Fecha de vigencia
Año de convocatoria
2018
Investigador/a
Elena
Khomenko Shchukina
Fernando
Moreno Insertis
Entidad financiadora
Programa de financiación
Subprograma de financiación
Importe de la ayuda concedida al Consorcio IAC
217.800,00 €
Descripción
| El Sol, nuestra estrella, no sólo es la fuente de la radiación electromagnética que baña nuestro planeta sino que también barre la magnetosfera terrestre con su viento y campo magnético heliosféricos. El Sol lanza regularmente enormes masas de plasma magnetizado, las eyecciones de masa coronal, que pueden golpearnos y dar lugar a tormentas solares, lo que constituye un serio riesgo para la sociedad. El origen del viento solar y de las eyecciones de masa coronal se encuentra en la atmósfera solar, que se extiende desde la superficie (la fotosfera) hacia afuera a través de la cromosfera, la región de transición y la corona. La atmósfera solar está fuertemente magnetizada y es altamente dinámica; en su interior encontramos movimientos ondulatorios y choques; en ella tienen lugar una gran cantidad de eyecciones y erupciones de diferentes tamaños que la atraviesan en todos sus niveles. Es, también, un medio altamente inhomogéneo y algunas de sus propiedades básicas constituyen problemas fundamentales no resueltos aún en astrofísica, como el aumento anti-intuitivo de temperatura a medida que uno sube en la atmósfera, siendo unos 5800 grados en la superficie y un millón de grados en la corona. En el proyecto presente planteamos estudiar la atmósfera solar usando, básicamente, un enfoque teórico: por un lado, usando las leyes físicas de la dínamica de fluídos magnetizados y la interacción radiación-materia modelamos: (a) la emergencia de plasma magnetizado desde el interior solar en escalas espaciales por debajo del segundo de arco; (b) la generación del campo magnético por medio de la dínamo solar; (c) las eyecciones cromosféricas y de región de transición; (d) ondas y (e) las erupciones de filamentos asociadas a las eyecciones de masa coronal. Los modelos se llevarán a cabo en dos o tres dimensiones espaciales usando códigos de ordenador masivamente paralelos en instalaciones de supercomputación; esos códigos están entre los más avanzados de magnetohidrodinámica radiativa del momento y uno de ellos ha sido desarrollado por nuestro grupo. Como segundo objetivo, ponemos el foco en procesos físicos como choques, inestabilidades o reconexión, que requieren un tratamiento altamente idealizado. La simplicidad de los modelos en este objetivo nos permite atacar el problema de forma exigente, por ejemplo usando ecuaciones separadas para las diferentes especies que componen el plasma (partículas cargadas y neutras). Tercero, para la comparación con las observaciones es crucial llevar a cabo forward-modelling, esto es, sintetizar el espectro electromagnético que emergería de los modelos si emitiesen radiación como lo hace el plasma solar; parte de este modelado incluye la polarización de la luz y los efectos Zeeman y Hanle, y será llevado a cabo con otro código 3D desarrollado por nuestro grupo. También, dentro de este objetivo, prevemos dar apoyo directo a la definición de la configuración instrumental para el Telescopio Solar Europeo (EST) por medio de la síntesis de observables para el diagnóstico de campos magnéticos. Finalmente, objetivo número cuatro, el proyecto prevé la construcción de módulos adicionales en nuestros códigos. Nuestro grupo tiene extensa experiencia de investigación de física solar. Hemos sido receptores de las prestigiosas grants del Consejo Europeo de la Investigación en repetidas ocasiones en los pasados años. El presente proyecto es la continuación natural de nuestro trabajo dentro del Plan Nacional de I+D+i |
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