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Un nuevo vistazo al Sol

El Sol, la estrella más cercana a nosotros, ha sido observada en multitud de ocasiones con diversos instrumentos. Hay, de hecho, telescopios especialmente dedicados a ello. Hoy nos acercamos a una nueva perspectiva que, con suerte, podrá ayudar en el futuro a entender más sencillamente los procesos solares. Hablamos de las primeras observaciones en el rango submilimétrico que ALMA ha realizado del Astro Rey.

Reinventando la rueda

El Sol es, seguramente, el objeto astrofísico más observado a lo largo de la historia. Además, su cercanía ha permitido llegar a un nivel de conocimiento mucho más profundo que en otras estrellas. De las distintas capas que tiene, los artículos observacionales se han centrado en su atmósfera, dividida en la corona, la fotosfera y la cromosfera. Esta última capa, principalmente observada en longitudes de onda visible y ultravioletas, también emite en el submilimétrico, lo que abre una nueva ventana de estudio.

En este trabajo se analizaron las observaciones de disco entero (es decir, en las que se observaba a la vez todo el Sol visible y no solo una región concreta) tomadas durante enero de 2020 en la banda 7 de ALMA, correspondiente a una longitud de onda de ~0.86 mm y un ancho de banda de ~2 GHz. Para ello, se usaron 12 imágenes tomadas con una de las antenas de 12 m del observatorio. Esto puede resultar chocante, ya que a priori parecería mejor usar interferometría, con lo que se podrían conseguir observaciones con 30 veces mejor resolución, viendo mucho más detalles que ahora. La razón de esta decisión es que al usar una sola antena el disco solar podía observarse en solo 3 minutos. Pero tranquilos, porque también hay medidas con interferometría de 7 regiones en calma, las cuales serán presentadas en un futuro trabajo. Mientras esperamos, ¡volvamos al artículo de hoy!

La estructura del disco solar 

El día de observación (8 de enero de 2020) el Sol estuvo en calma, con unas pequeñas regiones activas en el sur, este y noroeste. Según el estudio, estas regiones tienen una temperatura aproximadamente 900 K mayor que el medio adyacente. En la comparación hecha de las distintas imágenes expuestas en la Figura 1, se encontró una buena correspondencia entre las medidas de AIA en 1700 Å y 304 Å con las de la banda 7 de ALMA. En el caso de las medidas de GONG de , se aprecian además tres filamentos oscuros (uno al norte y dos al sur) sin contraparte en las otras observaciones. Esto parece indicar que estas estructuras son ópticamente delgadas (es decir, casi transparentes) en el resto de longitudes estudiadas, por lo que no crean esas “sombras”. 

Imagen comparativa de observaciones del disco solar en momentos cercanos con distintos instrumentos y en diferentes longitudes de onda.

Figura 1: Imagen comparativa del disco solar para observaciones temporalmente pŕoximas. De izquierda a derecha, observaciones del AIA en 1700 Å, la banda 7 de ALMA, AIA en 304 Å, y Hα con GONG. Para una mejor comparación, todas las imágenes están suavizadas a la resolución de ALMA (21″). El cuadro central corresponde a la región vista con mayor profundidad en la Figura 2 del artículo original. Crédito: Figura 1 del artículo original.

Es interesante remarcar que existe una correspondencia casi 1 a 1 entre las imágenes de ALMA y del AIA con la negativa de Hα. En trabajos previos, estas diferencias se han asociado con la formación de espículas sobre los elementos de la red solar (la estructura en forma de celdas que puede apreciarse), produciendo absorciones al observar esta línea de hidrógeno. 

Variaciones centro-borde

Si bien el Sol emite en todas las longitudes de onda, en mayor o menor medida, en todas sus capas, los fotones producidos son absorvidos y emitidos repetidamente hasta que, finalmente, consiguen escapar. Se trata de un proceso probabilístico, pero en términos generales suele asumirse que todos los fotones de una determinada longitud de onda vienen de una misma profundidad a partir de la cual el medio se vuelve transparente. Sin embargo, cuándo el medio es lo suficientemente “claro” para dejar escapar los fotones está íntimamente relacionado con la cantidad de material absorvente entre el observador y la capa de emisión. Considerando que el Sol es una esfera compuesta de capas de distinta densidad, es fácil ver que, a medida que nos vamos alejando del centro del disco,  la cantidad de material que un fotón tendría que atravesar desde una misma profundidad hasta llegar a nosotros es mayor. Esto provoca que, según nos movemos desde el centro al borde del Sol, los fotones que recibimos vengan de capas más superficiales. Esto produce la variación centro-limbo. Gracias a ello, podemos estudiar varias capas contiguas con observaciones a una misma longitud de onda. Este principio fue utilizado para estudiar la temperatura electrónica en función de cómo de profunda estaba la capa observada (según crece el valor τ100 en el eje X de la Figura 2, crece la profundidad medida). 

Temperatura electrónica en función de la profundidad óptica

Figura 2: Temperatura electrónica deducida en diferentes estudios. En rojo, un modelo de red. En línea continua negra, la media del Sol en calma. En azul, el modelo del interior de una celda. Por otro lado, en rosa están los resultados del ajuste resultante de un trabajo anterior del mismo grupo, con datos en otras 2 bandas de ALMA a menor frecuencia y extrapolados a la banda aquí estudiada (7). En negro con puntos y rayas, está el ajuste de este estudio. Aunque estos dos últimos son similares, existen diferencias, especialmente a valores de τ100 mayores a 1, donde la temperatura deja de decrecer de forma constante. Crédito: Panel inferior de la Figura 3 del artículo original.

En la Figura 2 pueden verse importantes correcciones de este artículo respecto a los modelos de Fontenla et al. (1993), en trazos continuos rojo, negro y azul. Además, gracias a los datos en la nueva banda, también pueden verse correcciones respecto a la línea rosa, correspondiente a un trabajo anterior del mismo grupo con otras 2 bandas de menor frecuencia. Los nuevos datos, en negro con trazo discontinuo, parecen marcar un aplanamiento a grandes profundidades ópticas, lo que los autores asocian con la cercanía a una temperatura mínima en las grandes profundidades alcanzadas con la banda presentada en este artículo. 

Y mañana…

Los resultados aquí presentados han ayudado a afinar algo más nuestro entendimiento del Sol, dando nueva información sobre la temperatura de los electrones en distintas capas. Sin embargo, a pesar de su amplia historia, aún queda campo para la mejora. El siguiente paso natural sería la observación con ALMA en frecuencias mayores, lo que daría información de qué sucede más cerca de las capas de temperatura mínima. Pero antes de eso, queda otro hito mucho más cercano: la publicación del estudio de los datos interferométricos. Estamos seguros de que la luz que estos datos arrojen volverá a ser de lo más interesante. 

Acerca de Carlos Martinez Sebastian

Nacido en Madrid, estudié física en la Universidad Autónoma de dicha ciudad. Allí pude descubrir mi pasión por la astrofísica observacional, mundo en el que estoy dando mis primeros pasos. A día de hoy resido en Tenerife, donde estudio el máster de astrofísica en la Universidad de la Laguna. Realicé mi tesis de grado en modelos de evolución química de galaxias y actualmente, como tesis de máster, estudio un sistema binario de rayos X visto en el rango infrarrojo. También he trabajado en variabilidad en estrellas masivas. Mi tiempo libre lo dedico al deporte, los malabares, la magia y la lectura. Soy un apasionado de la filosofía y la historia.

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