Magnetograma solar.

Algo de historia

Los campos magnéticos tienen una importancia mayor en muchos contextos en astrofísica, por ejemplo en los nuúcleos galácticos activos, las estrellas de neutrones, o los huecos (hollos)negros que pueblan el universo.
Desempeñan un papel mayor en las zonas de formación de las estrellas, en la atmósfera der Sol...
Tan grande es la fascinación que despiertan y los misterios que esconden que Henk van de Hulst escribió con humor,
"Los campos magnéticos son a los astrofísicos lo que el sexo a los psicoanalistas".
Otro astrofísico famoso, precursor en el estudio del magnetismo solar, Robert B. Leighton, dijo, respecto à eso, con un tono algo provocador,
"Si el Sol no tuviera campo magnético, sería una estrella tan poco interesante como la mayoría de los astronómos nocturnos creen que es". (cité par J.L.Linsky).
Cest dire tout l'intéret et toutes les passions suscités par l'étude du magnétisme solaire.
Así vemos todo el interés y las pasiones suscitados por el estudio del magnetismo solar.

Hale en su mesa de trabajo.
Foto Obs Mt Wilson

Spectrohelio-magnétografía.
En 1908, George Ellery Hale con el espectroheliógrafo que acaba de construir, observa filamentos negros en forma de vortex al rededor de las manchas solares que se parecen al dibujo de la limalla de hierro en presencia de un imán. Pronto sospecha la presencia de un fuerte campo magnético en las manchas solares.
Utilizando el fenómeno de desdoblamiento o de triplamiento de las lineas espectrales por los campos magnéticos, descubierto por P. Zeeman en 1896, Hale obtiene espectros de manchas solares a través de un Nicol y observa el motivo en zig-zag que esperaba, causado por las polarizaciones circulares de sentidos opuestos sobre cada una de las componientes Zeeman de la línea desdoblada. La intensidad del campo magnético observado se evalua a 3500 gauss.
Este descubrimiento de un campo magnético solar empuja a Hale y a Seth. Nicholson a hacer estudios sistemáticos que desembocan en la ley de polaridad magnética de las manchas y los cambios de sus características en el transcurso del ciclo solar. Prueban que la variación periódica del número de las manchas según un ciclo de 11 años constituye la mitad del ciclo de 22 años de la evolución del campo magnético solar. El aspecto más notable de este último es la inversión de polaridad este-oeste de los campos magnéticos de las manchas y de las zonas activas que acompaña al ciclo de 11 años.

H.W.Babcock
Foto Caltec

Magnetografía 1D.
En 1951, Horace W. Babcock desarrolla el magnetógrafo fotoeléctrico cuyo principio puede describirse de este modo:
Las dos hendiduras de salida de un espectrógrafo altamente dispersivo se colocan una en la ala roja y otra en la ala azul de una línea de absorción magnetosensible. Las dos alas de la línea ensanchada por el campo magnético y el efecto Zeeman, polarizadas en sentidos opuestos, toman alternativamente sentidos de polarización linear ortogonales por causa de la rotación de una hoja de mica l/4 seguido por un Nicol (o un analizador polaroïd) que hace oscilar el perfil fotométrico leído por dos fotomultiplicadores. La diferencia de intensidad medida entre estos dos fotomultiplicadores colocados en cada una de las alas de la línea, detrás de las dos hendiduras de salida, cambia de signo en cada rotación de la hoja de mica l/4. Estas variaciones de intensidad de la señal eléctrica son ampliadas y registradas. Son proporcionales a la intensidad del campo magnético en la zona solar explorada. Por ida y vuelta se puede obtener una serie de perfiles magnéticos y constituir así una cartografía del campo magnético solar. El procedimiento es muy fino pero su ejecución exige mucho tiempo por causa de las multiples idas y vueltas necesarias a la exploración línea par línea de la superficie solar.

Robert. B Leighton
Foto Caltec

Magnetografía 2D.
El método que hemos utilizado fue elaborado en 1969 par R.B.Leighton y descrito en su artículo "Observations of solar magnetic fields in plage regions" ApJ, 1969, 130, 366.
Este método utiliza la substracción de imágenes. Operación fotográfica que necesitaba verdaderas acrobacias técnicas según lo que dijo J. C. Pecker en "La structure de la Photosphère"
C. de Jager, D. Reidel Publishing Compagny, Dordrech- Holland, 1965. Consiste en superponer punto por punto una imagen negativa A y un contratipo positivo de la imagen negativa B de gama conveniente. Las imágenes A y B que venian de dos scan sucesivos del sol con un espectroheliografo. El conjunto tenía que ser tambien replicado con aumento de contraste. Este método es hoy mucho más cómodo ya que se trabaja con imágenes numéricas tratadas en computadoras. Este método se expone más lejos.

