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Física solar y del sistema solar
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Miguel Ángel Toledo Domínguez
1 Física solar y del sistema solar Informe sobre las infraestructuras utilizadas, necesarias y futuras de la comunidad científica española en 2013 Luis R. Bellot Rubio (IAA-CSIC), Manuel Collados (IAC), Luisa Mª Lara (IAA-CSIC), Javier Licandro (IAC), Valentín Martínez Pillet (IAC), Blai Sanahuja (UB), Agustín Sánchez-Lavega (UPV) y Jose Carlos del Toro Iniesta (IAA-CSIC; Coordinador) Informe solicitado por la RIA Mayo de 2013 Este informe preliminar resume el estado actual de las infraestructuras usadas por la comunidad científica española y de aquellas en cuyo desarrollo está involucrada dicha comunidad, en los campos de investigación relacionados con el Sol y el Sistema Solar. El informe identifica las necesidades instrumentales, los proyectos consolidados y las acciones estratégicas para el futuro y, para situarlas en su contexto, incluye una sucinta descripción de los grupos de investigación existentes y los más relevantes proyectos a diez años vista. Fue encargado por el comité directivo de la Red de Infraestructuras en Astronomía (RIA) en marzo de 2013 al grupo cuyos miembros aparecen en el encabezamiento de este documento. Importante: este es un documento preliminar y solo podrá utilizarse para tareas relacionadas con el Estudio de Prospectiva de la Red de Infraestructuras de Astronomía (RIA) Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 1
2 1. INTRODUCCIÓN El estudio del Sol y el Sistema Solar, en su conjunto, en sus partes y subconjuntos de estas, así como de las relaciones entre dichas partes y subsistemas, constituye uno de los principales retos de la sociedad actual en tanto que ofrece la mejor aproximación al conocimiento de nuestro entorno más cercano y permite responder preguntas cruciales para nuestra vida en la Tierra. Las disciplinas científicas que estudian estos objetos son la física solar, la física interplanetaria y la física planetaria, todas ellas frecuentemente englobadas en el ambiguo y más extenso término de ciencias del espacio. La comunidad científica estadounidense utiliza el término heliofísica que también muestra un cierto arraigo en Europa. La heliofísica pretende entender la historia, evolución y dinámica del sistema solar como un todo, de cada una de sus partes y del acoplamiento entre ellas. En particular, el origen solar de los fenómenos que tienen lugar en el medio interplanetario y de su influencia en la magnetosfera y la atmósfera de los planetas, los fenómenos físicos y la composición química de estas, así como las propiedades superficiales de los planetas y cuerpos pequeños del sistema solar. El todo y sus partes conforman una ciencia con fuertes implicaciones y aplicaciones tecnológicas cuya profundización y explotación son fundamentales para nuestra sociedad actual, aparte de su conocimiento per se, por los riesgos que implican los fenómenos objeto de estudio para nuestra vida en la Tierra. Riesgos reales importantes algunos de ellos poco probables, pero no despreciables que ahora empezamos a entender y que necesitamos saber cómo prevenir, predecir o mitigar. Específicamente, las eventuales amenazas de los NEO (Near Earth Objects) o las condiciones cambiantes del tiempo espacial 1 (conjunto de fenómenos que vinculan las condiciones nuestro entorno vital en la Tierra) pertenecen al ámbito de la heliofísica. Es indiscutible, pues, el interés de la sociedad por afianzar su conocimiento heliofísico y así poder hacer frente a dichas amenazas. Se requiere una aproximación global para llegar a comprender este escenario y poder afrontar esos retos. Es verdaderamente importante tener claro el camino a seguir. Sin embargo, no se puede avanzar hacia este objetivo sin un mínimo conocimiento de cada una de sus partes o escenarios y de sus interfaces. Dichas partes o escenarios establecen subcomunidades científicas que motivan la estructura de este informe en secciones que se ocupan del Sol y la Heliosfera ( 2) y la Planetología ( 3). Instituciones de los cuatro puntos cardinales de España están presentes en la vanguardia del estudio de la física del Sol y el Sistema Solar y de la exploración del Sistema Solar. Estas instituciones son (en orden alfabético): Centro de Astrobiología (CAB), centro mixto INTA-CSIC. Grupo de Astronomía y Ciencias del Espacio (GACE), UV. Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA), CSIC. Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). Instituto de Ciencias del Espacio (ICE), CSIC. Instituto de Técnicas Energéticas (INTE), UPC. Instituto Ignacio da Riva (IDR), UPM. Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (INTA). 1 El tiempo espacial es el estado físico de los entornos espaciales naturales. La disciplina asociada la Meteorología espacial pretende, a través de la observación, monitorización, análisis y modelado, varios objetivos: por una parte, comprender y predecir el estado del Sol, de los entornos interplanetario y planetarios, así como de las perturbaciones que los afectan, sean de origen solar o no; por otra parte, analizar en tiempo real y prever los posibles efectos en los sistemas biológicos y tecnológicos. (EU Action Cost 724 "Developing the scientific basis for monitoring, modeling and predicting Space Weather ) Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 2
3 Observatori de l Ebre (OE), CSIC. Universidad Autónoma de Barcelona (UAB). Universidad Complutense de Madrid (UCM). Universidad de Alcalá de Henares (UAH). Universidad de Alicante (UA). Universidad de Barcelona (UB). Universidad de Extremadura (UEx) Universidad de les Illes Balears (UiB). Universidad del País Vasco (UPV/EHU). Universidad de Málaga (UMA). Universidad de Valladolid (UVA). Universidad Politécnica de Cataluña (UPC). Universidad Politécnica de Madrid (UPM). Universidad Politécnica de Valencia (UPV). En ellas se desarrollan estudios científicos multidisciplinares y tecnología avanzada en el conjunto de disciplinas que constituyen la heliofísica. Se utilizarán los acrónimos correspondientes en el resto del documento. Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 3
4 2. FÍSICA SOLAR Y HELIOSFÉRICA El impacto económico y social del tiempo espacial deviene más importante a medida que nuestra sociedad se va haciendo más y más dependiente de la tecnología (véanse, por ejemplo, o Por tanto, se hace necesario un mayor conocimiento del origen solar de los fenómenos que tienen consecuencias directas en el tiempo y el clima espaciales, a muy diversas escalas y con numerosos instrumentos observacionales y de simulación numérica: los mecanismos que generan el campo magnético y su variabilidad en el fondo de la zona convectiva, el transporte del campo magnético hasta la atmósfera solar, su impronta observacional, el acoplamiento magnético de las distintas capas de la atmósfera solar, los procesos de reconexión magnética en el plasma coronal y la generación de violentos fenómenos como fulguraciones y CME (Coronal Mass Ejections), el viento solar y el campo magnético interplanetario, la generación de perturbaciones y choques interplanetarios y su propagación por la heliosfera, la aceleración de partículas energéticas en la corona y en choques interplanetarios y su propagación por el espacio interplanetario. la interacción con la magnetosfera terrestre, dando lugar a fenómenos dinámicos como las subtormentas y tormentas magnéticas. Fig.1. Ilustración de los procesos estudiados en la física solar y heliosférica. Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 4
