Efecto Wilson: ¿Qué tan "profundas" son las manchas solares?

¡Preguntas interesantes! Espero poder arrojar algo de luz sobre ellos.

Como se indica en el resumen que cita, la comprensión y el modelado de las manchas solares es una pregunta abierta , especialmente la pregunta de cómo se mantiene la estabilidad de las manchas solares.

Hay muchos modelos, como indican tus citas. Primero, una aclaración terminológica: el "efecto Wilson" hoy en día es esencialmente un modelo para explicar la física de la mancha solar. La "depresión de Wilson" es un componente observable de una mancha solar: la altura geométrica de la superficie solar visible está deprimida en comparación con el resto del Sol. EN la época de Wilson, era una hipótesis, pero tales depresiones se han medido, por ejemplo, vea la figura aquí .. En principio, dado que la idea es que la mancha solar es generada por actividad convectiva debajo de la fotosfera (es decir, el transporte de calor convectivo es bloqueado por campos magnéticos intensos, razón por la cual se necesitan campos magnéticos fuertes para sostener una mancha solar estable), la mancha solar podría ser mucho más profundo de lo que podemos observar, ya que no podemos ver directamente debajo de la fotosfera (ya que el plasma del Sol se vuelve demasiado opaco).

Existen otros modelos para explicar la depresión de una mancha solar. Por ejemplo, un modelo reciente , que (aparentemente) está libre de cualquier incertidumbre sistemática debido a suposiciones que no dependen del modelo, minimiza la divergencia del campo magnético derivado de las observaciones espectropolarimétricas. Al aplicar su marco a las observaciones de una mancha solar, afirman:

La depresión de Wilson derivada (∼600 km) es consistente con los resultados típicamente obtenidos del efecto Wilson.

Sus resultados son consistentes con los de los estudios que emplean el efecto Wilson, por ejemplo, como usted cita del Curso avanzado 39 de Saas Fee de 2009.

Entonces, tus preguntas:

Apreciaría si alguien pudiera explicarme [to] el amplio rango de profundidades. Por un lado me interesa la profundidad de la umbra medida desde la penumbra (si se puede ver plana), y por otro lado también me gustaría saber la distancia desde la penumbra hasta el final de la ( visible) fotosfera, todo idealmente con barras de error.

Producir un diagrama con respuestas más precisas y con barras de error implicaría que alguien ya haya hecho ese diagrama, o yo tendría que hacer uno. No tengo tiempo para hacerlo yo mismo, y no puedo encontrar un artículo publicado con él (podría estar disponible). Entonces, trataré de explicar más conceptualmente. Además, no podemos ver debajo de la fotosfera, por lo que creo que se tendrían que usar métodos indirectos para obtener barras de error en las observaciones de la profundidad de la umbra, que tengo problemas para encontrar (¡y dudo si se ha hecho todavía! EDITAR: vea el mismo último párrafo sobre heliosismología).

El artículo de wiki dice: "La magnitud de la depresión es difícil de determinar, pero puede ser tan grande como 1000 km". Pero no cita esta afirmación ;)

Los modelos del efecto Wilson, como los que usted cita, intentan explicar la aparición de una mancha solar como originada dentro de la envoltura convectiva del interior estelar. ¿Es eso razonable?: la profundidad citada de$\sim 7.3$Mm para estos oleajes de plasma están al menos dentro del radio solar, que es$\sim 10^9$m = 1 gramo. La fotosfera es la más profunda en el interior del sol que podemos ver ópticamente, y se extiende hasta aproximadamente 4x10$^5$metro. Por lo tanto, es concebible que la mancha solar pueda existir a profundidades por debajo de la fotosfera dentro de una región convectiva del sol sin que el fondo de la mancha solar sea demasiado profundo.

EDICIÓN AGREGADA: en los modelos de Solov'ev y Kirichek, por ejemplo, 2014, "la estabilidad de las manchas solares [es] una función de su radio y la intensidad del campo magnético [que] varía monótonamente con el radio desde aproximadamente 700 G hasta un límite asintótico de aproximadamente 4000 G. La profundidad de la depresión de Wilson crece linealmente con B. El rango de equilibrios estables está limitado de tal manera que las manchas solares más grandes (radio mayor de 12–18 mm) son inestables, lo que puede explicar la ausencia de manchas solares muy grandes en el Sol, así como la aparición de puentes de luz en grandes manchas solares que las dividen en varias partes. Las manchas solares con B en el rango de 2,6-2,7 kG y un radio umbral de unos 2 mm son las más estables". Cita tomada de la Nota 4. de esterevisión de heliosismología (también en el último párrafo a continuación), y vea la Figura 22 de esa revisión para ver un esquema de su modelo.

En la tesis que cita de B. Beeck, el artículo principal que se encuentra aquí , la geometría de la umbra (ni de la penumbra) NO se conoce a priori, por lo que hacen conjeturas y comprueban con sus simulaciones numéricas detalladas. Varían sistemáticamente las condiciones iniciales, las condiciones de contorno, la intensidad del campo magnético y la profundidad de la mancha solar para tratar de producir una mancha solar físicamente estable. Ellos encuentran:

Las manchas solares estables requieren un campo magnético de > 4kG en las capas del subsuelo. La estructura (p. ej., gradiente T) por debajo de z~2-3 Mm parece ser importante para la estabilidad de las manchas solares. Esto también indica que las manchas solares no pueden ser fenómenos muy superficiales. Entonces concluyen: Las manchas solares estables necesitan un campo magnético de B ≥ 6 kG a profundidades de 5-6 Mm.

Especulan que este requisito de estabilidad puede descartar geometrías de manchas solares que son planas (es decir, no profundas). Intentan cuantificar esto con geometría de cuña/losa, donde una fuerza de campo magnético más alta en la parte inferior de la mancha solar conduce a una intensidad de umbral más baja y una penumbra más pronunciada (ver la quinta diapositiva desde el final), que podría usarse para descartar observacionalmente ciertos geometrías de manchas solares.

EDICIÓN AGREGADA: Por lo tanto, la gama de escalas involucradas aquí son parte de un área activa de investigación. Hay muchas razones teóricas para sospechar que las manchas solares pueden ser profundas y grandes, del orden de ~Mm, pero solo podemos sondear el Sol hasta esa profundidad, por lo que generalmente estamos limitados a ver solo del orden de ~$10^5$m, que es consistente con la profundidad de la fotosfera. Esto da como resultado que la estructura exacta y la profundidad de la umbra y la penumbra no se entiendan bien actualmente, aunque la dependencia de varios parámetros se entiende bien dentro de ciertos marcos.

Inmediatamente después de publicar esta respuesta, me di cuenta de que la heliosismología es una forma de tratar de evitar el problema de sondear más profundo que la fotosfera, ¡y parece prometedor! Los avances en la heliosismología han anticipado durante mucho tiempo conocimientos sobre el interior del Sol, por ejemplo aquí y aquí , que ha producido estimaciones comparables para la profundidad de las manchas solares, es decir$\sim$1 mm. Creo que esta es un área activa de investigación y será interesante seguir su desarrollo. Vea aquí una revisión (semi-)reciente.