Magnetografía 3D.
Los progresos en espectropolarimetría y el desarrollo de la modelización en computadoras permiten hoy obtener vistas en 3 dimensiones del campo magnético solar y estudiar su dinámica. Las potencias de cálculo son muy importantes.
La imagen a la derecha es el resultado de tal cálculo con el trazado de líneas de campo en vecindad de una mancha solar.
Foto:svs.gsfc.nasa.gov/.../Keyword/Spacescience.html.

A la izquierda un magnetograma SOHO/MDI combinado con el Potential-Field Source-Surface (PFSS) que permite calcular un modelo de las líneas del campo magnético en la baja corona, cuando estos modelos son comparados con los bucles visibles sobre las imagenes de TRACE , indica que esta zona puede engendrar erupciones (flares) en las próximos días.
Ver la página:http://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a000000/a003200/a003212/index.html
Se constituye une verdadera meteorología solar que tiende a predecir las acontecimientos.

Modelo 3D de campo magnético solar.

Principio del método.
Efecto Zeeman inverso ( líneas espectrales en absorción).
1:superficie del Sol vista por el observador.
N : mancha solar de polaridad Norte.
S : mancha solar de polaridad Sur.
2: imagen del sol en la hendidura de entrada del espectroscopio.
3: estrecha tira déterminada por la hendidura de entrada.
6: hoja l/4, ox eje rápido. Deux positions, à 90° l'une de l'autre, choisies alternativement au cours des scans successifs. Dos posiciones a 90° una de otra, escogidas alternativamente a lo largo de los escanes sucesivos.
7: polarizador rectilíneo fijo orientado a 45° de los ejes de la hoja l/4.
8: espectro grabado por el CCD. El lado violado està a izquierda, el lodo rojo a derecha.

La luz que viene del instrumento por la derecha (figura arriba) llega primero sobre la hendidura de entrada del espectroheliógrafo que recorta una fina tira. Ella sola será tratada por el espectroscopio . Se ve en la figura que dos manchas solares de polaridad opuestas han sido bisecadas por la linea. Sobre la de arriba, el vector campo se mete hacia el interior del Sol (flecha roja) mientras que sobre la de abajo emerge (flecha azul). Cuando el vector campoviene hacia el observador, o sea emerge (flecha azul) entonces la componiente de más corta longitud de onda del doblete Zeeman está constituida de vibraciones circulares de mismo sentido que la corriente magnetizante que produciría este vector. Es decir en el sentido inverso del sentido de las agujas de un reloj (sentido izquierdo). Es lo contrario para el caso rojo (sentido derecho). La luz encuentra entonces una hoja de mica l/4 de la que supondremos el eje rápido llevado por ox. La referencia xoy es recta en su plano orientado por el sentido de la luz. Si la luz incidente se polariza circularmente derecha (sentido agujas) su vector de Jones se escribe. La matriz de Jones de la hoja de mica l/4 se escribe. En la salida de la hoja de mica l/4 la vibración luminosa transmitida es descrita por el vector de Jones .
Si la recibe un polarizador lineal cuyo eje hace un ángulo de +45° con ox y pues de matriz que se escribe , entonces en la salida, el vector de Jones de la vibración luminosa es. La vibración se transmite con una intensidad igual a la intensidad de la vibración incidente.
Si al contrario la recibe un polarizador lineal cuyo eje hace un ángulo de -45° con ox, pues de matríz de Jones entonces en la salida el vector de Jones de la vibración luminosa es. Queda parada.

Reemprendamos este cálculo con la hipótesis de una vibración circular izquierda que llega a la hoja de mica l/4 que queda orientada con su eje rápido llevado por ox.
En la salida del conjunto "hoja de mica l/4" + "polarizador linear orientado a +45° del eje ox", la vibración luminosa tiene por vector de Jones o sea . Se queda pues parada.
En la salida del conjunto "hoja de mica l/4" + "polarizador linear orientado a -45° de l'axe ox", la vibración luminosa tiene por vector de Jones o sea

. La vibración se transmite pues con una intensidad igual a la intensidad de la vibración incidente.