5 En consecuencia, el estudio de la física solar y heliosférica resulta crucial para comprender el origen de estos fenómenos. Más específicamente, el estudio del campo magnético solar, del viento solar, del campo magnético interplanetario, de los campos magnéticos planetarios y de los sucesos de partículas energéticas hasta los confines de la heliosfera (el espacio interestelar) son los campos de mayor interés concreto. Ello se refleja en la composición de los grupos de investigación españoles Tendencias de la física solar y heliosférica e implicación española El campo magnético del Sol desempeña un papel relevante en multitud de procesos físicos que tienen lugar en nuestra estrella, tanto en el interior como en su atmósfera. Es responsable, por ejemplo, del ciclo de actividad solar de 11 años. En ocasiones, puede generar enormes cantidades de energía de forma explosiva. Las fulguraciones solares son uno de los fenómenos más violentos del Sistema Solar y ocurren precisamente cuando el campo magnético del Sol se reorganiza súbitamente (reconexión magnética), pasando a un estado de menor energía. Este proceso es capaz de calentar el plasma solar varios millones de grados y acelerar partículas ionizadas hasta velocidades relativistas. La reconexión del campo magnético solar también da lugar a eyecciones de masa coronal, explosiones que lanzan material de nuestra estrella al espacio. Estas eyecciones se propagan por el espacio interplanetario, sobre el viento solar, y pueden impactar la Tierra si la geometría es adecuada, produciendo perturbaciones en el entorno de nuestro planeta. En particular, las partículas aceleradas en estos procesos representan un riesgo de radiación importantísimo para las misiones espaciales y los satélites en órbita terrestre. A menor escala, la presencia de campo magnético en la superficie del Sol inhibe el transporte de energía por convección. Esto modifica la dinámica de la atmósfera solar y genera estructuras estables de muy pequeño tamaño que al interaccionar entre sí pueden desencadenar algunos de los procesos anteriormente descritos. Debido a su influencia en el balance energético y dinámica de la atmósfera solar, el campo magnético del Sol se ha convertido en el centro de atención de muchos investigadores en la última década. Es el causante de muchos procesos físicos, pero se desconocen los mecanismos a través de los cuales lo hace. Por ello, cada vez con más insistencia, se ha visto la necesidad de medir el campo magnético en la superficie del Sol para entender todos estos procesos. La medida del campo magnético se ha convertido, así pues, en un elemento esencial de la actual investigación en Física Solar. Se habla frecuentemente de los campos magnéticos en razón de la apariencia jerarquizada y discontinua espacialmente en estructuras bien diferenciadas. La medida o, con mas propiedad, la inferencia de los campos magnéticos, debe realizarse en todas las capas de la atmósfera solar (fotosfera, cromosfera, región de transición y corona) porque los procesos no son locales y se necesita una visión holística del sistema para poder entenderlo completamente. Además, es necesario inferir los campos magnéticos a sus escalas espaciales intrínsecas, que en el caso del Sol resultan ser del orden del recorrido libre medio de los fotones en la fotosfera (unos 100 km). La necesidad de medir campos magnéticos está definiendo muchas de las tendencias actuales en Física Solar. A tenor de lo dicho, éstas pueden resumirse como sigue: 1. Búsqueda de muy alta resolución espacial, para observar los procesos físicos a sus escalas intrínsecas. 2. Visión de la atmósfera solar como un único sistema, para poder entender los mecanismos no locales que actúan en ella. 3. Análisis observacionales multiinstrumento, para estudiar simultáneamente las distintas capas atmosféricas y detectar los procesos físicos en distintas longitudes de onda, lo que permite caracterizarlos de forma precisa. 4. Combinación de observaciones y simulaciones numéricas. Debido a la complejidad y limitaciones actuales de las observaciones, las simulaciones numéricas ayudan a interpretar los datos experimentales. Las observaciones, por su parte, ayudan a refinar los modelos numéricos y hacerlos mas realistas, para poder describir con mayor detalle la microfísica de la atmósfera solar. El conocimiento del interior solar se ha ido perfeccionando en paralelo a las medidas heliosismológicas, mediante las cuales se obtienen series temporales de diversos parámetros, especialmente de la velocidad del plasma solar. La interpretación de esas medidas permite inferir las propiedades físicas del interior de nuestra estrella. Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 5
6 Por su parte, los hitos más relevantes en física heliosférica en la última década han sido consecuencia del desarrollo de innovadores métodos de observación, desde tierra y desde el espacio; de los grandes avances habidos en teoría, modelado y cómputo de los procesos físicos que tienen lugar en la heliosfera; y de la aplicación de nuevos métodos de visualización directa de las observaciones de dichos procesos. Se ha conseguido así un enorme avance en el conocimiento de: 1. La variabilidad de los mecanismos que generan el campo magnético del Sol y de su dinámica en la atmósfera solar. 2. El origen y evolución del viento solar y del campo magnético interplanetario, así como de su extensión hasta los confines de la heliosfera (la inmensa burbuja magnética que contiene nuestro sistema solar). 3. Las fulguraciones solares y de las eyecciones de masa coronal (los agentes conductores más importantes del tiempo espacial). 4. Los cambios inducidos por las tormentas solares en los plasmas, partículas energéticas y campos magnéticos que rodean la Tierra. 5. La estructura y dinámica de otras magnetosferas del sistema solar (especialmente las de Mercurio, Júpiter y Saturno). 6. Las escalas espaciales y temporales involucradas en el acoplamiento entre la magnetosfera y la atmósfera terrestres (región auroral-ionosférica). Estos avances han permitido la puesta en marcha de servicios interinstitucionales, por ejemplo, en meteorología espacial, con el objetivo de producir herramientas fiables para la predicción (previsión, al menos) del tiempo espacial y de sus efectos en la Tierra y su entorno espacial. Estos logros determinan en buena medida, el camino a seguir en física heliosférica de forma global para la década venidera: 1. Determinar los orígenes de la actividad solar y predecir las variaciones en el tiempo espacial. 2. Determinar la dinámica y el acoplamiento entre la magnetosfera, la ionosfera y la de la Tierra, y su respuesta a las perturbaciones solares. 