1998

SUMARIO

Imagen de intensidad (I) y de polarización lineal (Q/I) de la línea del Na I (sodio) obtenida en el limbo solar. La señal de polarización de esta línea cromosférica es evidente (alrededor de la longitud de onda 5890 A). Estas señales no han sido satisfactoriamente explicadas hasta el momento por la teoría de transporte de luz polarizada en atmósferas estelares.

Uno de los mayores especialistas europeos en Física Solar, Jan Olav Stenflo (Centro ETH, Suiza), tiene una reconocida experiencia en el desarrollo de instrumentación para el estudio del Sol, en particular en polarimetría. No en vano fue Presidente de la Fundación LEST (Large Earth-based Solar Telescope) desde 1983 hasta su cierre, en 1997, tras la cancelación del proyecto por cuestiones económicas. El telescopio LEST, que se iba a instalar en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma), había de ser el mayor telescopio solar del mundo en la época de su construcción.

ENTREVISTA

¿Cuál es la contribución principal de la espectroscopia solar a otras ramas de la astrofísica?

"El Sol es la única estrella que puede explorarse y resolverse con gran detalle, lo que con frecuencia le ha merecido el calificativo de "piedra Rosetta" de la Astrofísica. Cuanto más lo conocemos, más nos damos cuenta de la riqueza y complejidad de su estructura. Gran parte de esa estructura se debe a los campos magnéticos, responsables no sólo de la actividad y variabilidad solares, sino también de las de todo tipo de objetos astrofísicos. Para diagnosticar el campo magnético hay que recurrir a la espectropolarimetría.

Si bien pueden resolverse detalles de la atmósfera solar con su campo magnético, ahora sabemos que muchas de las estructuras magnéticas básicas son mucho más pequeñas que el límite de la resolución y, como son ópticamente finas, los telescopios futuros nunca serán capaces de resolverlas. Sin embargo, es posible desarrollar métodos de diagnóstico que utilicen la abundante información contenida en el espectro solar polarizado, de modo que podamos obtener gran cantidad de información acerca de las estructuras magnéticas complejas en escalas que no podemos resolver espacialmente. La información obtenida se nos presenta en formas sutiles que sólo pueden verse mediante espectropolarimetría de gran precisión combinada con alta resolución espectral y buena resolución espacial. Sólo para el caso del Sol nos es posible alcanzar razones señal a ruido y resoluciones que nos permitan acceder a tal información."

¿Por qué es tan importante mejorar la precisión polarimétrica en las observaciones?

"Cuando hace algunos años pusimos en marcha por primera vez nuestro sistema de polarimetría ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter) basado en CCD, alcanzando una sensibilidad de 10-5 en el grado de polarización, descubrimos un nuevo mundo en la física de polarización, desconocida hasta entonces porque los sistemas de polarimetría anteriores carecían de la precisión necesaria. Estos nuevos fenómenos de polarización, que sólo se manifiestan a niveles inferiores a 10-3, son debidos a la dispersión coherente en la atmósfera del Sol. El espectro polarizado resultante presenta una estructura muy rica, pero esas estructuras se parecen bien poco al espectro de intensidad habitual. Es como si el Sol nos hubiese presentado un espectro completamente nuevo y tuviésemos que empezar desde cero a identificar las nuevas estructuras y la física de lo que observamos. Este "segundo espectro solar" nos proporciona una nueva ventana de diagnóstico para la exploración del Sol, en particular para el diagnóstico de turbulencias magnéticas y de campos magnéticos débiles mediante el denominado efecto Hanle. Las observaciones, que muestran efectos de interferencias cuánticas, de estructuras hiperfinas, de efectos isótopos, de dispersión de Raman, etc..., proporcionan también nuevas perspectivas sobre la física de las transferencias radiativas y ciertos fenómenos cuánticos, como despoblación por bombeo óptico que transfiere la polarización atómica del estado excitado al estado fundamental. Tales efectos tienen un considerable potencial para el diagnóstico. Para explotar estas nuevas posibilidades necesitamos hacer espectropolarimetría de elevada relación señal a ruido de señales muy débiles. Desarrollar instrumentos que puedan hacerlo siendo lo suficientemente sensibles es todo un reto; además, es preciso compensar o eliminar los efectos engañosos debidos a la polarización instrumental, que contaminan las medidas polarimétricas de los mayores telescopios solares del mundo."

Las observaciones de alta precisión realizadas por su grupo ¿han proporcionado una nueva perspectiva sobre los campos magnéticos solares?

"Un avance sorprendente es la teoría presentada recientemente por el Dr. E. Landi Degl’Innocenti (Florencia, Italia) que explica de forma impresionante los misteriosos picos de polarización estrechos que hemos observado en los núcleos Doppler de las líneas D1 y D2 del sodio neutro. Su explicación, que aparecerá en la revista Nature, demuestra que el estado fundamental del sodio, sujeto a una división de la estructura hiperfina, está polarizada mediante bombeo óptico desde el estado excitado polarizado. Dada la larga duración temporal de los estados fundamentales atómicos, esa polarización atómica de nivel inferior debe quedar destruida por la acción de campos magnéticos de intensidad superior a los 10 miligauss, un valor extremadamente bajo. Como la intensidad del campo en el Sol en calma es del orden de 1 kilogauss es difícil explicar cómo campos con una razón de contraste tan elevada como 105 pueden coexistir en la atmósfera solar. Los resultados de Landi nos plantean una nueva paradoja para el Sol: partiendo de diagnósticos previos basados en el efecto Hanle se pensó que la atmósfera solar fuera de los tubos de flujo de kilogauss en la red está impregnada de un campo magnético turbulento de fuerza del orden de 10-30 gauss, pero las conclusiones de Landi contradicen este supuesto y parecen demandar una revisión completa de nuestra idea sobre la naturaleza del magnetismo solar. Actualmente tratamos de explicar qué implicaciones reales tiene todo esto. Sea cual sea la solución final a esta paradoja conllevará nuevos planteamientos fundamentales, que sólo podrán desarrollarse mediante espectro-polarímetros más sensibles."

Entre 1983 y 1997 presidió la Fundación LEST (Large Earth-based Solar Telescope).

Jan Olav Stenflo es miembro de la Real Academia Sueca de las Ciencias y de la Academia Noruega de las Ciencias y las Letras.