Como seres humanos y habitantes del planeta Tierra, nuestra relación con el Sol no puede calificarse sino de especial. Nuestra propia existencia depende de la situación de nuestro hábitat con respecto a la estrella central del Sistema Solar y la energía que consumimos tiene su origen último en el interior de esa estrella —en cualquier otro aspecto vulgar— que ilumina nuestros días periódicamente. La mirada al cielo que cualquier astrónomo realiza no puede abstraerse de la contemplación de la única estrella que resulta observable con detalle y de la que, por tanto, podemos extraer no pocos aprendizajes para comprender el funcionamiento de otras estrellas. Pero es que, además, nuestra estrella es el único objeto en el que se pueden cotejar con el mínimo detenimiento muchos otros fenómenos físicos que ocurren en el universo. El Sol resulta así crucial para desentrañar la física que tiene lugar en otros cuerpos celestes. Nuestra estrella es un formidable laboratorio de física atómica, de magnetohidrodinámica, de convección y de física del plasma. Además, la atmósfera extendida de nuestra estrella, la heliosfera, abarca nuestro propio planeta en su conjunto: vivimos en el Sol. Lo que ocurre en él tiene relevancia directa sobre nuestra propia vida y actividades en la Tierra.

Un instituto como el IAA-CSIC, que abarca prácticamente toda la astrofísica e, incluso, la propia atmósfera de la Tierra, no podía quedar huérfano de un Grupo de Física Solar (SPG por sus siglas en inglés) que se dedique al estudio de nuestra estrella. Obviamente, el abanico de fenómenos y estructuras que el Sol ofrece al investigador excede con mucho las capacidades de un grupo finito de personas que, aun siendo grande, unas veinticinco, no puede aspirar a abarcarlos todos. Nos tenemos que dedicar a un puñado de temas suficientemente corto pero suficientemente rico como para realizar una andadura fructífera. Lo que sí caracteriza dicha andadura es el hecho de que la investigación la llevamos a cabo desde el triple punto de vista de la teoría, la observación y la instrumentación. El SPG tiene a gala ser un grupo de investigación integral en el que se conjugan armónicamente esos tres pilares de la astrofísica moderna.

El campo magnético solar y la espectropolarimetría

Si pedimos a cualquier físico solar que destaque la importancia de un solo parámetro físico que refleje el estado de nuestra estrella, con mucha probabilidad, contestará que el campo magnético. Este no solo sirve de vínculo de acoplamiento de las distintas capas de la atmósfera de nuestra estrella y de “canal” por el que el transporte de energía en ellas no es exclusivamente radiativo, sino que en él se encuentra el origen de la mayoría de efectos observables de nuestra estrella. Incluso de la inmensa mayoría de aquellos que tienen un final con influencia en la Tierra, los fenómenos que constituyen lo que se ha dado en llamar “el tiempo espacial”. Así pues, estudiar el campo magnético solar es, en gran medida, ocuparse de una magnitud física fundamental de nuestra estrella y a ello dedicamos la mayoría de nuestros esfuerzos en el seno del SPG. 

Comprender el origen de todas las estructuras magnéticas que, a muy diversas escalas, se distinguen en la atmósfera solar no es sencillo y aún poseemos solo conocimientos básicos sin llegar a alcanzar un modelo completo. La variación periódica (11 años) en el número de manchas solares que aparecen en la superficie se explica grosso modo con un modelo teórico de efecto dinamo: la combinación de rotación diferencial del plasma solar con la convección genera en la base donde tiene lugar esta última, a un 30 % de la profundidad o a un 70 % del radio solar, unos tubos de flujo magnético que, por flotación, emergen a la superficie. La posterior reestructuración de dichos tubos elimina de la misma tanto las estructuras magnéticas como parte del material que las alberga. Precisamente, el estudio magnetohidrodinámico teórico de este efecto dinamo es la ocupación de uno de nuestros miembros y, más en concreto, la investigación de alteraciones episódicas que, con distintos periodos, hemos sido capaces de observar en este llamado ciclo de actividad solar. Recientemente1, por ejemplo, hemos encontrado indicios de un posible origen en fenómenos de resonancia estocástica en las fuerzas de marea de los grandes planetas de la aparición de grandes mínimos de actividad solar que, con cierta periodicidad, tienen lugar. El más conocido de ellos es el mínimo de Maunder, entre 1645 y 1715, en el que las manchas casi desaparecieron por completo y que coincide con un periodo conocido como “pequeña edad de hielo” en la Tierra, unos años de excepcionales fríos en los que, por ejemplo, se sabe que el Támesis se congeló.
Para poder medir y comprender estos campos magnéticos necesitamos recurrir a la espectropolarimetría, la medida del estado de polarización del espectro de la radiación electromagnética. Si bien estamos familiarizados con el espectro, o la composición en distintos colores o longitudes de onda de la luz, la polarización es una característica tan común e importante, aunque menos familiar: tiene que ver, por así decirlo, con la orientación del plano de vibración del campo eléctrico que asociamos a dicha luz. La razón de su importancia reside en que distintos mecanismos físicos como el efecto Zeeman, el Hanle, o la dispersión de luz, dejan en el espectro su huella polarizada, esto es, un estado de polarización bien definido. Así pues, medir la polarización del espectro nos permite comprender “el mensaje” que el campo magnético deja impreso en la luz solar. 