3. Determinar la interacción del Sol con la Sistema Solar y caracterizar los procesos fundamentales que se dan. 4. Desarrollar y mantener la capacidad observacional y las tecnologías necesarias para alcanzar estos objetivos. Es evidente que los logros actuales y los objetivos generales decenales deben situarse en nuestro contexto nacional, considerando los grupos de investigación y las infraestructuras existentes y los compromisos inter-nacionales adquiridos. 2.2 Estructura de los grupos españoles En este apartado se describen esquemáticamente los diversos grupos de investigación españoles con mención de sus principales campos de actividad. Incluimos grupos meramente científicos, meramente instrumentales y mixtos para dar una visión del panorama global. Así mismo, incluimos las industrias que están implicadas en los desarrollos aparejados a la actividad científica. La composición de estos grupos de investigación viene reflejada en la Tabla 1. Dada la fuerte implicación de nuestra disciplina en el desarrollo instrumental y tecnológico, incluimos a los tecnólogos como parte integrante de los grupos de investigación. Incluimos, así mismo, una columna de personal español o que ha realizado la tesis doctoral en España y que mantiene vínculos con la comunidad española. Aparecen en la columna En el extranjero. La Fig. 2 incluye un diagrama de los grupos españoles con bloques descriptivos de sus principales líneas de investigación o desarrollo. También aporta una lista de de las principales industrias implicadas en estos desarrollos y que colaboran de diversas formas con los grupos de investigación institucionales. Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 6
7 Tabla 1. Censo de los grupos españoles de investigación en física solar y heliosférica. GACE- UV IAA IAC IDR- UPM INTA OE UAH UB UEx UIB UMA En el extranjero TOTALES Totales Científicos Ingenieros Infraestructuras terrestres Telescopios e instrumentos solares de los observatorios del Teide y el Roque de los Muchachos En virtud de los Acuerdos Internacionales en materia de Astrofísica, España tiene acceso al 20 % del tiempo de observación disponible en los telescopios solares ubicados en los observatorios del Roque de los Muchachos y del Teide. Estos son el Vacuum Tower Telescope (VTT), el Swedish Solar Telescope (SST), el Télescope Héliographique pour l Étude du Magnétisme et des Instabilités Solaires (THEMIS), el Dutch Open Telescope y el GREGOR (véanse las figuras 3 y 4) y son los telescopios europeos más potentes en el campo de la física solar de alta resolución. Las principales características de estas infraestructuras se encuentran resumidas en la tabla 1. Todos estos telescopios son gestionados por instituciones extranjeras (VTT y GREGOR por Alemania, SST por Suecia, THEMIS por Francia y DOT por Holanda). Como consecuencia, todos los gastos de operación son financiados por estas instituciones y España accede a ellas por estar ubicadas en territorio español. España ha diseñado y construido un polarímetro (TIP, Tenerife Infrared Polarimeter) que ha estado operativo en la VTT desde 1999 en régimen de uso común para todos los observadores y que se ha convertido en el instrumento más demandado y usado en esta instalación. Igualmente, España ha diseñado y construido el espectrógrafo del telescopio GREGOR (GRIS, Grating Infrared Spectrograph) al cual se le acoplará una modificación de TIP, para la realización de espectropolarimetría en el infrarrojo cercano con este telescopio. El acceso a todos estos telescopios se realiza mediante selección competitiva a través de un Comité de Asignación de Tiempo de observación formado por dos miembros de IAC, dos representantes de la comunidad nacional y un representante de la comunidad extranjera. La periodicidad de los anuncios es anual. Tabla 2. Telescopios solares de los observatorios del Teide y el Roque de los Muchachos y sus características principales. V: instrumentación para el rango visible del espectro, NIR: instrumentación para el infrarrojo cercano, AO: óptica adaptativa, HRI: imágenes de alta resolución, HRS: espectroscopía de alta resolución, VVP: espectropolarimetría vectorial en el visible, NIRVP: espectropolarimetría vectorial en el infrarrojo cercano. Telescopio / Ubicación Abertura [m] Rango espectral Características / Instrumentos Dutch Open Telescope ORM µm 0.8µm Newtoniano abierto Fotometría de banda estrecha, HRI Vacuum Tower Telescope / OT µm 2µm Reflector evacuado, celostato V, IR, AO, HRI, HRS, VVP, NIRVP THEMIS / OT µm 0.8µm Cassegrain Coudé V, HRS, VVP, baja polarización instrumental Swedish Solar Telescope / ORM µm 1.1µm Refractor evacuado V, AO, HRI, HRS, VVP GREGOR / OT µm 12µm GREGORY Coudé abierto V, NIR, AO, HRI, HRS, VVP, NIRVP Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 7
8 Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 8
9 Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 9
10 Fig.2. Diagrama de bloques de los grupos españoles de investigación en física solar y heliosférica y sus principales líneas de investigación. Fig.3. Vista de los telescopios alemanes (VTT: izquierda; GREGOR: centro y derecha) ubicados en el Observatorio del Teide. A continuación, se describen estas infraestructuras con un poco más de detalle. VTT La VTT es operada por el Kiepenheuer Institut für Sonnenphysik (KIS, Freiburg, Alemania) conjuntamente con el Astrophysikalisches Institut Potsdam (AIP, Potsdam Alemania) y el Max-Planck- Institut für Sonnensystemforschung (MPS, Katlenburg-Lindau, Alemania). Es un telescopio solar clásico con dos espejos planos que forman un celostato que dirigen la luz solar a un telescopio vertical fijo. El espejo primario tiene un diámetro de 70 cm y una distancia focal de 46 m. La VTT dispone de varios laboratorios ópticos espaciosos que pueden ser usados para instalar instrumentos de forma continua o para instrumentos visitantes temporales. El telescopio tiene un sistema de óptica adaptativa instalado de forma permanente, con la consiguiente mejora de la calidad de la imagen, y que sirve a todos los instrumentos. En buenos días de observación, permite alcanzar una resolución de 0.2 segundos de arco en 500 nm para exposiciones cortas. Este telescopio está equipado con instrumentación para imagen y espectropolarimetría y está especialmente diseñado para realizar observaciones simultáneas con varios instrumentos y en varias longitudes de onda. Esta instrumentación es la siguiente: Espectrógrafo Echelle: espectrógrafo de red con predispersor que permite medir hasta tres regiones espectrales simultáneamente con una resolución espectral cercana a un millón. Se pueden realizar mapas 2D espectrales gracias a la interacción con el sistema de óptica adaptativa, que puede desplazar con precisión la imagen solar sobre la rendija de entrada del espectrógafo. TIP (Tenerife Infrared Polarimeter): polarímetro para el infrarrojo cercano ( µm) que está acoplado al espectrógrafo y con el que se pueden medir los cuatro perfiles de Stokes de líneas espectrales. TESOS/VIP es un espectrómetro con tres interferómetros Fabry-Perot sintonizables en configuración telecéntrica, que permiten alcanzar una resolución espectral de Este instrumento está diseñado para la parte visible del espectro y puede operar en modo de intensidad, para medir los perfiles de líneas espectrales, o en modo de polarización, para medir el estado de polarización de éstas. La VTT opera generalmente desde mediados de abril hasta mediados de diciembre, con una media de 240 días de observación. Por término medio, las campañas de observación tienen una duración de una semana. La VTT es un telescopio de primera clase mundial y con ella se generan una media de 20 artículos cada año. Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 10