Equivale pues totalmente hacer girar de 90° la hoja de mica l/4 o bien el polarizadór de salida como se puede comprobarlo fácilmente.
Me apareció más fácil mecánicamente optar por una rotación de la hoja de mica l/4 por causa de su situación y de la simetría del sistema. Fue pues esta solución la que escogimos para nuestro montaje.

El montaje

La calidad óptica de la hoja de mica l/4 es buena y su precio es bastante barato . Es rigurosamente l/4 para 633nm. Sin embargo puede usarse sin problemas entre 400 y 700 nm gracias a las propriedades ópticas del mica. Opté por usar principalmente la línea espectral de hierro Fe I 6302.5Å que ofrece un factor de Landé favorable g=2.5 o bien la línea espectral Fe I 5250.5Å (g=3.00) clásicamente utilizado en magnetografía en particular en el magnetografo del Mont Wilson (Mt. Wilson 150-Foot Solar Tower).

El dispositivo polarizante para la magnetometría solar.

El esquema óptico adaptado. La hoja l/4 está sostenida por el anillo de latón.

El tratamiento de las imágenes.

Ciertas líneas espectrales de absorción del espectro solar, como las citadas arriba e ilustradas abajo, son sensibles a la componente longitudinal del campo magnético ambiente en la zona donde nacen. Es decir en la fotoesfera o la baja cromoesfera. Esta sensibilidad la da el valor del factor de Landé , anotado g, situado entre 0 et 3.
Bajo el efecto de este campo magnético la línea espectral primitiva se desdobla en dos componentes G y D igualmente traslatadas a cada lado de esta línea ( verlos perfiles espectrales simulados abajo). Sus intensidades son iguales e iguales también a la mitad de la intensidad de la línea inicial. Si uno observa ayudándose con un analizadór circular, es decir una hoja de mica l/4 seguida por un polarizador linear a 45° de sus líneas neutras, se nota que una de las dos componentes puede siempre ser apagada por el analizador. Esta componente se restablece y la otra desparece al girar el analizador de 90°. Las dos componentes son polarizadas pues circularmente y en sentido inverso. La componente azul queda siempre constituida por las vibraciones de mismo sentido que la corriente magnetizadora que crearia al campo. La deslineación en l de cada una de las dos componentes es el doble de


(Para mas detalles, pulsar aquí)

Si suponemos que las líneas espectrales tienen un perfil gaussiano

el parámetro de Stokes V es dado por avec

Las dos componentes observadas por las dos posiciones de extinción del analizador son D=I +V yG=I -V. Permiten obtener et .

Las dos imágenes abajo ilustran las dos etapas de la manip. A la izquierda tenemos el principio del funcionamiento del par "hoja de mica l/4"+" polarizador a 45° de los ejes" que permite separar las dos polarizaciones circulares de sentidos opuestos y filtrarlas como dicho en el párrafo precedente.
Así vamos a adquirir dos series de imágenes espectrales que corresponden a cada uno de los dos sentidos de polarización circular. Una refleja las zonas de flujo magnético saliente (azul en la imagen). La otra, las de flujo magnético entrante (rojo en la imagen).

La imagen de la derecha ilustra la explotación de estas dos series de imágenes espectrales. Se aplica a cada una de ellas el tratamiento habitual de reconstrucción de una imagen solar monocromática.
Nos situamos en una de las alas de la línea magnetosensible escogida, por ejemplo la ala "azul" como en el dibujo abajo.
Por fin queda por calcular la diferencia de estas dos imágenes T-S que da el magnetograma definitivo..

Grabado del escan espectral.
1: superficie del Sol observadas con manchas de polaridades magnéticas opuestas.
2: espectro correspondiente ( con los sentidos de polarizaciones circulares).
3: hoja l/4 (Ox eje rápido) con sus dos orientaciones posibles, I o II.
4: espectro después de la hoja l/4 (con indicación de las direcciones de polarización).
5: analizador linear polaroid fijo.
6: espectro obtenido con la hoja l/4 en posición I o II.

Tratamiento de imagen y construcción del magnetograma.

7-8: se indicó en punteado la posición de la columna en las alas de la raya que sirve para construir la imagen monocromática del sol según el procedimiento indicado en la página
http://astrosurf.com/rondi/obs/shg/spectroheliogramme.htm
la imagen (9) en el ala azul BI ou BII,
la imagen (10) en el ala roja RI ou RII.
11: diferencia de las imagenes (9) et (10) : BI - RI.
12: diferencia de las imagenes (9) et (10) : BII - RII.
13: magnetograma definitivo, diferencia de las imágenes (11) et (12) : (BI - RI.) - (BII - RII).

