Comprendiendo nuestra Estrella. El Sol. Solar Dynamo: Flujos de Plasma...

En esta visualización, ilustramos los flujos de fluidos en el sol que impulsan la dínamo magnética solar. Los flujos pueden considerarse como una combinación de dos componentes, un componente toroidal y un componente meridional.

 

El flujo toroidal se corresponde con el movimiento de rotación del Sol. En la vista del corte, este movimiento está representado por los vectores manchas de flujo. El código de color de la sección transversal del lado derecho muestra el período de rotación de este flujo. Aquí vemos que el flujo cerca del Ecuador (en violeta) toma aproximadamente 24,5 días en hacer todo el camino alrededor del Sol. A medida que avanzamos a latitudes más altas, vemos que se obtiene flujo constante más lento, aumentando el tiempo que tarda en llegar el Sol a tanto como 34 días (en rojo) cerca de los polos. El flujo de un fluido no uniforme como esto se conoce como rotación diferencial. Este movimiento en el interior se puede medir en la superficie solar a través de técnicas de la heliosismología.

 

Más profundo hacia dentro del Sol, vemos los distintos colores de la transición de capas exteriores a un color (verde oliva). Este punto de transición se llama el Tacoclina. Es el límite entre la zona externa del Sol, donde se transfiere energía térmica por convección (zona de convección) y la región interior del Sol, donde se transfiere energía térmica por radiación (la zona radiativa). La zona radiativa se cree que gira como un cuerpo sólido con un período de 28 días en este modelo.

 

El centro amarillo y blanco en este modelo representa la zona de irradiación solar.

 

En la sección sobre el lado izquierdo, representamos el otro componente del flujo, llamado el flujo meridional, que se mueve con el plasma entre el Ecuador y las regiones polares.

 

"Cortesía de NASA/SDO y el AIA, Eva y HMI equipos ciencia."

 

Traducción: El Quelonio Volador