11 THEMIS THEMIS pertenece al Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS) de Francia. Se trata de un telescopio de 90 cm de abertura. Su diseño está optimizado para espectropolarimetría de altísima precisión para poder detectar señales de polarización muy débiles. Está considerado como el único telescopio en el mundo libre de polarización y, como tal, el más adecuado para medir el estado de polarización de la luz. Fig.4. Vista de los telescopios SST (sueco, ORM), THEMIS (francés, OT) y DOT (holandés, ORT). El telescopio tiene una montura altazimutal con un telescopio relleno de helio para evitar la turbulencia interna. Un sistema de espejo ágil asegura la estabilización de la imagen solar sobre la rendija de entrada del espectrógrafo. El espectrógrafo es de tipo échelle, con un predispersor, y permite medir hasta 6 regiones espectrales simultáneamente desde 400 nm hasta 1.1 µm. THEMIS/MTR suministra de manera sistemática datos espectropolarimétricos con una precisión de Dentro del proyecto SOLARNET, se desarrollará un sistema de óptica adaptativa con el cual se espera corregir en gran medida la degradación de las imágenes producida por la atmósfera terrestre y obtener, así, datos espectropolarimétricos de alta resolución espacial. Las estadísticas muestran que, en el periodo , se general 0.65 artículos por cada campaña de observación. THEMIS opera cada año desde mediados de abril hasta mediados de noviembre y una observación típica tiene una duración entre 7 y 14 días. SST La SST está gestionada desde 2013 por la Universidad de Estocolmo (anteriormente lo hacía el Institute for Solar Physics de la Royal Swedish Academy of Sciences). Otros institutos contribuyen económicamente a su operación a cambio de tiempo de observación. La SST consta de un telescopio refractor con una lente de entrada de 1 metro de diámetro que hace a su vez de ventana de entrada para evacuar la mayor parte del camino óptico. Tiene integrado un sistema de óptica adaptativa con el que se puede alcanzar su límite de difracción de 0.1 segundos de arco en el azul. La instrumentación disponible en este telescopio es: TRIPPEL: Espectrógrafo de red que permite medir simultáneamente hasta tres regiones espectrales. CRISP (Crisp Imaging Spectro-Polarimeter): Instrumento de imagen basado en dos interferómetros Fabry-Perot sintonizables con alta transmisión, alta resolución espectral y una Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 11
12 rápida sintonización espectral. Tiene acoplado un polarímetro para medir los cuatro parámetros de Stokes a lo largo de líneas espectrales. Instrumentos de imagen en el azul de banda estrecha fija. La temporada anual de observación cubre desde abril hasta octubre. Una campaña de observación típica dura días. Se puede decir que la SST es el mejor telescopio del mundo en lo que se refiere a resolución espacial. Sus resultados han aparecido publicados varias veces en la prestigiosa revista Nature. DOT El DOT es un telescopio óptico innovador para imagen de alta resolución de la atmósfera solar. Es capaz de producir magníficas películas de la fotosfera y cromosfera gracias a la construcción abierta del telescopio, la excelente ubicación y la reconstrucción de la imagen después de su detección mediante técnicas de restauración que eliminan las perturbaciones producidas por la atmósfera. DOT es un telescopio abierto de 45 cm de abertura, ubicado sobre una torre de acero y no dispone del sistema de vacío usado habitualmente para disminuir las turbulencias atmosféricas causadas por la intensa radiación solar que se concentra en el telescopio. En su lugar, DOT usa el viento natural para ventilar el telescopio y los alrededores. Esta idea evita la necesidad de ventanas de precisión usadas en sistemas evacuados para cerrar el tanque de vacío y abre el camino a telescopios solares de mucho mayor tamaño. El telescopio está equipado con un sistema de imágenes de multilongitud de onda que trabaja en las líneas Ca II H (396,8 nm), banda-g (430,5 nm), continuo azul (432 nm), Ba II (455,4 nm), continuo rojo (654 nm) y H-alpha (656,3 nm). Las imágenes obtenidas con este telescopio tienen una resolución cercana al límite de difracción teórico (0,2 segundos de arco a 430 nm) incluso con seeing bastante desfavorable y es uniforme en todo el campo. GREGOR GREGOR es operado por el Kiepenheuer Institut für Sonnenphysik (KIS, Freiburg, Alemania) conjuntamente con el Astrophysikalisches Institut Potsdam (AIP, Potsdam Alemania) y el Max-Planck- Institut für Sonnensystemforschung (MPS, Katlenburg-Lindau, Alemania). Es un telescopio de 1.5 metros de diámetro que fue inaugurado en mayo de 2012 y que está actualmente en fase de verificación científica. Al igual que el DOT, tiene una configuración abierta, con una cúpula que se abre totalmente para garantizar el flujo de viento a través de la estructura del telescopio. GREGOR tiene una sistema de óptica adaptativa (que será sustituido y mejorado en el futuro por un sistema de óptica adaptativa multiconjugada). El telescopio está diseñado para medir con precisión las propiedades dinámicas y magnéticas de regiones solares con una resolución de 0,1 segundos de arco. Los instrumentos de primera luz son: GRIS: Espectrógrafo de red al que se le puede acoplar un polarímetro infrarrojo (TIP-II) GFPI: Espectropolarímetro de imagen basado en dos interferómetros Fabry-Perot, operacional entre 530 y 860 nm. BBI: Sistema de imagen de banda ancha para tomar simultáneamente secuencias de imágenes de corta exposición en dos longitudes de onda. Los instrumentos de segunda generación previstos son: Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 12
