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Proyectos de investigación astrofísica

El Sol y el Sistema Solar

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Magnetismo, Polarización y Transferencia Radiativa en Astrofísica (P/300725)

J TRUJILLO BUENO

A. Asensio Ramos, F. Moreno Insertis, H. Socas Navarro, N. Vitas, R. Rezaei, E. Alsina Ballester, A. B. Griñón Marín, M. Cubas Armas 

Colaboradores del IAC: C. Allende Prieto, M. Collados Vera, B. Ruiz Cobo, M. J. Martínez González, I. Arregui Uribe-Echevarria, C. Ramos Almeida,

M. Bianda, R. Ramelli, L. Belluzzi (Istituto Solari Ricerche, Suiza); R. Casini, R. Centeno, J. Cernicharo (CAB, España); J. de la Cruz (University of Stockholm, Suecia); E. Landi Degl'Innocenti (Univ. Florencia, Italia); N. Shchukina (Main Astronomical Observatory; Kiev; Ucrania); H. Uitenbroek (NSO, EEUU); D. Mckenzie (University of Alabama, EEUU); R. Ishikawa, R. Kano (NAOJ, Japón); J. Stepan (Astronomical Institute, República Checa)

 

Introducción

Los campos magnéticos están presentes en todos los plasmas astrofísicos y controlan la mayor parte de la variabilidad que se observa en el Universo a escalas temporales intermedias. Los tenemos en estrellas a lo largo de todo el diagrama de Hertzsprung-Russell, en galaxias, e incluso quizás en el medio intergaláctico. La polarización de la luz nos proporciona la fuente más fiable de información para la teledetección de campos magnéticos en Astrofísica, incluyendo los campos magnéticos del Sol. En particular, el diagnóstico de campos magnéticos en las atmósferas del Sol y de otras estrellas requiere de la medida e interpretación física de señales de polarización en líneas espectrales, las cuales son inducidas por varios mecanismos físicos que operan a las escalas atómicas. Además del efecto Zeeman, hay muchos otros mecanismos físicos que producen polarización en la radiación electromagnética. Por ejemplo, la polarización de los niveles atómicos o moleculares inducida por el bombeo óptico de un campo de radiación anisótropo, las interferencias cuánticas entre niveles de estructura fina o hiperfina, el efecto Hanle, etc. La polarización generada por tales mecanismos es sensible a las condiciones físicas del plasma astrofísico en consideración y, en particular, a la presencia de campos magnéticos en un rango de intensidades que va desde valores tan bajos como 1 microgauss hasta varios miles de Gauss.

El principal objetivo de este proyecto es explorar, en profundidad, la física y el origen de la radiación polarizada en plasmas astrofísicos, así como su utilidad como medio de diagnóstico para descifrar y entender la actividad magnética en Astrofísica, con énfasis en el magnetismo de la atmósfera solar. Nuestras investigaciones involucran:

- la física de la polarización, lo que requiere profundizar en la teoría cuántica de la interacción radiación-materia, teniendo en cuenta procesos de "scattering" en presencia de campos magnéticos y eléctricos.

- el desarrollo de técnicas de diagnóstico de plasmas para la exploración de campos magnéticos en Astrofísica, con particular interés en descifrar el complejo magnetismo de la atmósfera solar, envolturas circunestelares y nebulosas planetarias.

- observaciones espectropolarimétricas y su interpretación en términos de modelos físicos.

- desarrollo de métodos numéricos para la solución de problemas de transporte radiativo sin suponer equilibrio termodinámico local, con aplicaciones a modelos tri-dimensionales de atmósferas estelares resultantes de simulaciones magneto-hidrodinámicas.

- espectroscopia y espectropolarimetría atómica y molecular, con aplicaciones en varios campos de la Astrofísica.

Este Proyecto está formado por un grupo de científicos convencidos de la importancia de complementar investigaciones teóricas, observacionales e instrumentales para hacer frente a algunos de los retos actuales de la Astrofísica.

Hitos

Estudios sobre la estructura térmica, dinámica y magnética de diversas estructuras de la atmósfera solar, tales como la umbra de manchas solares, puentes de luz, penumbras y el sol en calma. 

Demostración de que es posible medir polarización con un polarímetro a pesar de medir a frecuencias muy por debajo de las variaciones del "seeing" con una cámara lenta. 

Desarrollo de un código de transporte radiativo que tiene en cuenta efectos de redistribución parcial en frecuencias (PRD) y la acción conjunta de los efectos Hanle y Zeeman. Su aplicación ha permitido descubrir un nuevo mecanismo físico que introduce una interesante sensibilidad magnética en las alas de los perfiles de polarización lineal de líneas cromosféricas fuertes, tales como el Mg II k.

Extensión de los códigos de inversión del grupo, lo que mejorará considerablemente la interpretación de observaciones espectro-polarimétricas.

La interpretación con nuestro código HAZEL de observaciones en filamentos en regiones activas ha llevado a proponer un nuevo escenario con dos componentes atmosféricas a lo largo de la línea de visión. Las inversiones sugieren que una componente debe tener campos en el régimen hG y la otra con campos muy débiles. 

Mejora y mantenimiento para la comunidad del código NICOLE, que está siendo empleado por varios grupos de investigación en el mundo.

Novedosos estudios sobre abundancias químicas en el Sol.

Análisis de datos de HMI sobre un nuevo fenómeno dinámico en la penumbra de las manchas solares.

Desarrollo de un código de inversión de líneas en no equilibrio termodinámico local y con efectos de redistribución parcial. 

Aplicación de nuestro código PORTA para realizar, con el ordenador MareNostrum, novedosas investigaciones sobre la generación y transferencia de luz polarizada en el triplete IR del Ca II utilizando modelos 3D de la cromosfera solar resultantes de simulaciones MHD.

En colaboración con grupos en Japón, EE UU y Europa, preparación y envío a la NASA el proyecto CLASP-2, para observar la polarización producida por la acción conjunta de los efectos Hanle y Zeeman en las líneas h y k del Mg II alrededor de 2800 Angstroms. Dicho proyecto fue aceptado por la NASA en diciembre de 2016. El lanzamiento está previsto para el año 2019.

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