Modelo padrão de dínamo: impacto da densidade solar

Abstract

Segundo a Teoria de Dínamo Solar, o campo magnético no Sol é transportado e organizado através da circulação meridional. A circulação meridional nos modelos de dínamo solar ganhou popularidade em meados dos anos 1990. Após vários anos de pesquisa, o padrão definido a partir de uma célula de circulação meridional passou a ser suficiente para descrever a evolução do campo magnético no interior do Sol e junto à fotosfera. Com a evolução das técnicas observacionais e modelizações numéricas, verificada no virar do século, começaram a surgir constrangimentos associados à circulação meridional. Desde então, a difícil tarefa de predizer os ciclos solares a partir de modelos de dínamo, inspirados em resultados hélio-sismológicos, tem sido debatida nos circuitos académicos e de investigação. Embora a hélio-sismologia se tenha revelado uma grande ajuda para definir a amplitude e a direção do transporte meridional junto à superfície, as camadas mais profundas da zona convectiva continuam a ser um mistério na definição do transporte do campo magnético. A falta de informação sobre a circulação meridional no interior do Sol, continua a gerar incertezas acerca da evolução temporal do campo magnético ao longo do ciclo solar. O objetivo deste trabalho consiste, essencialmente, em estudar o impacto de um perfil de densidade solar consistente com as últimas atualizações do modelo padrão solar (SSM - Solar Standard Model) e com a hélio-sismologia na predição de ciclos e estabelecer uma comparação destes com as observações. Acreditamos que, se restringirmos o nosso estudo a propriedades termodinâmicas e dinâmicas pouco consistentes com a hélio-sismologia, afastaremos a possibilidade da evolução para modelos de dínamo mais realistas. Assim, neste estudo, optámos por considerar a densidade solar incorporando no modelo de dínamo processos dinâmicos tais como a rotação diferencial, a difusão e diferentes padrões de circulação baseados em dados observacionais. É sabido que, em modelos de dínamo axissimétrico cinemático, o perfil de densidade assume um papel determinante para a definição do transporte do campo magnético. Por conseguinte, a circulação meridional é descrita a partir da relação v = ∇ eϕ; onde é uma função de escoamento, v representa a velocidade e , a densidade do plasma. O perfil de densidade hélio-sismológico é a melhor assinatura dos processos dinâmicos que ocorrem na base da zona convectiva e nas camadas junto à fotosfera. A derivação deste perfil de densidade é realista e mais complexa do que o utilizado nestes modelos de dínamo, fornecendo informações adicionais sobre o transporte do campo magnético no Sol. A definição do transporte meridional do campo magnético na sua forma usual, ou seja, a partir de uma densidade aproximadamente adiabática, explica vários aspetos do ciclo solar observáveis na fotosfera. O nosso trabalho demonstrou que a densidade solar tem impacto sobre os mecanismos de transporte do campo magnético, desde a base da zona convectiva até à superfície. Esta nova formulação de modelos, em termos de transporte de campo magnético no plano meridional, põe em evidência algumas diferenças importantes entre os modelos teóricos e as observações realizadas. Demonstramos ainda que os efeitos causados pela variação da densidade em regiões críticas do interior solar, como a tachocline, a base da zona convectiva, as camadas de ionização parcial do hidrogénio e do hélio e a camada superadiabática, não podem ser desprezados numa descrição realista do ciclo magnético solar. Além disso, os nossos resultados revelam que a diferença da composição química no modelo solar na base da zona convectiva tem um papel menor para a formação e evolução dos ciclos magnéticos. A partir deste trabalho propomos a construção de modelos de transporte meridional que decalcam a elevada estratificação da zona convectiva. Poderíamos proceder a outras alterações do processo advectivo, que pusessem em evidência a elevada estratificação da zona convectiva até à fotosfera; no entanto, temos de referir que, neste modelo, o transporte latitudinal assume o papel principal no transporte e organização do campo magnético. Comparativamente ao campo magnético à superfície, o campo magnético neste modelo de dínamo é descrito de forma a estar fortemente dependente do transporte meridional nas camadas profundas. Logo, uma alteração dos mecanismos provenientes das camadas subjacentes da fotosfera é pouco determinante para a evolução do campo magnético. Neste sentido, este trabalho sugere a necessidade de se fazer uma análise mais meticulosa das camadas subjacentes à superfície solar, de forma a determinar a sua contribuição para a evolução do campo magnético solar; nomeadamente, para o estudo da variabilidade solar, em termos de amplitude e periodicidades; Abstract: Standard Dynamo Model Impact of the solar