Animaciones de la alternancia de las dos posiciones de la hoja l/4 y su efecto en el perfil de las líneas magnetosensibles.
Notar la insensibilidad de las líneas atmosféricas a la posición de la hoja l/4.

Para calcular las imágenes BG, RG, BD, RD consideramos los valores de la intensidad de la línea espectral por ambas partes de su eje : I(-3), I(-2), I(-1) en la ala azul, I(0) a centro, I(1), I(2), I(3) en la ala roja. Estos puntos de medida están presentados en los perfiles espectrales abajo en verde vivo para el ala izquierda del doblete Zeeman o rojo vivo para el ala derecha de éste.

Se simuló abajo un perfíl espectral de la línea FeI 5250Å tal cual se observa en nuestro SHG donde 1 pixel corresponde a 0.037Å. El perfil puede asimilarse a una gaussiana según la ecuación

es la intensidad de la línea en l.
es la intensidad del continum.
es la profundidad de la línea es decir la relacion: (Ic-I0)/Ic
es la desalineación lateral del centro de la línea en relación con los pixeles.
es la media anchura de la línea en el punto de inflexión de ésta.

En la imagen abajo a la izquierda la línea (negra) está perfectamente centrada en el pixel 20. En la de la derecha al contrario existe una desalineación de 0.010Å en relación con el eje del pixel 20. El problema es de saber cúal es el impacto de esta desalineación en el valor de I(-3)+I(-2)+I(-1)-I(1)-I(2)-I(3) =Azul - Rojo, que mide en cada una de las dos componentes Zeeman su desalineación en relación con el pixel 20. Esta es directamente proporcional al valor del campo magnético local B

Caso ideal de una línea (negra) centrada en la columna de pixeles número 20 y de sus dos alas de Zeeman desdobladas por un campo magnético local de 1000 gauss.

Caso de una línea (en noir) desalineada de 0.019Å en relación con la columna del pixel numéro 20 y de sus dos alas de Zeeman desdobladas por un campo magnético local de 1000 gauss.

Se simularon pues las variaciones de esta medida I(-3)+I(-2)+I(-1)-I(1)-I(2)-I(3)= Azul-Rojo con arreglo a los valores del campo magnético B para diversos valores del descentrado del eje de la línea respeto el pixel 20. Las valores de entre 0Å, 0.005Å, 0.010Å et 0.015Å se consideran abajo.

Variaciones de B-R con arreglo a B para varios valores del descentrado.

Parámetros de Stokes calculados a partir de las medidas simuladas para una línea centrada (negra) y para una línea descentrada de 0.010Å con une campo magnético de 1000 gauss.

Se nota la conservación de la linearidad, con un coeficiente director independiente de la desalineación lateral de la línea en relación con las filas de pixeles. En cambio esta desalineación hace variar la coordenada en el origen de las aproximaciones afines de estas "curvas" en una escala de -30 à 30 ADU para una desalineación lateral de la línea que varia de -1/2 pixel a1/2 pixel.
Bastará para corregir tal desalineatión con volver a dar cero a los valores de I(-3)+I(-2)+I(-1)-I(1)-I(2)-I(3) medidos en un trozo de la imagen del sol magnéticamente quieta por suma de una constante conveniente. Esta operación se efectuará en cada una de las diferencias antes de calcular la suma.


Resultado del cálculo de las sumas de las diferencias BG-RG et BD-RD.
I(-3)+I(-2)+I(-1)-I(1)-I(2)-I(3) izquierda menos I(-3)+I(-2)+I(-1)-I(1)-I(2)-I(3) derecha con arreglo a los diversos valores del campo magnético B.

Los dos rayas punteadas azules indican el nivel de ruido medio en la imagen final de orden de 30 ADU lo que limita mucho la detección de campo de menos de 100 gauss.

Intensidad de la imagen final con arreglo al valor del campo..

  
He aquí unas lineas clásicamente utilizadas para el estudio del campo magnético solar y el logro de magnetogramas.

Se caracterizan por su intensidad y el factor de Landé importante.

Nuestras observaciones con el espectroheliógrafo.

