Imágenes del Polo Norte Solar

Desde el  Science Center de la misión Proba 2 (Project for Onboard Autonomy 2), satélite de observación solar  lanzado en 2009 para realizar estudios sobre física solar y física de plasma​ , nos muestran como generan a diario a modo de composición imágenes del polo solar.

En este artículo se explica cómo usan la instrumentación actual para generar estas imágenes polares artificiales y lo que se puede aprender a través de ellas.

Los polos solares son regiones relativamente inexploradas de la atmósfera solar, y esto se debe a la falta de satélites que hayan viajado tomando imágenes por encima de ellos. Aunque la misión Ulysses (1990-2009), una empresa conjunta entre la NASA y la ESA, ha sido la única misión que verdaderamente exploró las regiones polares de nuestra estrella gracias a su órbita, Ulysses estudió el Sol en un amplio rango de latitudes, destacando entre 1994 y 1995 cuando atravesó las regiones polares del sur y del norte. La misión estaba equipada con varios instrumentos que midieron las propiedades del plasma y los campos magnéticos “in situ”, pero lamentablemente no incluyó ninguno de imagen a bordo. Tendremos que esperar el lanzamiento de la misión Solar Orbiter de la ESA antes de poder observar el Sol desde latitudes relativamente altas.

Bien es cierto que se podemos observar partes de los polos solares con la actual colección de instrumentos de observación solar a bordo de la flota de satélites de heliofísica, como el ESBA / ROB’s PROBA2 SWAP, el SDO AIA de la NASA y el conjunto de imágenes STEREO SECCHI, entre otros. Sin embargo, estos se encuentran principalmente orbitando alrededor de la eclíptica (las latitudes solares bajas).

Actualmente observamos el sol a través de un rango del espectro electromagnético de longitudes de onda en la  parte visible, EUV (Ultravioleta Extremo) y de rayos X . La atmósfera solar se observa mejor a través de filtros de banda de paso estrecho centrados en las longitudes de onda de rayos X y EUV, ya que revelan las estructuras calientes que forman la Corona Solar , mientras que eliminan las regiones más frías pero más intensas más cercanas a la fotosfera solar.

Estos son algunos ejemplos de las observaciones en ultravioleta extremo del Sol:

Las imágenes de arriba muestran al Sol en cuatro longitudes de onda diferentes (que muestran aproximadamente diferentes temperaturas), como lo observó el Solar Dynamics Observatoy con el instrumento AIA (Atmospheric Imaging Assembly) en longitud de onda de 304 Ångtrom (T=50.000 Kelvin), 131Å (1.0 × 107 K), 193Å (1.2 × 106), y PROBA2  con el instrumento SWAP (Sun watcher using APS detectors and image processing) en 174Å (6.5 × 105 K) respectivamente. Tenga en cuenta que SWAP tiene un campo de visión más amplio para observar estructuras fuera de las extremidades y, por lo tanto, aparece más pequeño en las imágenes.

AIA (Atmospheric Imaging Assembly):

 

SWAP (Sun watcher using APS detectors and image processing):

Comprender lo que se observa en EUV del Sol no es tan obvio como parece, y en este punto tenemos que introducir el concepto de “profundidad óptica”. La profundidad óptica define hasta qué punto, en promedio, un fotón puede pasar a través de un medio. Un medio ópticamente grueso es aquel en el que el fotón no puede pasar sin ser absorbido, lo que significa que los objetos en la parte frontal del medio ocultan cualquier otra estructura que se encuentre detrás de él, que por lo tanto no se puede ver. Cuando observamos el Sol en la parte EUV del espectro, las estructuras se ven ópticamente delgadas, lo que significa que se pueden ver todas las estructuras a lo largo de una línea de visión, como si las estructuras en el frente fueran semitransparentes.

Aprovechando las estructuras ópticamente delgadas: aunque no pueden observar directamente todo el polo solar, el equipo de Proba 2 aprovechar la naturaleza ópticamente delgada de sus observaciones para intentar reconstruir lo que se podría ver en las regiones polares. Sabemos que cuando observamos la atmósfera solar vemos todo a lo largo de la línea de visión, por lo tanto, si miramos en la parte superior del Sol (cuando miramos el polo norte) podemos esperar ver la señal combinada de la atmósfera. Por encima del sol hasta el disco solar.

