El Sol es una estrella con un magnetismo activo, si bien no de los más extremos, pero que tiene claras manifestaciones en toda su atmósfera. Los campos magnéticos dominan las capas más externas, como puede ser la corona y la heliosfera, dando lugar a eventos extremadamente energéticos como llamaradas, erupciones de masa coronal y tormentas solares en forma de partículas cargadas y tubos de campo magnético. En la superficie, los campos magnéticos se ponen de manifiesto en las denominadas regiones activas (RAs). Éstas comprenden las manchas solares, los poros y las fáculas. En las manchas y poros, las grandes acumulaciones de campo magnético intenso inhiben el transporte de energía del interior por convección, haciendo que sean estructuras más frías y que se vean oscuras con respecto a la superficie de alrededor que está menos magnetizada. Estas zonas fuera de las regiones activas, donde domina el patrón de la granulación sin perturbar, son las que denominamos Sol en calma. Durante mucho tiempo, y por contraste con las RAs, estas zonas se han considerado desprovistas de campo. Pero esta idea cambió radicalmente con el nacimiento de instrumentos precisos para medir señales de polarización débiles, es decir, instrumentos capaces de detectar campos magnéticos débiles y a escalas muy pequeñas. En los noventa, se reveló un Sol en calma lleno de campos magnéticos. Desordenados, débiles, de corta vida, pero inundando toda la superficie del Sol y en todo momento.
En el Sol en calma se pueden diferenciar dos tipos de campos, atendiendo a sus intensidades, localizaciones y organización. Por un lado se encuentra la red fotosférica con campos más intensos (kG, como en las manchas solares), distribuidos en los bordes de los súpergránulos y concentrados en estructuras muy finas (pocos km) que salen verticales de la fotosfera solar. Por otro lado, cubriendo el interior de los supergránulos, está la parte interna de la red fotosférica (IN), cuyos campos son menos intensos y están completamente desorganizados. Estos campos, cubren la fotosfera solar durante todo el ciclo magnético del Sol desde el ecuador hasta los polos y, a pesar de la pequeña energía magnética que poseen individualmente en comparación con las RAs, su predominancia en la superficie hace que tengan un papel predominante en la energía total que sale del Sol. Además, esta energía puede transportarse a capas externas por flotabilidad, posiblemente jugando un papel papel importante en el balance energético de las capas superiores de la atmósfera solar.
Aunque es evidente la importancia de los campos magnéticos de la IN en los estudios sobre el Sol, todavía hoy, tras tres décadas de investigación, muchas incógnitas quedan por desvelar, como por ejemplo: ¿Están relacionados estos campos con el ciclo magnético global del Sol? ¿Varían estos campos de alguna forma con la latitud solar? ¿Cuál es la intensidad de estos campos? Estas preguntas son, a día de hoy, tema de profundo debate entre la comunidad solar. Hay estudios por ejemplo que apuntan a que los campos magnéticos de la IN no están relacionados con el ciclo magnético global del Sol. Sin embargo, hay otros muchos que dicen lo contrario.
El objetivo de esta tesis es responder a esas preguntas y ahondar en nuestro conocimiento sobre el origen y naturaleza de estos campos. Para ello, hemos observado el Sol en calma periódicamente durante 4 años. Hemos utilizado el instrumento GRIS acoplado al telescopio GREGOR en el Observatorio del Teide para observar la región espectral en torno a 1.5 $\mu$m. Dicho rango espectral nos permite el estudio de las capas más bajas de la fotosfera debido a que la opacidad mínima de $H^{-}$ (el principal contribuyente a la opacidad del continuo) se encuentra precisamente alrededor de 1.6 $\mu$m. Esta región espectral es particularmente sensible para medir el campo magnético debido a la longitud de onda (a mayor longitud de onda, mayor desdoblamiento por efecto Zeeman) y debido a que en ella están contenidas líneas espectrales con factores de Landé importantes, una de ellas teniendo uno de los mayores en el rango óptico. Hemos utilizado el código de inversion Stokes Inversion based on Response functions (SIR) para extraer la información contenida en los espectros observados e inferir las condiciones atmosféricas en la superficie del Sol. Aunque es bien conocido que la única forma de obtener información cuantitativa del campo magnético es a través de el espectro polarizado de la luz, en esta tesis demostramos que, para los campos magnéticos retorcidos y no resueltos del Sol en calma, la mejor aproximación para obtener información fiable sobre el campo es a partir del espectro de intensidad. Sin embargo, pequeños valores del campo como los esperados en las regiones en calma generan un ensanchamiento en las líneas espectrales que puede ser confundido con el efecto de otros parámetros físicos como la temperatura, principalmente. Para evitar degeneraciones en la inversión, nos vemos abocados a un análisis multi-línea, ya que las distintas sensibilidades de las distintas líneas al campo y a la temperatura rompen considerablemente esta degeneración. En resumen, en esta tesis, demostramos que, con las capacidades de observación actuales, el mejor estudio del campo magnético de las regiones de Sol en calma debe basarse en la inversión de los perfiles de intensidad de muchas líneas espectrales (15 en nuestro caso).
