Estudio multi-longitudinal comparativo de las oscilaciones de manchas y filamentos solares y su implicación en la evolución de filamentos
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| Formato: | tesis de maestría |
| Fecha de Publicación: | 2020 |
| Descripción: | Se considera que las oscilaciones de períodos largos en los filamentos/prominencias observadas en EUV podrían conducir al filamento a un estado inestable, sin embargo, sus características (rango de frecuencia, amplitud, duración) que pueden desencadenar una erupción y la forma en que se producen aún no están claros. Hemos analizado la evolución (temporal y según la altura) de las oscilaciones de largo periodo de dos filamentos intermedios (F2 y F4) y dos filamentos quietos (F1 y F3) relacionada con los procesos iniciales de sus inestabilidades térmicas y/o dinámicas y su correlación con las respuestas coronales asociadas, principalmente con las eyecciones de masa coronal (CMEs). El estudio de oscilaciones se realizó para filamentos observados durante las rotaciones de Carrington CR2151 y CR2152, que coinciden con el máximo del ciclo solar 24, con base en imágenes de múltiples longitudes de onda, tomadas por SDO/AIA y GONG. Se realizó una rutina en SolarSoft que permitió obtener el espectro de frecuencias de las oscilaciones de largo periodo presentes en los cuatro filamentos. Los resultados muestran una correlación importante entre la evolución de las oscilaciones de los filamentos y las condiciones iniciales antes de sus inestabilidades termales (DBt) y/o dinámicas (DBd) y las consecuencias coronales. Respecto al tipo de oscilación y la cercanía con las regiones activas, los dos filamentos intermedios (F2 y F4), presentaron importantes oscilaciones longitudinales amortiguadas, que ocurren previo a la DBt (F2) o previo a la DBd (F4). La diferencia más significativa entre las oscilaciones de F2 y F4, es que en este último se detectó un menor periodo de oscilación, lo cual se asocia a un menor radio de curvatura del campo magnético del filamento. El inicio de las oscilaciones además se asocia a flujos magnéticos emergentes en la región activa cercana o a variaciones en su intensidad. Mientras, para los dos filamentos quietos (F1 y F3) no se encontraron oscilaciones longitudinales importantes (con una amplitud significativa), sin embargo, fue posible detectar pequeñas variaciones longitudinales, con periodos similares durante todo el periodo de estudio, aunque para F3 se concentran especialmente en periodo previo a la DBd. Se propone que estas oscilaciones tienen su origen relacionado con las inestabilidades termales del filamento que ocasionan flujos contracorriente en las fibras del filamento. Además, una oscilación adicional con un periodo de 6 h, se detectó claramente en los espectros de wavelet y periodogramas, aunque no se logró identificar oscilaciones longitudinales que coincidieran con este periodo. Asimismo, hemos identificado indicios de que el proceso de reconexión magnética ocurre en capas por debajo de la corona en los eventos estudiados, ya que las perturbaciones de la intensidad observadas son más prominentes en los filtros correspondientes a la cromósfera, zona de transición y la corona baja mientras que éstas decaen en los filtros asociados a la corona. Mayor cantidad de estudios son necesarios para determinar, con más precisión, en cuáles eventos las oscilaciones de filamentos/prominencias son precursoras de una CME; adicionalmente, simulaciones computacionales son requeridas para determinar si las correlaciones encontradas en este trabajo pueden ser replicadas, que son los objetivos de nuestros futuros trabajos |
| País: | Kérwá |
| Institución: | Universidad de Costa Rica |
| Repositorio: | Kérwá |
| OAI Identifier: | oai:kerwa.ucr.ac.cr:10669/82774 |
| Acceso en línea: | https://hdl.handle.net/10669/82774 |
| Palabra clave: | transformada wavelet SolarSoft oscilaciones filamentos solares manchas solares |