La corona solar –la capa más externa de la atmósfera del Sol– es extremadamente caliente y de muy baja densidad. Uno de los principales retos en física solar es comprender por qué la corona alcanza temperaturas de millones de grados. Se cree que este calentamiento está estrechamente relacionado con el campo magnético del Sol. Sin embargo, cuantificar el campo magnético coronal es complicado porque la luz que emite la corona es extremadamente tenue y las señales de polarización, que codifican la información sobre el campo magnético, son sutiles. Gracias a los avances tecnológicos más recientes, telescopios como el Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) y Aditya-L1 pueden detectar estas señales.
Para interpretar estas observaciones es esencial entender los procesos físicos que las producen. P-CORONA es un código numérico desarrollado para tal objetivo, calculando la intensidad y la polarización de la luz emitida por los átomos de la corona en modelos realistas de la corona solar. El código incluye los efectos de dispersión de radiación anisotrópica, campos magnéticos (a través de los efectos Hanle y Zeeman) y los movimientos del plasma debidos al viento solar.
P-CORONA permite la comparación de señales sintéticas con observaciones reales, ayudando a extraer información sobre el campo magnético coronal –una de sus muchas aplicaciones. El código es público y disponible para la comunidad científica. En este artículo presentamos detalles sobre P-CORONA y resultados en diferentes modelos 3D de la corona solar, explorando el comportamiento de varias líneas espectrales de interés en diferentes condiciones físicas.
P-CORONA ha sido desarrollado en el marco del proyecto POLMAG del IAC, financiado por una Advanced Grant del Consejo Europeo de Investigación (véase https://research.iac.es/proyecto/polmag/pages/codes/p-corona.php).
