Programa de Doutoramento em Ciências da Terra e do Espaço
Modelo padrão de dínamo: impacto da densidade solar
Elisa Cardoso

Orientador: Lopes, Ilídio Pereira
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.