El Sol

Una de las características especiales de ALMA es que además de poder observar el Universo lejano durante el día y la noche, también puede observar directamente el Sol. Sus antenas fueron diseñadas especialmente para que la potente radiación solar no afecte sus instrumentos.

Cuando se observa en las longitudes de onda milimétricas y submilimétricas que capta ALMA (0,4 mm a 3 mm), la imagen del Sol tiende a perder mucha definición. Ello se compensa con una gran separación entre sus antenas -hasta 16 km-, lo que otorga a ALMA mayor resolución o capacidad para ver detalles. De esta forma, los astrónomos pueden tener acceso a observaciones inéditas de nuestra estrella más cercana a fin de estudiar sus procesos físicos, tales como sus grandes erupciones y su campo electromagnético.

ALMA puede observar una gran variedad de fenómenos en el Sol:

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  • La estructura de la atmósfera solar en calma;
  • Agujeros de la corona (donde se originan vientos solares enormes a causa de campos magnéticos divergentes);
  • Regiones activas solares;
  • Filamentos activos e inactivos;
  • Fenómenos energéticos como erupciones de filamentos.

Todo lo anterior puede significar en el futuro un avance significativo en las siguientes áreas científicas:

Erupciones:
 Las erupciones solares suponen la emisión catastrófica de energía en la corona solar baja que calienta el plasma y acelera los iones y los electrones a muy altas energías en escalas de tiempo breves. ALMA sondea las emisiones de los electrones más energéticos, ayudando a comprender cuándo, dónde, y por qué mecanismo los electrones son acelerados rápidamente a altas energías.

Filamentos:
 Las prominencias y filamentos solares son, como su nombre sugiere, grandes estructuras filamentosas compuestas de plasma denso y relativamente frío (~6.200 ºC) suspendido en la corona solar, cuyo caliente gas se encuentra a unos 3 millones de grados. Los filamentos se encuentran a lo largo de líneas neutras magnéticas tanto en regiones activas como en calma del Sol. Algunas se apagan lentamente después de una vida de días a semanas; otras son expulsadas del Sol en erupciones espectaculares. Su nacimiento y muerte todavía es misteriosa en muchos aspectos. ALMA abarca aquellas longitudes de onda en las cuales los filamentos se vuelven casi imperceptibles en luz visible. Su estructura y evolución es más accesible a ALMA que a cualquier otro instrumento.

Estructura de la atmósfera solar baja: 
Uno de los grandes misterios del Sol es por qué tiene una corona solar. A la altura de la fotosfera (la superficie visible del Sol), la temperatura es de unos 5.600 ºC. La temperatura luego disminuye con la altura a lo largo de varios cientos de kilómetros. Pero luego ocurre algo asombroso: a mayores alturas, la temperatura aumenta, gradualmente al principio, y luego de repente hasta ¡3 millones de grados! ALMA estudia la región de “mínimo de temperatura” donde se manifiesta el fenómeno. Al representar gráficamente esta región de la atmósfera solar en diversas longitudes de onda milimétricas y submilimétricas, ALMA ofrece un medio para caracterizar la estructura y evolución de la atmósfera solar baja y cómo se mantiene esa estructura. ALMA también puede explotar la heliosismología para explorar los detalles de la estructura de la atmósfera solar baja, puesto que las ondas hidromecánicas causan variaciones de brillo en la emisión milimétrica y submilimétrica.

Diagnóstico de nuevas líneas espectrales: En longitudes de onda de ~ 1 mm, no hay líneas espectrales disponibles para propósitos de diagnóstico. La presión y el ensanchamiento Zeeman (debido a la presencia de campos magnéticos) son tan extremos como para hacerlas indetectables. En longitudes de onda submilimétricas, sin embargo, debería ser posible detectar líneas de recombinación en radio de alto número cuántico de hidrógeno y de ciertos iones. Éstas ofrecen la posibilidad de delimitar la temperatura, la densidad, la intensidad del campo magnético, y los movimientos de masa en la atmósfera solar baja, capas de la atmósfera que son inaccesibles por otros medios.

¿Por qué ALMA puede hacer esto mejor que otros observatorios?

ALMA está diseñado para operar en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas, desde aproximadamente 350 micrómetros a 9,6 mm. En contraste, el Very Large Array (VLA) opera en longitudes de onda mucho más largas, desde 1,3 cm a 4 metros; y el Hubble y los telescopios ópticos terrestres como el Very Large Telescope (VLT) o el Subaru operan en longitudes de onda mucho más cortas (aproximadamente la mitad de un micrón). ALMA por lo tanto llena la brecha entre los telescopios ópticos/infrarrojos, y los radiotelescopios. La razón de que esto sea científicamente interesante es que la radiación en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas es causada por mecanismos físicos diferentes que aquellos producidos en longitudes de onda más largas y más cortas. Además, se originan en regiones distintas de la atmósfera solar. Las observaciones milimétricas y submilimétricas, por lo tanto, nos dan un nuevo método para estudiar los procesos físicos en el Sol.

ALMA explora los mundos que rodean nuestro Sol

El Sistema Solar constituye la pequeña parte del Universo que podemos visitar con sondas robóticas. Pero el dinero sólo alcanza para unas pocas sondas a la vez y son miles los planetas, las lunas, los asteroides y cometas por explorar. Por lo mismo, queda una gran labor para la observación desde la Tierra.

ALMA observa planetas y mide sus vientos. Analiza las moléculas emitidas por cometas y asteroides, incluso cuando están en su punto más activo al pasar cerca del Sol, momento en que otros telescopios no pueden observarlos.

El estudio de la composición de los cometas nos entrega una nueva visión sobre la formación temprana del Sistema Solar, como también lo hace la observación de moléculas esparcidas en el espacio.

ALMA descubrirá miles de nuevo objetos en el Cinturón de Kuiper (al que ahora sabemos que pertenece Plutón), observando la luz que emiten y no la que reflejan del Sol -como eran estudiadas hasta ahora- permitiéndonos calcular sus tamaños reales.