El campo magnético es el principal causante de la espectacular actividad en la atmósfera solar, que incluye la fotosfera, la cromosfera, la   región de transición y la corona. Aunque esto es también cierto para muchas otras estrellas, es en la atmósfera del Sol donde podemos   observar las consecuencias de la interacción entre un plasma astrofísico y su campo magnético con un detalle incomparable. En el Sol   esta interacción controla el calentamiento del plasma coronal hasta millones de grados, la liberación explosiva de energía y las   eyecciones coronales de masa y los eventos de aceleración de partículas. Aunque el Sol es uno de los objetos astrofísicos mejor   observados, aún no entendemos de forma completa cómo procesos fundamentales como la reconexión magnética, las inestabilidades   hidro-magnéticas y las ondas en el plasma producen la energización y la dinámica actividad de las capas más altas de la atmósfera solar, incluyendo los fenómenos eruptivos que condicionan el clima espacial cerca de La Tierra. Para seguir avanzando en nuestro   conocimiento sobre estos fenómenos necesitamos mejorar nuestro conocimiento empírico de su principal causante, el campo magnético.

Mientras que la variación de la intensidad de la radiación electromagnética con la longitud de onda, el espectro de intensidad, contiene   información sobre las propiedades termodinámicas del plasma emisor, como temperatura, velocidad macroscópica, densidad, etc., la   información del campo magnético está codificada en la polarización de la radiación en líneas espectrales.

Este proyecto tiene por objetivo llevar más allá nuestro conocimiento empírico sobre el campo magnético y la dinámica del plasma de la atmósfera solar. A pesar del foco significativo en la atmósfera solar, este proyecto también tiene por objetivo estudiar el campo magnético en otras estrellas de tipo solar. En particular, en este proyecto tenemos por objetivo contribuir de forma significativa a clarificar los   siguientes problemas actualmente sin solución:

a. ¿Cuál es la estructura, conectividad y modulación con el ciclo solar del campo magnético en la atmósfera del Sol, desde la fotosfera   hasta la corona?

b. ¿Cómo es el magnetismo en otras estrellas de tipo solar?

c. ¿Cuáles son las líneas espectrales más adecuadas para el diagnóstico del campo magnético en diferentes regiones de la atmósfera solar?

Para este fin combinaremos observaciones, análisis de datos, modelado teórico y métodos de inferencia espectro-polarimétricos de   vanguardia, incluyendo la aplicación de códigos de síntesis y de inversión, tanto ya existentes como de nuevas técnicas de diagnóstico de   plasma a desarrollar durante este proyecto.