior de Ciencias, Universidad de Chiba, Chiba, Japón
• Estado del artículo: Publicado en Nature Astronomy, disponible en arXiv.

La existencia de un campo magnético solar fue confirmada hace poco más de 100 años por el astrónomo estadounidense George Hale. Desde ese entonces, y principalmente desde el advenimiento de la era de las computadoras, la comprensión y capacidad de predicción de fenómenos asociados al magnetismo solar ha crecido exponencialmente. Sin embargo, algunos de los resultados obtenidos mediante simulaciones numéricas están en completa oposición a las observaciones realizadas. Este problema es llamado el “enigma convectivo” (convection conundrum).

La zona más misteriosa

En el núcleo solar, las temperaturas son lo suficientemente altas para que los átomos de hidrógeno que conforman el plasma solar (un estado de la materia similar al gaseoso, pero donde los átomos están ionizados) puedan vencer la fuerza eléctrica repulsiva entre ellos y fusionarse. Este proceso libera cantidades enormes de energía, en forma de partículas de luz llamadas fotones. A pesar de viajar a la velocidad de la luz, los fotones viajan durante miles de años a través de la llamada zona radiativa solar, con demasiada energía como para ser absorbidos eficientemente por los átomos allí presentes, rebotando como en un pinball. Una vez que la temperatura baja lo suficiente pueden ser absorbidos, marcando el inicio de la zona convectiva: la absorción de energía en forma de fotones calienta al plasma, haciendo que se expanda y baje su densidad. Estas burbujas de plasma caliente y menos denso se elevan en un mar de plasma más frío. Las burbujas de plasma caliente se enfrían a medida que se alejan de la fuente de fotones, contrayéndose nuevamente y volviendo a hundirse, para comenzar el ciclo nuevamente. Este efecto de burbujas de plasma subiendo y bajando es llamado convección (de ahí el nombre), y está presente en la vida cotidiana, por ejemplo en las burbujas que se observan en una olla de agua hirviendo. La convección es también responsable del aspecto granulado de la superficie solar. Además, la carga eléctrica de las burbujas en movimiento genera el campo magnético solar observado, a través del llamado efecto del dínamo solar.

Sin embargo, no todo es color de rosas. Las simulaciones numéricas que modelan la zona convectiva son capaces de reproducir los valores de energía emitida en la superficie solar, pero también obtienen velocidades de las burbujas convectivas mucho mayores que las medidas. Por si fuera poco, la velocidad de rotación del Sol obtenida mediante las simulaciones tampoco coincide con las observaciones: los modelos prevén que la velocidad de rotación no es igual para todas las latitudes solares (el efecto de rotación diferencial), pero mientras para estos modelos la superficie solar rota más rápidamente en los polos que en el Ecuador solar, las observaciones muestran exactamente lo opuesto. Diversos grupos de investigación han intentado resolver este problema, aunque se han visto en la necesidad de incluir artificialmente otros efectos para reproducir las observaciones.

Empezando a descifrar el acertijo

Los autores del artículo realizaron simulaciones magnetohidrodinámicas (MHD) en 3 dimensiones. La principal característica de este tipo de simulaciones es que divide a la esfera solar en pequeñas celdas, y resuelve las ecuaciones que describen el problema del plasma cargado en movimiento en presencia de campos electromagnéticos para cada una de ellas, teniendo en cuenta los resultados de las celdas vecinas. Esto genera que el costo computacional aumente drásticamente para mayores resoluciones (es decir, mayor número de celdas). Es por esto que los autores utilizaron la supercomputadora Fugaku, nombrada la más rápida del mundo en noviembre del 2020 en la lista TOP500. Esto les permitió realizar simulaciones con diversas resoluciones, entre ellas la simulación con la resolución más alta hasta la fecha, cuyos resultados pueden verse en la Figura 2.

Como podemos ver en la Figura 3, los autores encontraron que la rotación diferencial cambia completamente de tendencia respecto a otros trabajos: las simulaciones con baja resolución (panel izquierdo), similar a la utilizada en estudios anteriores, muestran una rotación más rápida en los polos. Sin embargo, al aumentar la resolución se observa una rotación más rápida en el Ecuador, consistente con las observaciones.

En cuanto a la velocidad de las burbujas convectivas, el panel izquierdo de la Figura 4 muestra como ésta disminuye al aumentar la resolución. Este efecto se debe a un incremento en el campo magnético para el caso de alta resolución (panel derecho): las burbujas convectivas eléctricamente cargadas se enfrentan a una mayor resistencia, disminuyendo así su velocidad.

Este incremento del campo magnético es explicado por un efecto de dínamo de pequeña escala, es decir, los movimientos de burbujas convectivas mucho más pequeñas que el tamaño de las celdas que trabajos anteriores podían llegar a distinguir son los responsables de generar estas diferencias. Si bien los autores advierten que estos resultados necesitan ser corroborados, por ejemplo, extendiendo las simulaciones por más tiempo, o mejorando aún más la resolución para chequear la convergencia de los resultados, este trabajo representa un avance importante en comprensión de nuestra estrella.