Recientemente, un equipo de investigación dirigido por el doctor Li Yan de los Observatorios de Yunnan de la Academia de Ciencias de China propuso un nuevo medio para explorar los campos magnéticos a pequeña escala en la atmósfera solar mediante el análisis de las frecuencias de las oscilaciones solares en modo p, y descubrió que las marquesinas magnéticas a pequeña escala pueden formar una capa de empalme global en la fotosfera solar, que no ha sido reconocido antes. Los resultados se publicaron en línea en el Diario astrofísico .

En 1962, Leighton y col. encontró numerosas oscilaciones de períodos de alrededor de cinco minutos en la fotosfera solar. Las observaciones y los estudios teóricos han demostrado que estas oscilaciones son los modos propios de las oscilaciones solares globales similares a las ondas sonoras estacionarias. y denominadas oscilaciones solares en modo p.

Estudios previos sobre las oscilaciones solares del modo p muestran que las frecuencias calculadas basadas en los modelos solares estándar se desvían sistemáticamente de las frecuencias observadas de los modos de oscilación correspondientes, y la mayor desviación de frecuencia puede ser de 20 μHz.

Dado que la estructura física cerca de la superficie del sol afecta el modo de oscilación de alta frecuencia más que el de baja frecuencia, esta desviación sistemática se conoce como efecto cercano a la superficie. Estudios recientes sugirieron que el efecto de la convección turbulenta en la estructura física alrededor de la fotosfera solar podría ser responsable de este efecto cercano a la superficie. Los modelos estelares que consideran el efecto de la convección turbulenta pueden reducir la desviación máxima a aproximadamente 3 μHz.

Los campos magnéticos a pequeña escala en la región tranquila del disco solar son una constitución importante del campo magnético solar. Debido a sus pequeños tamaños, no se pueden ver en los magnetogramas solares comunes, ya menudo se denominan "campos magnéticos ocultos". Las observaciones del telescopio óptico solar a bordo del satélite Hinode muestran que el componente horizontal tiene una fuerza promedio de aproximadamente 55 gauss y el componente vertical tiene una fuerza típica de aproximadamente 11 gauss.

Las simulaciones magnetohidrodinámicas en 3D muestran que el movimiento convectivo puede empujar hacia arriba el campo magnético que antes estaba distribuido de manera uniforme. resultando en la formación de cintas magnéticas horizontales a una altura de 400 ~ 500 kilómetros por encima de la base de la fotosfera. Estas cintas magnéticas a veces se denominan "toldo magnético a pequeña escala".

En este trabajo, los investigadores introdujeron los campos magnéticos y la presión magnética en el modelo de la atmósfera solar, y examinó su efecto sobre la propagación de las oscilaciones solares en modo p en la atmósfera solar ajustando la ubicación del campo magnético y la magnitud de la presión magnética.

Se encuentra que las marquesinas magnéticas a pequeña escala reveladas por las simulaciones numéricas tridimensionales no pueden distribuirse aleatoriamente en la atmósfera solar, sino que deben empalmarse en la dirección horizontal para formar una capa de dosel magnético a pequeña escala.

Como resultado, la fuerza del campo magnético aumentará al cruzar esta capa de dosel magnético a pequeña escala, conduciendo a un rápido aumento de la presión magnética y la consiguiente rápida disminución de la presión del gas. Las ondas de oscilación en modo p que se propagan desde el interior del sol se reflejarán totalmente en este lugar, ampliando así de forma equivalente la cavidad de las oscilaciones del modo p.

Los investigadores compararon las frecuencias teóricas de las oscilaciones del modo p con las frecuencias observadas de los modos correspondientes, y descubrió que la desviación máxima es de solo 0,5 μHz, que es mucho mejor que los resultados dados por otros modelos. La intensidad del campo magnético inferido es de aproximadamente 90 gauss, que es consistente con los resultados observados.

Al mismo tiempo, la altura de la capa de dosel magnético a pequeña escala deducida del modelo actual es de unos 630 kilómetros de altura en la fotosfera, lo cual es consistente con la altura del dosel magnético a pequeña escala dada por algunas simulaciones numéricas tridimensionales.

El descubrimiento de una capa de dosel magnético a pequeña escala no solo avanza un gran paso hacia la solución definitiva del problema de larga data del efecto cerca de la superficie de las oscilaciones solares en modo p, pero también proporciona una pista fundamental para comprender mejor la estructura física de la fotosfera solar y el origen de los campos magnéticos solares.