13 BLISS: : Espectropolarímetro de imagen basado en dos interferómetros Fabry-Perot para el rango azul del espectro ( nm) ZIMPOL: Polarímetro de alta precisión para medir señales de polarización en el visible. Una vez entre en operación, GREGOR se convertirá en el telescopio solar europeo más potente. Laboratorio solar del Observatorio del Teide En esta área del observatorio se encuentra un buen número de instrumentos especialmente dedicados a la heliosismología y astrosismología. Tales instrumentos se operan de forma continua. Desde que empezó en 1976, la heliosismología se ha desarrollado con éxito en el IAC, merced, sobre todo, a la participación en redes globales que aseguran la observación solar ininterrumpida prescindiendo del ciclo día-noche. Actualmente, los instrumentos solares operativos son: Espectrofotómetro solar Mark I Es un espectrofotómetro por dispersión resonante que utiliza medidas de la velocidad a lo largo de la línea de visión del Sol como una estrella con la luz de la línea de K I a 7699 Å. Se instaló en 1976 como parte de una colaboración con el grupo de espectroscopía de alta resolución de la Universidad de Birmingham. Proporcionó uno de los descubrimientos más descollantes en el campo de la estructura y los interiores estelares: la existencia de oscilaciones solares y su naturaleza discreta (los modos normales). El grupo del IAC es el responsable único de su operación, mantenimiento y actualización. Participa activamente en la explotación de los datos. Desde 1992 es uno de los nodos de la red global BISON (Birmingham Solar Oscillation Network). Tacómetro de Fourier GONG Este instrumento es uno de los seis desplegados por todo el planeta dentro de la red GONG (Global Oscillations Network Group), liderada por el National Solar Observatory norteamericano. Cada instrumento de la red proporciona imágenes de intensidad, de velocidad y de campo magnético a lo largo de la línea de visión utilizando la línea de Ni I a 6768 Å con una resolución espacial de 1 segundo de arco y una cadencia de 60 s. Durante los últimos 17 años (se instaló en 1996) se ha conseguido una cobertura del 95 %. Desde 2010 también proporciona imágenes en H α. EST (Telescopio solar europeo) EST es en la actualidad el proyecto europeo de tierra más ambicioso. EST es un telescopio de 4 metros de diámetro especialmente diseñado para medir con alta precisión el campo magnético solar tanto en la fotosfera como en la cromosfera, con una resolución espacial sobre la superficie del sol de alrededor de 30 km. El proyecto finalizó su diseño conceptual a mediados de 2011 y está a la espera de poder completar ese diseño, antes de iniciar la fase de construcción. El consorcio EAST (European Association for Solar Telescopes), en el que participan las instituciones más relevantes europeas en el campo de la física solar de alta resolución, repartidas en quince países de Europa, fue creado en 2007 con la finalidad, entre otras, de diseñar y construir este telescopio de nueva generación e instalarlo en la Islas Canarias. Los objetivos científicos del proyecto fueron acordados unánimemente por el consorcio desde sus principios, lo que facilitó sobremanera los trabajos de diseño. Desde el principio, España ha tenido un papel muy relevante en esta iniciativa, presidiendo el consorcio desde su creación hasta finales de 2012, y en el desarrollo de EST (coordinando los proyectos europeos EST y SOLARNET). Como país que albergará esta infraestructura, así como por el destacado papel de los investigadores españoles en el proyecto, es de esperar que España impulse EST hasta las últimas etapas de su desarrollo, con nuevas iniciativas tanto nacionales como europeas. Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 13
14 Fig.5. Vista artística del telescopio solar europeo EST Telescopios solares ubicados fuera de observatorios españoles o actualmente en fase de desarrollo La activa comunidad solar no solo utiliza los telescopios ubicados en OT y ORM. Además utiliza esporádicamente el telescopio DST ubicado en el Sacramento Peak Observatory, en Nuevo México, Estados Unidos, está invitada a participar en el desarrollo de ATST, de cuyo comité asesor científico forma parte, y, por último, pero no menos importante, lidera el desarrollo del telescopio EST Monitor de neutrones Castilla-La Mancha (CalMa) CaLMa (www.calmanm.es) es un detector de neutrones secundarios generados por la interacción de rayos cósmicos y partículas energéticas solares con átomos en las capas altas de la atmósfera. CaLMa sigue la actividad solar y el ciclo solar observando los decrecimientos Forbush y la intensidad relativa de rayos cósmicos. Estas variaciones de intensidad están asociadas a la llegada de ondas de choque interplanetarias, conducidas por CME, o por el paso de regiones de interacción en el viento solar. El monitor detecta también los sucesos GLE (Ground Level Enhancements), originados por la componente de más alta energía de los sucesos de partículas energéticas solares. CaLMa forma parte de la red mundial de monitores de neutrones (www.nmdb.eu) y está integrada en un sistema de alerta sobre aumento de radiación solar desarrollado bajo el programa Space Situational Awareness de la ESA. 2.4 Infraestructuras espaciales En esta sección se describen las misiones espaciales o estratosféricas en las que la comunidad española bien usa sus datos, bien está implicada en su desarrollo y fabricación, bien está interesada en participar en su futuro desarrollo o ha sido invitada al mismo. Fig.6. Satélite Japonés Hinode (izquierda), equipo español en los preparativos del segundo vuelo de Sunrise (centro) y satélite norteamericano Solar Dynamics Observatory. Hinode Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 14
15 La misión Hinode de JAXA/NASA es en la actualidad la más exitosa en los campos de actividad de la comunidad española. Desde su lanzamiento en 2006, los físicos solares españoles (IAA, IAC, UB, UIB, UV) han venido participando de diversas formas en la explotación de la misión, ocupando puestos de científico visitante, de investigador posdoctoral, de responsable de las observaciones, de miembro en el comité científico director como representante de la ESA y el IAA (CSIC) alberga la página Web Hinode Europe (https://w3.iaa.csic.es/hinode_europe/index.php/es) que sirve de vínculo europeo con la misión. Los intereses españoles se han centrado fundamentalmente en la explotación de los datos del espectropolarímetro visible y del filtro de banda estrecha. Los resultados obtenidos han sido abundantes y muy relevantes, sobre todo en la comprensión de la estructura del interior de la red fotosférica, así como de la estructura magnética de la penumbra de las manchas y sus alrededores. Económicamente, el uso de esta infraestructura no supone coste por la política abierta de NASA y JAXA en la distribución de datos. Sunrise La misión estratosférica Sunrise es una colaboración entre las agencias espaciales alemana, DLR, estadounidense, NASA, y el Plan Nacional de I+D+i. La participación de la comunidad española en la misión ha sido a través del magnetógrafo IMaX, concebido, diseñado, construido, integrado y operado íntegramente por un consorcio de instituciones españolas (IAC, IAA, INTA, UV) y con la intervención del IDR en el diseño térmico global de la misión. El primer vuelo tuvo lugar en junio de 2009 y los resultados obtenidos han sido muy exitosos. La mayoría de ellos tienen que ver con la estructura magnética del interior de la red fotosférica puesto que el vuelo tuvo lugar en un periodo de excepcional inactividad magnética. El éxito ha sido tal que la sociedad Max Planck, organismo del que depende el instituto líder, MPS, de Katlenburg-Lindau, lo ha nombrado proyecto de bandera y obtenido financiación privada para un segundo vuelo en 2013, en el que, de nuevo, el equipo español ha estado directamente implicado y con el que se han podido estudiar las regiones activas solares. La explotación de sus resultados se extenderá previsiblemente un mínimo de otros cuatro años como en el caso anterior, en el transcurso de los cuales se discutirá la pertinencia de un tercer vuelo. Hay que decir que el