La física de la atmósfera solar: teoría, diagnóstico radiativo y supercomputación

Fecha de vigencia
Año de convocatoria
2018
Investigador/a
Elena
Khomenko Shchukina
Fernando
Moreno Insertis
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