Comprender ese mensaje significa entender cómo se genera la luz en la atmósfera de nuestra estrella y cómo se propaga a su través, es decir, entender el transporte de luz polarizada en presencia de campos magnéticos. Ahí es donde el SPG emplea la mayoría de sus esfuerzos, puesto que presta mucha dedicación al análisis teórico del transporte radiativo y la interpretación de las observaciones del mismo (inversión de la ecuación de transporte radiativo2), al estudio observacional de todo tipo de estructuras magnéticas como las manchas3 y otras de la más pequeña escala que aparecen en el Sol en calma4 o en capas cromosféricas5, y al desarrollo instrumental (véase más abajo). Pero, además, también realizamos estudios teóricos enfocados al desarrollo instrumental en espectropolarimetría6.
El estudio del transporte radiativo de luz polarizada en presencia de campos magnéticos es apasionante. Actualmente contamos con una ecuación que describe el fenómeno de forma satisfactoria: dado un modelo de atmósfera solar, somos capaces de reproducir el espectro polarizado emergente. Sin embargo, el problema de índole práctica, aquel en el que implicamos la interpretación de las observaciones, es más complejo porque “conocemos la solución de la ecuación, pero no los coeficientes de la misma”; es decir, conocemos el espectro polarizado porque lo medimos, pero a noso-tros nos interesa saber cuáles son los parámetros físicos de una determinada zona del Sol. Así pues, no nos basta con la ecuación, sino que tenemos que “invertirla” (cambiar parámetros conocidos por desconocidos) y ese es un problema en sí mismo. Pero, además, resulta que la ecuación de transporte radiativo tan solo es válida per se en determinadas circunstancias. En otras precisamos resolver de forma casi simultánea las conocidas como ecuaciones del equilibrio estadístico y el problema se vuelve formidable. Buena parte de nuestros esfuerzos se centra en desarrollar técnicas que cumplan con ese cometido de “correa de transmisión” entre las observaciones y la física de las múltiples estructuras solares.
En cuanto a la observación, empleamos tanto telescopios e instrumentos terrenos como espaciales. Sería prolijo contar los muchos problemas científicos específicos, pero baste mencionar aquí dos que tienen que ver con la evolución de las estructuras magnéticas y, por tanto, con observaciones continuadas en el tiempo. El primero es la contribución a la red fotosférica de los campos de su interior y las consecuencias en las capas cromosféricas de las interacciones entre red e interior7. El segundo es la fuerte dependencia que tiene la evolución de los tubos de flujo magnético a la más pequeña escala de los movimientos convectivos circundantes8.

