Estudio de la componente magnética de faculas y red fotosférica

Resumen

EN ESTE TRABAJO OBTENGO Y ANALIZO ESPECTROS DE LOS PARAMETROS DE STOKES V E I TOMADOS SOBRE PUNTOS BRILLANTES (EN CAII K) DE FACULAS Y RED FOTOSFERICA, PRESTO ESPECIAL ATENCION A LA INFLUENCIA DE LA POLARIZACION INSTRUMENTAL. POR ESTE MOTIVO NECESITO CALCULAR LA MATRIZ DE MUELLER DEL TELESCOPIO VGT DEL OBSERVATORIO DEL TEIDE. PONGO UN LIMITE SUPERIOR AL CONTRASTE EN EL CONTINUO DE LAS FACULAS OBSERVADAS EN EL CENTRO DEL DISCO SOLAR: SU BRILLO ES EL DE LA FOTOSFERA EN CALMA CON UNA PRECISION DEL 0.53% CUANDO LA RESOLUCION ESPACIAL ES 1 . ENCUENTRO QUE LAS ASIMETRIAS DEL PERFIL DE V ESTAN TAMBIEN PRESENTES EN OTROS ESPECTROS ADEMAS DE LOS FTS QUE UTILIZAN STENFLO, SOLANKI Y COLABORORES. EL ANALISIS DE LAS EXPLICACIONES A LA FORMA DEL PERFIL DE V ME PERMITE DESCARTAR LA MAYOR PARTE DE LOS MECANISMOS PROPUESTOS. SOLO UNA COMBINACION DE GRADIENTES DE CAMPO MAGNETICO Y VELOCIDAD EN LA ZONA EN DONDE SE FORMAN LAS LINEAS EXPLICA LAS CARACTERISTICAS DEL PERFIL OBSERVADO. EL GRADIENTE DEL CAMPO MAGNETICO EN ESTE MODELO HA DE SER TAL QUE EL CAMPO CREZCA CON LA ALTURA EN LA ATMOSFERA. LAS VARIACIONES EN LA ASIMETRIA DE V AL CAMBIAR DE FACULA PARECEN SER DEBIDAS A RUIDO EN LOS ESPECTROS. PROPONGO UN NUEVO METODO PARA CALCULAR EL CAMPO MAGNETICO EN LAS FACULAS. TIENE LA VENTAJA SOBRE LOS YA EXISTENTES DE NO NECESITAR DE UN MODELO DE ATMOSFERA COMO HIPOTESIS DE PARTIDA. LA APLICACION DEL METODO A PERFILES REALES INDICA QUE EL CAMPO PRESENTE ES SIEMPRE EL MISMO CON UNA PRECISION 10%. EN EL TRABAJO TAMBIEN MUESTRO UN METODO PARA RECONSTRUIR LOS PERFILES DE INTENSIDAD QUE SE OBSERVARIAN SI LA COMPONENTE MAGNETICA DE LAS FACULAS SE PUDIERAN RESOLVER ESPACIALMENTE. EL METODO ESTIMA, ADEMAS, LA FRACCION DEL ELEMENTO OCUPADA POR LA ZONA MAGNETICA.