Ministerio de Economía y Competitividad Gobierno de Canarias Universidad de La Laguna CSIC Centro de Excelencia Severo Ochoa

Proyectos de investigación astrofísica

El Sol y el Sistema Solar

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Magnetismo Solar y Estelar (P/309902)

M J MARTÍNEZ GONZÁLEZ

M. Collados Vera, B. Ruiz Cobo, A. Asensio Ramos, I. Arregui Uribe-Echevarria, M. J. Martínez González, T. Felipe García, C. Westendorp Plaza, M. Montes Solís, C. J. Díaz Baso

Colaboradores del IAC: H. Socas Navarro, M. Luna Bennasar, A. B. Griñón Marín

L.R. Bellot Rubio, J.C. del Toro Iniesta (IAA, Granada); R. Kostik, N. Shchukina (Main Astronomical Observatory, Ucrania); V. Olshevsky (Katholic Univ. Leuven, Bélgica); A. Sainz Dalda (Stanford University, EEUU); W. Schmidt, D. Soltau, Th. Berkefeld, S.K. Solanki, A. Gandorfer (MPI fur Sonnesystemforschung, Alemania); P. Cally, S. Shelyag (Monash Univ. Melbourne, Australia); M. Stangalini (Univ. Tor Vergata, Italia); C. Beck (National Solar Observatory, EEUU); C. Kuckein (Astronomical Institut Potsdam, Alemania); C. Quintero Noda (Japan Aerospace Exploration Agency, Japón); I. Calvo Santamatia (Katholic University, Bélgica); Carlos González Fernández (Cambridge University, RU); Jaime de la Cruz Rodríguez (Stockholm University, Suecia); Martin Leitzinger (Graz University, Austria); Adur Pastor Yabar (Kiepenheuer Institute for Solar Physics, Alemania); Arturo López Ariste (CNRS, Francia); Franco Leone (Universidad de Catania, Italia); Rafael Manso Sainz (Max Planck Institute for Solar System Research, Alemania)

Introducción

Los campos magnéticos son uno de los ingredientes fundamentales en la formación de estrellas y su evolución. En el nacimiento de una estrella, los campos magnéticos llegan a frenar su rotación durante el colapso de la nube molecular, y en el fin de la vida de una estrella, el magnetismo pueden puede ser clave en la forma en la que se pierden las capas externas de forma dramática. En la vida adulta, el magnetismo da lugar a la actividad de las estrellas. Nuestro Sol tiene campos magnéticos que dan lugar a una actividad tan espectacular que es capaz de tener un impacto en la Tierra. Pero en otras estrellas, la actividad magnética es, en algunos casos, órdenes de magnitud más intensa que la solar, influenciando drásticamente el transporte de especies químicas y de momento angular, así como afectando posibles sistemas planetarios alrededor de éstas.

La finalidad de este Proyecto es estudiar diversas manifestaciones del campo magnético que se pueden observar en la atmosfera solar y en otras estrellas. Estas incluyen estructuras tan diversas como las manchas solares, los campos débiles presentes en el sol en calma o estructuras cromosféricas y coronales como los filamentos y las protuberancias. Así, se han ido abordando gradualmente los siguientes temas de investigación:

Magnetismo solar

1. Estructura y evolución del campo magnético en manchas solares.

2. Estructura y evolución del campo magnético en el Sol en calma.

3. Estructura y evolución del campo magnético en la cromosfera y en estructuras cromosféricas (protuberancias, espículas,...)

4. Estructura y evolución del campo magnético en bucles coronales.

5. Estructura y evolución del campo magnético global del Sol. Estudios del ciclo de actividad magnética.

6. Estudio empírico de la propagación de ondas magnetohidrodinámicas en el seno de estructuras magnéticas.

7. Estudio empírico de mecanismos relacionados con el calentamiento de las capas externas del Sol.

8. Estudio empírico de la influencia de la ionización parcial en la dinámica de la atmosfera solar.

9. Implicación en el proyecto del Telescopio Solar Europeo.

Magnetismo estelar

1. Desarrollo de métodos numéricos para el diagnóstico del campo magnético estelar, tanto en la superficie como en la cromosfera.

2. Estudio del magnetismo en protuberancias estelares.

3. Impacto del campo magnético en las últimas fases de la evolución estelar.

Hitos

(1) Observational Detection of Drift Velocity between Ionized and Neutral Species in Solar Prominences (E. Khomenko)

En este artículo, se presenta la detección de velocidades relativas entre los iones y los neutros en protuberancias solares, usando espectroscopía de alta resolución obtenida en el German Vacuum Tower Telescope (Observatorio del Teide, Tenerife). Este resultado observacional es una confirmación de que hay efectos de magnetohidrodinámica no lineal en la atmósfera solar.

(2) Inference of the chromospheric magnetic field orientation in the Ca II 8542 A line fibrils (A. Asensio Ramos)

En este trabajo, se usa un análisis estadístico para estudiar si el campo magnético de la cromosfera se alinea con las fibrillas que son visibles en las imágenes de intensidad de esta capa. Se encuentra que, mayoritariamente, las fibrillas están alineadas con el azimuth del campo magnético. Si bien, también se hace notar que existe una gran dispersión de desalineamientos, especialmente en los filamentos de las penumbras.

(3) Active region filaments might harbor weak magnetic fields (C. J. Díaz Baso)

En este artículo se resuelve la controversia surgida en el pasado con respecto al magnetismo de filamentos en regiones activas. Se había propuesto que los campos en estas estructuras eran intensos (500-600 G) en contraste con los filamentos en regiones en calma (10 G). En este trabajo se muestra que un modelo de dos componentes (cromosfera activa con hG abajo y un filamento débil de unos 10G suspendido por encima) resuelve la aparente controversia, ya que aunque considera la polarización por scattering, la combinación de las dos componentes hace que esta se llegue a cancelar casi por completo. 

(4) Synthetic polarimetric spectra from stellar prominences (T. Felipe)

En este artículo, se realizan simulaciones numéricas de la señal de polarización esperada de protuberancias estelares. Mostramos que, tomando parámetros de protuberancias estelares observadas en estrellas frías y teniendo en cuenta las características de MIRADAS, las señales de polarización por scattering son observables incluso con tiempos de integración de pocos minutos. El código está disponible para la comunidad en la plataforma de github.

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