gasto económico del segundo y ulteriores vuelos resulta muy pequeño ( 200 k más los viajes y actividades de análisis de datos de los investigadores) con lo que no resulta descabellada la financiación de una participación española tan exitosa. Solar Dynamics Observatory El Solar Dynamics Observatory es una misión de NASA dedicada al estudio de la dinámica y magnetismo solares. De entre sus instrumentos, los de mayor interés para la comunidad española son el AIA (Atmospheric Imaging Assembly) que produce imágenes solares en 10 longitudes de onda cada diez segundos y el HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) que es un magnetógrafo vectorial que trabaja en 6 longitudes de onda que barren la línea espectral a nm del Fe I. Lanzada en 2010, la misión ya ha comenzado a ofrecer resultados relevantes y de gran interés para los investigadores españoles (IAA, IAC, UAH, UB, UMA). Los datos que proporciona están siendo utilizados tanto para el estudio del campo magnético atmosférico y su variabilidad a diversas escalas como para el análisis de sucesos violentos de la actividad solar (como fulguraciones y CME), per se y en relación con los sucesos de partículas energéticas observados por naves situadas en distintos puntos del espacio interplanetario (SOHO, ACE, STEREOs, etc.). Solar Orbiter. Los instrumentos EPD y SO/PHI Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 15
16 Fig.7. Vehículo Solar Orbiter de ESA/NASA (izquierda); modelo estructural y térmico de las unidades óptica (centro arriba) y electrónica (derecha arriba) del instrumento SO/PHI; y esquema de la colocación en la nave de los detectores del instrumento EPD (derecha abajo). La misión Solar Orbiter de la ESA/NASA es singular porque será la primera combinación de instrumentos de medida local y sondeo remoto que orbite alrededor del Sol con un perihelio aproximadamente igual al radio de la órbita de Mercurio (0.29 UA), elevándose, además, del plano de la eclíptica unos 28º. Esta combinación de instrumentos y la órbita de la misión la hacen única tanto para el estudio de la heliosfera y los fenómenos que tienen lugar en ella, como del origen de los mismos en la fotosfera y cromosfera solares. La comunidad científica española se encuentra directamente implicada y de forma destacada en el desarrollo de esta misión: participa y lidera el desarrollo de dos de sus instrumentos, el detector EPD (Energetic Particle Detector) y el magnetógrafo SO/PHI (Polarimetric and Helioseismic Imager for Solar Orbiter). El instrumento EPD está formado por cuatro detectores (STEIN, EPT, SIS y HET) de partículas (protones, electrones e iones pesados) que toman medidas in situ del viento solar, de las partículas energéticas solares y de los rayos cósmicos (desde pocos kev hasta centenares de MeV). EPD está siendo desarrollado por un consorcio internacional liderado por el Space Research Group (SGR) de la UAH, que coordina la participación de la University of Kiel (Alemania), University of California Berkeley (USA), Johns Hopkins University (USA) y University of New Hampshire (USA), con la participación de las empresas española SENER y EADS Astrium CRISA. SO/PHI es un nuevo magnetógrafo, heredero de IMaX tanto en su concepto como en las tecnologías utilizadas, dos de las cuales cualificadas específicamente para su uso espacial por el equipo español. Estas son el uso de retardadores ópticos de cristal líquido como moduladores de polarización y de un etalón sólido de Li NbO 3. Está siendo desarrollado por un consorcio internacional coliderado por el instituto alemán MPS y el IAA-CSIC y en el que también participan los institutos KIS e IDA por parte alemana, el instituto IAS por parte francesa y los institutos españoles GACE-UV, IAC, IDR-UPM, INTA y UB. Su objetivo es obtener un cartografiado del vector campo magnético y de la velocidad a lo largo de la línea de visión del plasma solar. El proyecto cuenta con una muy importante contribución industrial española de las empresas Lidax, C.A. Asociados, NTE-SENER, EADS Casa Espacio y Acttiva. A finales de 2013, los instrumentos pasarán las revisiones de diseño crítico, punto de partida para la fase de fabricación, previa a la entrega a la ESA para su integración con la plataforma. Tras el lanzamiento, previsible para 2018 (la fecha oficial actual lo sitúa en 2017) y una fase de vuelo de unos dos años y medio en que la actividad será reducida y concentrada en determinadas etapas de cotejo y calibración, comenzarán las operaciones científicas alrededor de Para entonces, la competencia de los investigadores españoles habrá de haberse optimizado, no ya solo para la explotación singular de cada uno de los instrumentos españoles sino para utilizar la sinergia entre ambos que permita sacar el máximo partido posible a la misión. Las operaciones se extenderán típicamente otros dos o tres años más y la explotación de los datos estimamos que pueda extenderse hasta 2026 o En este sentido, los grupos españoles están planificando sus próximos proyectos científico-tecnológicos (teóricos, observacionales y de simulación) teniendo en cuenta el objetivo de alcanzar unos recursos humanos suficientes que conduzcan a dicha optimización. Para ello es fundamental, como mínimo, mantener las capacidades existentes en los grupos españoles, ya que los especialistas en la explotación de toda esta información son pocos y muy buscados. Solar C Solar C es la próxima misión de JAXA/NASA que pretende poner en órbita un telescopio solar visible y ultravioleta de 1,5 m de diámetro (SUVIT), otro de rayos X y un tercero en el ultravioleta extremo. El interés de la comunidad española radica fundamentalmente en la instrumentación posfocal de SUVIT en la que no sólo está bien posicionada para participar por prestigio científico sino también tecnológico. De hecho, algunos científicos españoles (IAC, IAA) están participando en la definición científica de la misión y otros ya han sido contactados para participar en el desarrollo del filtrógrafo que empleará Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 16
17 retardadores ópticos de cristal líquido y dispositivos electrónicos programables (IAA, INTA) en los que el equipo español ha adquirido experiencia notoria en el desarrollo de IMaX/Sunrise y Solar Orbiter. Se trataría, pues, de una participación consecuencia del éxito de las inversiones anteriores del Plan Nacional de I+D+i. Instrumentación espacial heliofísica operativa. Bases de datos ACE, WIND, SoHO, GOES y STEREO A y B son los satélites científicos operativos que en la actualidad proporcionan la mayor parte de los datos medidos in situ del plasma del viento solar, campo magnético interplanetario y partículas energéticas solares (protones, electrones e iones pesados y composición isotópica). Las observaciones a bordo, después de una fase inicial de procesado, quedan a disposición de la comunidad científica o, si son de limitada difusión, son accesibles bajo acuerdo o colaboración internacional. Existen bases de datos para casi todos los detectores de plasma del viento solar, de partículas energéticas y del campo magnético lanzados al espacio, en órbita terrestre (IMPs, CRESS, Cluster, etc.) o interplanetarios (ISEE-3, Helios-1 y -2, Ulysses, Voyager, Cassini, Messenger, etc.); son absolutamente necesarios para el estudio de pos-evento y su relación con la actividad solar. ACE (NASA, 1997), WIND (NASA, 1994) y SOHO (ESA/NASA, 1995) describen órbitas-halo en torno al punto de Lagrange interno del sistema Sol-Tierra, unos 2 millones de kilómetros por delante de la Tierra en dirección al Sol (0,99 AU); están en la fase final de su vida y ya está planificada (como SORCE, DSCOVR, IMAP, FASR o COSMO) su sustitución, pues la información que proporcionan es imprescindible. STEREO A y B (2006) son dos satélites casi idénticos que se mueven en órbitas próximas a 1 AU aumentando gradualmente su separación angular relativa y respecto a la posición de la Tierra. Su misión básica es realizar observaciones estereoscópicas (junto con las observaciones a 1 AU) de CME, del viento solar y de partículas energéticas solares. Las naves STEREO nos permiten observar el desarrollo de estos fenómenos solares desde distintos puntos de vista, aunque siempre a una distancia de 1 AU (de ahí la importancia de Solar Orbiter: su distancia radial del Sol y su excursión en latitud). GOES (NASA/NOAA) es una familia de satélites, clave del Servicio de Tiempo Espacial (NSWP) de los Estados Unidos de América; sucesivamente lanzados desde 1974, estas plataformas equipadas con detectores proporcionan medidas no direccionales de sucesos de partículas altamente energéticas. Debe mencionarse el programa SSA (Space Situational Awareness) de la ESA que contempla el desarrollo de monitores de partículas y campos magnéticos para la predicción de sucesos en meteorología espacial, de forma que Europa logre tener un sistema d prevención y predicción (para Galileo, por ejemplo) no dependiente de NASA u otras agencias espaciales. Solar Probe+ (lanzamiento alrededor de 2018) es una misión de NASA diseñada para, tras un largo periplo interplanetario, penetrar la corona solar y realizar medidas in situ del viento solar, del campo magnético y de partículas energéticas; el objetivo es entender cómo se calienta la corona solar, cuál el origen del viento solar y cómo se aceleran las partículas. Los grupos científicos españoles (IAA, IAC, UAH, UB, UiB, UMA) utilizan esa información para analizar sucesos solares de partículas y la estructura del medio interplanetario perturbado, y para construir modelos numéricos, validarlos y preparar aplicaciones que permitan hacer predicciones sobre aspectos del tiempo espacial. Un problema importante apenas abordado es el uso rutinario de esta información, en combinación con la de la actividad solar proporcionada por instrumentos de observación remota, sea en el visible, UV, rayos X y rayos γ o emisión radio, embarcados en SOHO, Hinode, SDO, RHESSI, INTEGRAL, Proba2, entre otros, y los obtenidos desde tierra por los radiotelescopios solares, los monitores de neutrones y los sondeos ionosféricos (OE). La Comunidad Europea, a través de programas como el Séptimo Programa Marco (FP7), incentiva el desarrollo de instrumentos que hagan fácil el uso rutinario de tales observaciones, un ejemplo es el proyecto FP7- SEPserver (UB); en el mismo sentido cabe mencionar los proyectos interdisciplinares del ISSI (International Space Science Institute, Suiza/ESA), en los que participan investigadores españoles (OE, UAH, UB, UPV). Modelos numéricos relevantes para la heliofísica. Transición a operaciones Existen problemas importantes en física solar y heliosférica difíciles (por no decir imposibles) de resolver a partir de las observaciones, muy especialmente si solo se dispone de una nave espacial. Las medidas presentan sesgos observacionales difíciles de evaluar y las mediciones in situ suelen ser limitadas en número, extensión espacial y temporal, y generalmente se dan en un entorno complejo y variable en el tiempo. Por ejemplo, en plasmas encontramos la transición entre regímenes Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 17
18 magnetohidrodinámico y cinético, la simulación de la generación de choques interplanetarios conducidos por CME, desde el Sol hasta la órbita de la Tierra (o de Marte), o la dinámica de los antechoques de choques interplanetarios acolisonales o la aceleración y almacenamiento de partículas. Todos ellos son muy relevantes para entender la generación del campo magnético solar, la dinámica coronal de las CME, y la aceleración y transporte de partículas energéticas (proyecto FP7-Spacecast; UB). Los experimentos numéricos facilitan, por una parte, estudiar estos fenómenos en un entorno controlado y que permita reproducir y verificar medidas obtenidas en el espacio. Por otra parte, permiten producir aplicaciones o herramientas específicas para su uso en el diseño de misiones espaciales y la prevención y predicción (en meteorología espacial o en el diseño de SO/PHI, por ejemplo). En el ámbito de la física solar, las simulaciones magnetohidrodinámicas están suponiendo una verdadera revolución en nuestra comprensión del Sol. Desde sus comienzos meramente con aproximaciones hidrodinámicas y, por tanto, de campo nulo, hasta las sofisticadas simulaciones actuales que proporcionan verdaderos escenarios comparables directamente con las observaciones, el avance ha sido formidable en los últimos años. Muchos de los fenómenos están incluso siendo predichos con antelación a su observación y otros, como la sismología cromosférica y coronal, nos están sirviendo para comprender fenómenos que apenas ahora son descubiertos con los instrumentos espaciales. Los grupos del IAC y de la UiB son especialmente activos en estos campos. Tampoco puede olvidarse que el volcado y análisis de la información obtenida mediante experimentos tanto embarcados como situados en instrumentos terrenos es tan masiva que precisa de medios de computación cada vez más potentes y sofisticados. En estos aspectos también existen desarrollos novedosos en el seno de la comunidad española como es el caso del diseño de un inversor electrónico de la ecuación de transporte radiativo (IAA-CSIC) que viajará a bordo de la misión Solar Orbiter. Generalmente estos experimentos o la reducción de datos representan una gran carga de cálculo, supercomputación que precisa de medios de altas prestaciones. Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 18