A continuación la caricatura explica el método de forma simple utilizado para construir imágenes de lo que podríamos esperar al observar desde una cámara solar ubicada sobre el polo.

1.- Comienzan por tomar una imagen del sol.

2.- Retiran el disco solar, y la baja señal.

3.- Leen cada columna de píxeles en la imagen formando una matriz.

4.- Completan la matriz.

5- Ponen la matriz en medio de una nueva imagen.

6.- Repiten los pasos 1 y 4 usando una imagen más actualizada, creando una nueva matriz.

7.- Mientras tanto, entre el proceso 1 y 2, el sol habrá girado según el angulo phy combinando ambas imágenes de la rotación.

8.-  Repiten los pasos hasta tener suficientes imágenes para cubrir media rotación de carrington.

9.-  Este proceso lo crean en una escala más afinada, creando una imagen polar.

10.- Si este proceso fuera rápido, la imagen quedaría impecable, pero a causa de la rotación se perciben los cambios causados al rotar.

Usando las técnicas descritas en la caricatura con datos de SWAP, actualmente siguen construyendo imágenes polares a diario, que se pueden encontrar aquí, y las imágenes más recientes (actualizadas diariamente) se pueden ver a continuación. Actualmente generan dos imágenes, ambas de la región del polo norte, una con el borde brillante del sol de latitud inferior incluido (Figura izquierda) y otra con este borde eliminado (derecha). Como se describe en la caricatura, cada imagen se compone de la mitad de una rotación de Carrington (media rotación del disco solar) de imágenes solares individuales. La línea que se ve en el medio se crea debido a los pequeños cambios que se producen en la atmósfera solar durante este período.

Solar Pole without edge

Las dos imágenes anteriores son las últimas imágenes polares generadas con datos SWAP. La primera imagen  incluye estructuras fuera de las extremidades, mientras que en  la siguiente imagen de abajo ha sido eliminada.

La imagen animada es generada a partir de varias semanas de observaciones polares. A lo largo de la secuencia, aparecen un par de líneas, que se generan cuando el instrumento SWAP se desvía (el Sol no está en el centro de la imagen) para realizar otros estudios científicos.

 

En los próximos meses se esperan varias mejoras en la forma en que se generan las imágenes anteriores. Estas incluirán:

La técnica actualmente hace la suposición bruta de que toda la emisión proviene de un solo plano (lo que contradice la suposición ópticamente delgada). Esto se refinará mediante el uso de una sola franja de píxeles alrededor del disco solar.
Además del punto 1, implementarán la tomografía de retroproyección para reconstruir con mayor precisión el polo.
Se aplicará un filtro radial para ayudar a mejorar la contribución de la extremidad saturada (el borde brillante).
El Sol es una gran bola de plasma caliente y no gira como un cuerpo sólido, sino que gira a diferentes velocidades en diferentes latitudes, un proceso conocido como rotación diferencial. Esta rotación se ha modelado, por lo que sabemos a qué velocidades giran las diferentes latitudes. Utilizarán un modelo mejorado para mejorar la precisión de las estas imágenes.
La línea generada debido al uso de la mitad de rotación de carrington se reducirán utilizando algunas técnicas de suavizado e interpolación.
Utilizarán diferentes longitudes de onda de la misión SDO / AIA y NOAA / SUVI para ver diferentes estructuras observadas en diferentes longitudes de onda y temperaturas.

¿Por qué interesa observar las regiones polares? – Debido a la falta de observaciones y mediciones, todavía hay varias preguntas abiertas y áreas de investigación relacionadas con esta región:

El área de investigación más obvia gira alrededor del estudio de los agujeros coronales polares, y especialmente de sus límites, en particular el estudio de la dinámica de un proceso conocido como reconexión de intercambio que ocurre entre la apertura (región del agujero coronal) y el flujo magnético cerrado (sol tranquilo). En escalas de tiempo más largas también pueden estudiar más a fondo la formación de los agujeros coronales polares.

La propagación de la onda en las regiones polares no se ha explorado completamente, especialmente la propagación de la onda de Alfvén en las regiones de campo abierto coronal. Un área de investigación en curso gira en torno a la búsqueda de evidencia adicional de la aparición de ondas desde abajo (espículas) u ondas generadas por la reconexión más arriba en la atmósfera solar en esta región.

 

Fuentes:

-https://www.esa.int/ESA .

http://proba2.oma.be/.

 

 

 

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