density The dynamo theory states that sun’s magnetic field is transported and structured by meridional circulation. Meridional circulation, or meridional flow, in solar dynamo models became popular in the mid-1990s. After several years of research, the pattern defined from a meridional flow cell sufficed to describe the evolution of the magnetic field in the Sun’s interior and close to the photosphere. With the development of observational techniques and numeric modelling, at the turn of the century, constraints associated to meridional flow began to appear. Since then, the challenging task of predicting solar cycles from dynamo models, inspired by helioseismologic findings, has been debated in the academic and research fields. Although helioseismology revealed itself to be a significant aid in defining the amplitude and direction of the flow near the surface, the deeper layers of the convective region remain a mystery when it comes to the definition of the magnetic field transport. The lack of information about the meridional circulation in the Sun’s interior, still generates uncertainty regarding the temporal evolution of the magnetic field throughout the solar cycle. The purpose of this work consists, essentially, in studying the impact of a solar density profile consistent with the latest updates of the solar standard model (SSM) and the helioseismology, in predicting cycles and establishing a comparison between these and the observations. We believe that, by narrowing our study to thermodynamics and dynamics properties less consistent with the helioseismology, we should be able to put aside the possibility of evolving to more realistic models. Therefore, in this study, we have opted to consider the solar density, incorporating dynamic processes in the solar model such as the differential rotation, diffusion and different circulation patterns based on observational discoveries. It is known that, in axisymmetric kinematic dynamo models, the density profile plays a determinant role in defining the magnetic field transport. Consequently, meridional circulation is described by the relation v = ∇ eϕ;where is the stream function, v represents the speed and , the plasma density. The helioseismological density profile is the best signature of dynamic processes occurring at the base of the convective region and the layers near the photosphere. The derivation of such a density profile is far more realistic and complex than that used in these dynamo models, providing additional information to the transport of the magnetic field in the Sun. Defining the meridional transport of the magnetic field at its usual form, that is to say, from an approximately adiabatic density, explains several aspects of the solar cycle that can be observed in the photosphere. With this study, we established that the solar density, in addition to tracing the Sun’s structure with the highest precision, induces physical processes not yet considered in standard dynamo models. Our work has demonstrated that solar density impacts to the magnetic field’s transport mechanisms, from the base of the convective region up to the surface. This new formulation of models, in terms of magnetic field transport at the meridional level, evidences some relevant differences among theoretical models and the observations performed. We further demonstrated that the effects caused by the density variation in critical areas of the solar interior, such as the tachocline, the base of the convective region, the layers of partial ionization of hydrogen and helium, and the super-adiabatic layer, cannot be overlooked in a realistic description of the solar magnetic cycle. Furthermore, our findings revealed that the difference of chemical composition of the solar model at the base of the convective region holds a lesser role in the formation and development of magnetic cycles. From this groundwork, we encourage the building of meridional transport models which trace the high stratification of the convective region. We could undertake further changes to the advective process, which would highlight the high stratification of the convective region up until the photosphere; however, we must refer that, in this model, the latitudinal transport plays the main role in the transport and structuration of the magnetic field. Also, in comparison to that on the surface, in this dynamo model the magnetic field is described as strongly dependent on the meridional transport on the most inner layers/on the deeper layers. Hence, a change of the mechanisms deriving from the lower photosphere layers is not decisive to the development of the magnetic field. In this sense, this work supports the need for a more thorough analysis of the lower layers, in order to determine their contribution to the development of the solar magnetic field, namely, to the study of solar variability, in terms of range and frequencies.