19 3. PLANETOLOGÍA 3.1 Visión general La planetología en España, que incluye tanto la exploración in situ como remota de los cuerpos del Sistema Solar, comprende diferentes áreas de investigación en física, geología, matemáticas y química. Allá por 1965 España comenzó el estudio del Sistema Solar analizando la luz zodiacal. A este trabajo siguieron tesis doctorales sobre el mismo tema, estudios teóricos e in situ de la atmósfera terrestre (mesosfera) y a principios de los 80, España extendió sus horizontes haciendo su incursión en el estudio de los planetas gigantes. En la actualidad la madurez es tal que el colectivo de científicos y tecnólogos en España forman parte de consorcios internacionales que diseñan misiones espaciales, definen objetivos científicos multidisciplinares, construyen instrumentos, desarrollan las herramientas para la explotación científica de los datos, preparan programas de divulgación de los resultados, y pavimentan el camino para que futuras generaciones puedan tomar el relevo en todas y cada una de las áreas mencionadas. Es difícil resumir en unas frases las actuaciones científicas futuras y a qué nivel la comunidad española estaría implicada. Grosso modo, la investigación sobre el Sistema Solar versa sobre la exploración in situ de la superficie y subsuperficie de los cuerpos sólidos, de las atmósferas de planetas y cometas, de la estructura interna de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, de los satélites alrededor de Júpiter y Saturno, de asteroides y otros cuerpos pequeños con especial énfasis en la obtención de información directa a través de muestras de éstos traídas a la Tierra. Se puede observar que se cubren todos los objetos del Sistema Solar, lo cual significa que las preguntas de fondo a responder son cuáles son las condiciones que se dieron para formar un planeta y eventualmente albergar vida-? o cómo funciona el Sistema Solar? 3.3 Áreas de investigación A continuación se enumeran las diferentes áreas de investigación junto con sus más importantes campos de acción así como las infraestructuras, bien en tierra, bien en el espacio, de las que hacen uso los diferentes grupos. 1.- Geología planetaria desarrollada en el CAB (INTA-CSIC), IAA (CSIC), UCM. Caracterización de la geología de ambientes extremos actuales y paleoambientes en la Tierra de interés astrobiológico con el fin de poder acotar bajo qué condiciones la vida tal y como la conocemos- puede surgir y prevalecer. Caracterización de procesos geológicos planetarios que afectan a la dinámica interna o externa incluyendo los biogeoquímicos. Geomorfología de planetas terrestres y satélites helados a partir de imágenes adquiridas in situ por cámaras y altímetros láser en diferentes misiones espaciales. Para este estudio, es necesario georreferenciar las imágenes en un sistema de coordenadas planetario desarrollando software propio y automatizándolo para optimizar los recursos disponibles (humanos y técnicos). Participación en misiones espaciales al Sistema Solar (Mars Science Laboratory Explotación científica de datos de archivo de misiones NASA como Mariner 10, Messenger, Galileo o de misiones ESA como Mars Express, VenusExpress. 2.- Atmósferas planetarias y habitabilidad: CAB (INTA-CSIC), IAA (CSIC), ICE (IEEC-CSIC), UCM, UPV/EHU Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 19
20 Estudios sobre Marte que comprenden analizar el campo de radiación ultravioleta, presión, humedad en la superficie marciana, así como velocidad y dirección del viento, y temperatura del aire alrededor del instrumento posado en la superficie. Igualmente, se hacen estudios del magnetismo y geodesia del planeta. Interpretación de espectros planetarios en el infrarrojo para conocer con gran detalle y precisión la estructura térmica y la composición de la atmósfera bajo estudio, tanto la terrestre como la de otros planetas del Sistema Solar e incluso extrasolares. Mediante simulaciones numéricas complejas, se puede conocer la dinámica, meteorología, estructura de nubes y térmica de las atmósferas de planetas como Venus, Júpiter, Saturno o del satélite Titán. Igualmente, modelos de termoquímica y fotoquímica atmosférica (incluyendo difusión molecular y turbulenta, régimen de vientos, condensación, interacción con campo magnético, etc), estacionarios o de evolución temporal, permiten poner en contexto la química en el Sistema Solar, tanto en la actualidad como en fases tempranas de este. De forma general, estos estudios proporcionan una visión integrada de las atmósferas en planetas y satélites, que a su vez, está conectada con el origen, formación y evolución del cuerpo estudiado tanto aisladamente como en interacción con el Sol y con los demás objetos del Sistema Solar. El retorno científico de estos estudios tan multidisciplinares no se circunscribe a nuestro sistema planetario, sino que sirve de banco de pruebas para validar las observaciones actuales y futuras de sistemas planetarios alrededor de otras estrellas. 3.- Cuerpos pequeños del Sistema Solar en diferentes disciplinas desarrolladas en el IAC, IAA (CSIC), ICE (IEEC-CSIC), UA, UPV, UVA, UPC. No solo el estudio de los planetas y sus satélites es fundamental para avanzar en el conocimiento de cuáles fueron las condiciones que desencadenaron la formación de estos, o cómo el Sistema Solar funciona. Existen también otros cuerpos, conocidos como cuerpos menores, que se consideran los sobrantes en los procesos de formación de planetas y satélites. Estos sobrantes tienen una característica que los hace especialmente valiosos: aún preservan la huella del origen, formación y evolución del Sistema Solar. Al ser su masa y tamaño pequeños no han sido procesados geológicamente y, desde el origen del Sistema Solar hace 4,500 millones de años, han estado orbitando a distancias heliocéntricas grandes por lo que no han sido tampoco procesados térmicamente. Por ello, estudiar como un continuo desde los meteoroides hasta los objetos transneptunianos, pasando por asteroides, cometas, centauros y cometas en el cinturón de asteroides, e integrarlos en el entorno planetario en que se encuentran (alrededor de la Tierra, entre Marte y Júpiter, orbitando Júpiter, más allá de la órbita de Neptuno) representa una de las grandes líneas de exploración del Sistema Solar en el futuro. Por lo tanto, se realizan observaciones desde tierra del polvo cometario y de cometas que residen en el cinturón de asteroides o asteroides que presentan actividad cometaria bien por impacto de otros asteroides bien por sublimación de gases subsuperficiales y se hacen modelos dinámicos y de transporte de luz solar de la coma y la cola cometaria. También se estudian las características espectrales (alteración acuosa) de meteoritos y asteroides para intentar dilucidar el origen del agua existente en la Tierra todavía en debate si el origen es cometario o asteroidal, o para acotar los modelos de cosmoquímica, química prebiótica y de catálisis heterogénea en la nebulosa solar. En laboratorios altamente sofisticados, se fabrican e irradian hielos de interés astrofísico para poder comparar el espectro medido en tierra con el observado tanto con telescopios terrestres como espaciales y así acotar los posibles compuestos helados sobre la superficie del objeto en cuestión, principalmente transneptunianos o satélites helados de los planetas gigantes. Se hace un seguimiento y observación de los asteroides cercanos a la Tierra (NEAs, Near Earth Asteroids) y asteroides potencialmente peligrosos para la Tierra (Potentially Hazardous Asteroids) para determinar su composición superficial y subsuperficial en conexión directa con la composición en el Sistema Solar interior. Se detectan y caracterizan (órbita, existencia de atmósfera, forma y tamaño, etc) objetos transneptunianos mediante ocultaciones de estrellas observadas con telescopios en diferentes localizaciones por las que la sombra de la ocultación (básicamente un eclipse estelar) tendrá lugar. Infraestructuras para la física solar y del sistema solar 20
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