Desarrollo instrumental

Aunque lo destaquemos en un apartado especial, nuestra tarea instrumental se encuentra igualmente orientada al estudio de los campos magnéticos con técnicas espectropolarimétricas. Desde 2002, año en que empezamos nuestra andadura tecnológica con el desarrollo del magnetógrafo IMaX (Imaging Magnetograph eXperiment) hasta la actualidad, el esfuerzo y, por qué no decirlo, el éxito, han sido continuados. Todos nuestros trabajos se han desarrollado en el seno de lo que hemos dado en llamar la Red Española de Física Solar Espacial (S3PC, de las singlas inglesas Spanish Space Solar Physics Consortium), equipo cuyo liderazgo ostentamos desde 2013 y que incluye al Instituto de Técnica Aeroespacial, el Instituto de Microgravedad Ignacio da Riva de la Universidad Politécnica de Madrid, la Universidad de Valencia y el Instituto de Astrofísica de Canarias.
ImaX9 voló dos veces (2009 y 2013) en las misiones Sunrise I y II, colaboraciones entre la agencia espacial alemana DLR, la sociedad Max Planck, la NASA y el Programa Nacional de Espacio español. Se trata del primer magnetógrafo solar desarrollado fuera de Estados Unidos y del primer instrumento aeroespacial íntegramente concebido, diseñado, fabricado y operado por instituciones españolas. El éxito de las tecnologías propuestas en el desarrollo de este instrumento motivó a la ESA a aprobar el desarrollo del magnetógrafo y tacógrafo SO/PHI (Polarimetric and Helioseismic Imager for Solar Orbiter) como uno de los instrumentos de sondeo remoto a bordo de la misión Solar Orbiter, lanzada en febrero de 2020 y que, tras más de un año y medio de navegación, estrenará su primera órbita científica a partir de noviembre de 2021. SO/PHI está coliderado por el Max-Planck-Institut für Sonnensystemphysik (MPS; Gotinga, Alemania) y el SPG@IAA-CSIC. De entre sus novedosas tecnologías, cabe destacar el desarrollo en el seno de nuestro grupo del inversor electrónico de la ecuación de transporte radiativo, dispositivo único en el mundo y que, por primera vez, realiza a bordo de la nave y de forma autónoma la inversión de la ecuación de transporte, cerrando así la triple vertiente teórica, observacional e instrumental que constituye nuestra visión como grupo. El inversor lleva a cabo en quince minutos a bordo de la nave un análisis que, en otros instrumentos semejantes como HMI, a bordo de la misión Solar Dynamics Observatory de la NASA, ocupa a cincuenta ordenadores trabajando en paralelo durante una hora en Tierra. Sin este avance tecnológico —un chip especialmente diseñado por nosotros— no podríamos enviar a la Tierra toda la información recabada por el instrumento, dada la lejanía de la nave a nuestro planeta y su especial órbita que la sitúa, a veces, al otro lado del Sol con lo que las comunicaciones se hacen literalmente imposibles. La imagen superior muestra un ejemplo de los resultados de este inversor electrónico en su panel central y en el derecho en los que, respectivamente, contemplamos los primeros mapas del campo magnético longitudinal y de velocidad a lo largo de la línea de visión de una zona solar obtenidos automáticamente a bordo de una nave espacial y a 0,5 unidades astronómicas de distancia al Sol.
Actualmente, nuestro grupo lidera el desarrollo y construcción de TuMag (Tunable Magnetograph) y colidera —junto a nuestros colegas del National Solar Observatory of Japan— el desarrollo y construcción de SCIP (Sunrise Chromospheric Infrared Polarimeter). Ambos instrumentos volarán en la tercera edición de la misión estratosférica Sunrise en 2022. TuMag es de nuevo íntegramente español y lo desarrollamos junto a nuestros compañeros del S3PC. Es el primer magnetógrafo solar sintonizable que vuela en una plataforma aeroespacial (en nuestro caso un globo estratosférico). Además de su capacidad de sintonizar la línea espectral de estudio, y de embarcar elementos de calibración a bordo por primera vez en un instrumento semejante, las tecnologías básicas de TuMag son las mismas que las de IMaX como espectropolarímetro imaginador: retardadores ópticos de cristal líquido para el análisis de polarización y un etalón sólido Fabry-Pérot de Li NbO3 para el análisis espectral. SCIP, a diferencia de TuMag, realiza el análisis polarimétrico con una lámina retardadora rotante y el análisis espectral con un espectrógrafo convencional de rendija.
Así mismo, hemos comenzado junto a nuestros colegas alemanes del MPS el desarrollo de PMI (Photospheric Magnetic field Imager) para la misión LAGRANGE de la ESA. El magnetógrafo y tacógrafo PMI es una evolución, simplificada en algunos aspectos y más completa en otros, de SO/PHI. La misión LAGRANGE es, a su vez, la primera misión espacial europea dedicada al estudio del tiempo espacial. Como tal representa un reto en sí misma y ahí nos encontramos los miembros del SPG junto a nuestros compañeros del S3PC en la vanguardia del desarrollo de uno de los instrumentos cruciales para la misión.

El éxito de nuestros desarrollos aeroespaciales ha motivado el interés de nuestros colegas que desarrollan grandes telescopios para Tierra, que nos han invitado a participar en los dos desarrollos más importantes de la física solar terrena mundial: el telescopio americano Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST; operaciones a partir de 2022) y el Telescopio Solar Europeo (EST; primera luz en 2027). Para el primero desarrollamos InFact (Inversion Factory), una evolución mucho más potente de nuestro inversor electrónico de la ecuación de transporte radiativo y para el segundo lideramos el consorcio europeo (España, Italia, Alemania y Suecia) que desarrolla los espectropolarímetros imaginadores sintonizables que trabajarán en EST a distintos rangos de longitud de onda. 
Nuestras ambiciones no terminan aquí. Tenemos algún que otro proyecto en fases incipientes de los que esperamos informaros en este foro si tenemos la oportunidad de hacerlos fraguar. Como siempre en investigación, lo mejor es lo que está por venir. Eso esperamos de forma continua en el Grupo de Física Solar del Instituto de Astrofísica de Andalucía.

Referencias
1. Albert et al. 2021, ApJ 916, L9.
2. Del Toro Iniesta y Ruiz Cobo 2016, LRSP 13, 4.
3. Esteban Pozuelo et al. 2016, ApJ 832, 170.
4. Bellot Rubio y Orozco Suárez, LRSP 16, 1.
5. Orozco Suárez et al. 2015, ApJ 803, L18.
6. Bailén et al. 2019, ApJS 241, 9; 2019, ApJS 242, 21; 2020, ApJS 246, 17; 2021, ApJS 254, 18.
7. Gošić et al. 2014, ApJ 797, 49; 2015, ApJ 820, 35; 2018, ApJ 857, 48.
8. Requerey et al. 2014, ApJ 789, 6; 2017, ApJS 229, 14; 2017, ApJS 229, 15.
9. Martínez Pillet, Del Toro Iniesta et al. 2011, Sol. Phys. 268, 57.