Para hacer el análisis multi-línea, el primer problema con el que nos encontramos es que no todas las líneas espectrales de interés están bien caracterizadas en sus propiedades atómicas. La primera parte de la tesis la dedicamos a obtener la fuerza de oscilador de las quince líneas espectrales comentadas anteriormente. La fuerza de oscilador es clave en las inversiones ya que es uno de los parámetros atómicos necesarios y cuya precisa determinación entraña más dificultades. Mediante un método iterativo basado en el ajuste de observaciones de las líneas espectrales, se calculó la fuerza de oscilador de las líneas de las que no había datos y se refinó las de las líneas espectrales que ya tenían. Con todo ello, se consiguieron no solo los datos atómicos de las líneas espectrales sino también se demostró la viabilidad de un método para calcular empíricamente las fuerzas de oscilador que puede usar toda la comunidad.
En la segunda parte de la tesis se realizó la inversión en intensidad de las quince líneas espectrales para mapear los campos "escondidos" de la IN. En primer lugar se comprobó, utilizando simulaciones magnetohidrodinámicas que, con la resolución de los instrumentos actuales y las características de los campos magnéticos de la IN, es más adecuado utilizar solo los perfiles de intensidad en las inversiones para inferir dichos campos. Debido a la simetría de los perfiles de Stokes, si en un mismo elemento de resolución caen dos campos unipolares con polaridades opuestas y mismas intensidades, ambas señales se cancelarían. Sin embargo la huella de estos campos perdura en los perfiles de intensidad. Este mapeo reveló que los campos magnéticos del Sol en calma se encuentran principalmente en la zona interganular, con los gránulos prácticamente desprovistos de campos. Esta distribución espacial fue propuesta anteriormente por Trujillo Bueno et al. 2004 para explicar los resultados, aparentemente incompatibles, de medidas con efecto Hanle en átomos y moléculas. Así pues, con nuestro mapeado, ponemos fin a esa controversia. La intensidad del campo promedio del Sol en calma resultó ser 46 G, afianzando la importancia de éstos para la energética de la atmósfera del Sol.
En la última parte de la tesis, se utilizó la misma estrategia de inversión para analizar una serie de datos obtenidos a lo largo de los cuatro años de tesis, tomados en diferentes puntos del disco solar, desde el centro a los polos, pasando por todo tipo de latitudes y ángulos heliocéntricos. De nuevo, hacemos uso de las simulaciones magnetohidrodinámicas para, en este caso, interpretar de forma correcta los resultados inferidos de las observaciones tomadas con perspectivas distintas a la del centro del disco. De esta forma, hemos corroborado que en los polos solares se produce un incremento en la intensidad del campo magnético promedio. Esto no se traduce como un aumento con la altura, puesto que no se ve hacia el limbo ecuatorial, sino como una peculiaridad de los polos solares. Además, se ha encontrado que los campos magnéticos de la IN guardan algún tipo de relación con el ciclo magnético global de Sol puesto que vemos una variación suave del campo promedio a lo largo de estos cuatro años. Este hecho descarta totalmente que los campos magnéticos de la IN sean producidos exclusivamente por una dinamo local, como se ha mostrado en algunos trabajos científicos. La variación que observamos va en fase con el ciclo de manchas en los polos, mientras que muestra un desfase con éste en el centro del disco. Este hecho podemos explicarlo de forma sencilla si asumimos que el flujo que emerge en el nuevo ciclo puebla el Sol en calma pero no forma manchas hasta que el campo magnético que proviene del interior ha aumentado lo suficiente de intensidad y puede acumularse colapsar para formar regiones activas. Una vez formadas las regiones activas, este flujo se lleva hacia los polos (con la polaridad opuesta a la dominante en el polo), dominando el comportamiento del magnetismo del Sol en calma en estas regiones. Es por ello que los polos se muestran en fase con el ciclo de manchas, porque este transporte a los polos es inmediato en términos de ciclo de actividad. Los trabajos anteriores no miden la intensidad de campo magnético, como en nuestro caso, sino que miden flujo, una cantidad que se cancela a falta de resolución espacial. Eso explica que nuestros resultados estén aparentemente en contra.
En definitiva, en esta tesis se han tratado de abordar preguntas importantes sobre el magnetismo de la IN desde un punto de vista no explorado hasta ahora, buscando con ello aportar una pieza más al puzle global del magnetismo solar. Se han aportado importantes hechos observacionales que cambian el paradigma del origen de estos campos, poniendo de evidente manifiesto la relación del Sol en calma con el magnetismo global del Sol y su ciclo de actividad.