Magnetic Flux Density as a Driver of Chromospheric and Coronal Emissions During the Rise of Solar Cycle 25

Resumen Técnico: La densidad de flujo magnético como motor de las emisiones cromosféricas y coronales durante el ascenso del Ciclo Solar 25

Planteamiento del problema
Los indicadores de actividad solar, como el flujo de radio de 10.7 cm ($f_{10.7}$), el índice Mg II y la línea Ca II K, se utilizan ampliamente para estimar la actividad magnética solar y modelar el clima espacial. Sin embargo, estos índices no miden directamente los campos magnéticos; más bien, responden al calentamiento atmosférico y a los procesos de emisión impulsados por la actividad magnética. Estudios previos a menudo dependieron de conjuntos de datos con resolución espacial y temporal limitada o se centraron en densidades de flujo magnético fuertes ($B \ge 800$ G) durante fases específicas del Ciclo Solar 24 (SC 24). Existe la necesidad de validar índices de densidad de flujo magnético (MFD, por sus siglas en inglés) débil a través de diferentes fases del ciclo solar, específicamente durante la fase ascendente del Ciclo Solar 25 (SC 25), para comprender mejor la jerarquía temporal y las relaciones causales entre los campos magnéticos fotosféricos y las emisiones en la cromosfera y la corona.

Metodología
Este estudio utilizó datos de campo magnético de línea de visión de alta resolución del Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) a bordo del Solar Dynamics Observatory (SDO), que cubren el periodo de 2020 a 2024. Los autores construyeron un índice de MFD diario promedio sumando el flujo magnético absoluto de píxeles que oscilan entre 100 G y 800 G y normalizándolo por el área total del disco solar. Este índice de "MFD débil" se comparó con indicadores de actividad solar establecidos: el flujo de radio $f_{10.7}$ cm, el índice Mg II y el índice de la línea Ca II K.

El análisis empleó un conjunto de técnicas estadísticas y de series temporales:

1. Análisis de Correlación: Se calcularon los coeficientes de correlación de Pearson ($r$) y Spearman ($\rho$) para evaluar las relaciones lineales y monotónicas. Se utilizó la prueba de Henze–Zirkler (HZ) para verificar la normalidad multivariante.
2. Análisis de Correlograma: Se utilizó para cuantificar los desfases temporales entre la MFD y los diversos indicadores.
3. Análisis de Wavelet (Ondulada): Se aplicó la Transformada Continua de Wavelet (CWT) utilizando la wavelet de Morlet para identificar patrones periódicos y potencia localizada en el dominio tiempo-frecuencia. La Transformada de Cross-Wavelet (XWT) se utilizó para analizar los periodos comunes y las relaciones de fase entre la MFD y los indicadores.

Resultados Clave

• Correlaciones Fuertes: El estudio encontró fuertes correlaciones lineales y monotónicas entre el índice de MFD débil y todos los indicadores solares. El flujo $f_{10.7}$ cm mostró la correlación más alta ($r = 0.96$, $\rho = 0.96$), mientras que los índices cromosféricos (Mg II y Ca II K) también demostraron asociaciones estrechas ($r = 0.95$, $\rho = 0.94$).
• Jerarquía Temporal: El análisis de correlograma reveló un desfase temporal distintivo. Los cambios en la MFD fotosférica precedieron a los cambios en los índices cromosféricos (Mg II y Ca II K) por aproximadamente 33 días. En contraste, el flujo $f_{10.7}$ cm mostró cero desfase temporal con la MFD, variando simultáneamente.
• Variabilidad Periódica: Los espectros de potencia de wavelet identificaron una variabilidad dominante en escalas de tiempo de 16–32 días, correspondientes al periodo de rotación solar (~27 días). Esta modulación se observó en todos los parámetros, pero fue particularmente pronunciada durante la transición del mínimo solar a la fase ascendente.
• Diferencias Espaciales y Físicas: El análisis CWT indicó que los índices cromosféricos y la MFD exhibieron regiones de potencia aumentada amplias y sostenidas, lo que sugiere una variabilidad generalizada debido a la acumulación de estructuras magnéticas. Por el contrario, el flujo $f_{10.7}$ cm mostró ráfagas de potencia más localizadas y estrechas, reflejando su sensibilidad a regiones activas compactas de alto campo (por ejemplo, manchas solares) en lugar de la red cromosférica de todo el disco.
• Relaciones de Fase: El análisis XWT mostró que el flujo $f_{10.7}$ cm y la MFD mantuvieron una relación constante en fase ($\phi \approx 0^\circ$). La relación entre la MFD y los índices cromosféricos fue predominantemente en fase durante intervalos específicos (días 790–1010), pero exhibió cambios de fase más complejos e intermitentes en periodos posteriores.

Contribuciones Clave

• Validación de la MFD Débil: El estudio valida con éxito un índice de MFD débil (100–800 G) como un motor robusto de la actividad solar durante la fase ascendente de SC 25, extendiendo el trabajo previo que estaba limitado a flujos fuertes o al SC 24.
• Cuantificación de Tiempos de Retraso: La investigación proporciona una cuantificación específica del retraso de 33 días entre la emergencia del flujo magnético fotosférico y la respuesta cromosférica resultante, ofreciendo una imagen más clara de la propagación de la energía a través de las capas de la atmósfera solar.
• Diferenciación de Indicadores: El artículo distingue los orígenes físicos de los diferentes indicadores, demostrando que mientras el $f_{10.7}$ es un indicador sincrónico e inmediato de la actividad magnética, los índices cromosféricos reflejan una respuesta retardada e integrada de la red magnética más amplia.

Significancia y Reivindicaciones
Los autores afirman que los campos magnéticos solares son los principales impulsores de las emisiones cromosféricas y coronales. Los hallazgos confirman que el flujo de radio $f_{10.7}$ cm es un indicador fiable y en tiempo real de la actividad magnética fotosférica subyacente, lo que lo hace crítico para la predicción del clima espacial y la previsión de disturbios ionosféricos. Por el contrario, el retraso de 33 días observado en los índices cromosféricos sugiere que sirven como diagnósticos útiles para rastrear el acoplamiento vertical de las capas de la atmósfera solar en las etapas posteriores de la propagación de la energía.

El estudio concluye que estos resultados mejoran la comprensión de cómo el flujo magnético fotosférico se relaciona con los indicadores de actividad solar, señalando que diferentes indicadores reaccionan con distintas velocidades y características espaciales. Este conocimiento se presenta como esencial para refinar los modelos de irradiancia solar y comprender las interacciones entre las diferentes capas de la atmósfera del Sol durante la fase ascendente de un ciclo solar. Los autores declaran explícitamente que trabajos futuros examinarán la relación entre el índice MFD y la irradiancia UV durante esta misma fase de SC 25.