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La Magnetización y Complejidad Geométrica de la Región de Transición entre la Cromosfera y Corona del Sol

Autor/es: J. Trujillo Bueno, J. Štěpán, L. Belluzzi, A. et al.

Referencia: 2018 ApJ 866 L15 | Enlace

Determinación estadística del modelo de atmósfera 3D (caracterizado por el grado de magnetización y de corrugación de su región de transición) que mejor reproduce las señales de polarización observadas por CLASP. El punto blanco corresponde a un conocido modelo 3D de la atmósfera solar, mientras que los modelos que mejor explican las observaciones de CLASP (véase la zona indicada con una elipse blanca) tienen un grado de complejidad geométrica significativamente mayor y un grado de magnetización menor. Para más detalles véase Trujillo Bueno et al. (2018).
Determinación estadística del modelo de atmósfera 3D (caracterizado por el grado de magnetización y de corrugación de su región de transición) que mejor reproduce las señales de polarización observadas por CLASP. El punto blanco corresponde a un conocido modelo 3D de la atmósfera solar, mientras que los modelos que mejor explican las observaciones de CLASP (véase la zona indicada con una elipse blanca) tienen un grado de complejidad geométrica significativamente mayor y un grado de magnetización menor. Para más detalles véase Trujillo Bueno et al. (2018).

El “Chromospheric Lyman-Alpha Spectro-Polarimeter” (CLASP) es un experimento espacial realizado el 3 de septiembre de 2015 con la ayuda de un cohete suborbital de la NASA, lo que permitió observar por primera vez la polarización lineal producida por procesos de dispersión en la línea Lyman-alpha del hidrógeno de la radiación del disco solar. Los fotones del centro de esta línea espectral provienen principalmente de la enigmática región de transición entre la cromosfera y corona del Sol. Estas observaciones espectro-polarimétricas sin precedentes revelaron una sorpresa muy interesante, a saber, que la amplitud de la polarización lineal Q/I en el centro de la línea espectral no aumenta cuando la línea de visión va desde el centro al borde del disco solar. Usando un modelo analítico, primero demostramos que la complejidad geométrica de la superficie corrugada que delinea la delgada región de transición tiene un impacto crucial en la variación centro-borde de las señales de polarización lineal Q/I y U/I. En segundo lugar, presentamos una descripción estadística de la atmósfera solar basada en un modelo tridimensional (3D) resultante de una simulación magneto-hidrodinámica realista de la atmósfera solar. Cada posible realización es un modelo 3D caracterizado por un grado dado de magnetización y corrugación de la región de transición, y para cada una de tales realizaciones resolvemos el complejo problema de la transferencia de radiación teniendo en cuenta el impacto de la degradación producida por el instrumento. Finalmente, aplicamos el método de inferencia estadística presentado en un artículo anterior para demostrar que la región de transición del modelo 3D que produce el mejor acuerdo con las observaciones tiene un campo magnético relativamente débil y un grado de corrugación substancialmente mayor. Enfatizamos que una estrategia adecuada para validar o refutar los modelos numéricos de la cromosfera solar es confrontar cálculos teóricos de los perfiles de Stokes con observaciones de la polarización producida por procesos de dispersión en líneas ultravioletas sensibles al efecto Hanle.

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