El diferencial de polarización circular se nota muy bien en el centro de la mancha pero se ve también al exterior de ésta lo que promete mucho para el porvenir...
Las dos imágenes de la izquierda se refieren a la línea Fe I 6302.5Å (g=2.49) y la de la derecha a la línea Fe I 5250.2Å (g=3.00).
La línea Ca I 6102.8Å (g=2.00) fue utilizada por R.B.Leighton. Las líneas Fe I 6173.3Å (g=2.5) y 5324.2Å (g=1.5) tienen la ventaja de estar aisladas, siendo la última la más intensa de todas pero con un factor de Landé bastante débil.
   

En las imagenes abajo se trata de ilustrar el principio y la sensibilidad del método de las diferencias.

La imagen de izquierda se obtiene haciendo la diferencia de imagen espectral de la línea 5250.2Å y de su simetria en relación con un eje vertical para la polarizacion izquierda. Se obtiene pues el perfil rojo menos azul notado BG-RG para la zona de la mancha NOAA0898b el 5 de julio 2006. A la derecha la misma diferencia en polarización derecha BD-RD. Notar la inversión de intensidad derecha-izquierda.
En el centro, el perfil fotométrico de esta diferencia (más al Este).
 A la derecha esta misma diferencia para una zona fuera de mancha G-D. A la derecha , la imagen D-G. Esto para la zona de la mancha NOAA0898b el 5 de julio 2006.
Más a la derecha el perfíl fotométrico de esta última diferencia para la línea Fe I 5250.2Å.
A la derecha esta misma diferencia para una zona fuera de mancha (más al Este).Se ve que otras líneas que las del hierro son utilizables del todo también, sobre todo Cr I 5247.6Å.
R.B.Leighton señala esta dificultad en el centro de las manchas donde, en la sombra, la imagen está muy insuficientemente expuesta. La señal es casi del mismo orden que el ruido y la diferencia R-B ya no da más que un colorido liso. En las zonas del magnetograma el campo magnetico ya no se divisa a pesar de su gran intensidad. Todo tiene que volver a lo normal si se adquieren imágenes buen expuestas a reserva de exponer más y pues de hacer inexplotables las zonas fuera de manchas.
Zona de la mancha bien expuesta. La sombra ya muestra la misma polaridad que la penumbra. Las zonas de colorido liso están demasiado expuestas. Ver la imagen de la derecha, diferencia R-B del espectro de la línea Fe I 6302.8Å por la posición de la raya indicada por el trazado vertical rojo.
NOAA8998b, le 1er juillet 2006 12h 37 TU.
Raie spectrale utilisée 6302.5A

7 ficheros 060701_6302_x. avi fueron ergistradas en Fe I 6302.5A.
(9 ficheros 060701_hax.avi en Ha).

El resultado magnetograma obtenido con nuestro SHG se ve arriba en las tres primeras imágenes a partir de la izquierda.

La hermosa mancha de NOAA0898 está hoy muy bien situada en el centro del disco solar, para un segundo intento de imágenes magnetográficas. Es la configuración ideal para detectar la componente del campo magnético paralelamente a la dirección de la línea de mira.
EL cielo se vela ligeramente por momento y la trasparencia no es uniforme a lo largo del tiempo.
El tratamiento resultará un poco complicado y obligará a no guardar algunos escanes.

Línea utilizada: Fe I 5250.5 Å (g=3.00).

4 scan 060704_5250_x.avi,
3 scans 060704_6302_x.avi
han sido registrados.
(2 ficheros 060704_hax.avi en Ha).

Una imagen izquierda de rojo (RG)
060704_5250_3

Una imagen izquierda de azul (BG)

Suma de estas imágenes
(para información RG+BG)

Résultado définitivo
(RG-BG)-(RD-BD)
Magnetograma
Hemos sumado entonces varios magnetogramas resultantes de escanes consecutivos para obtener el resultado final.
Comparación entre la imagen SOHO de resolución maxi a la izquierda y la imagen obtenida en nuestro SHG en espectromagnetografia, al centro y a la derecha. Se puede notar la buena conformidad.
AnimaciónSHG/SOHO

SEIT 171Å NOAA0898
SHG Juillan, Ha centro
Nuestra imagen SHG Ha centro pone en evidencia los bucles coronales, en penacho arriba y en haz de círculos a la derecha . Se ven bien en la imagen SEIT 171Å. La aplicación de un gradian rotacional en nuestra imagen permite hacerlos más visibles.
 
Gradian rotational de de la imagen arriba.

Fichier 060708_6302_12
SHG Juillan 10h13m TU
Magnétogramme
Fichier 060708_5250_3
SHG Juillan 10h13m TU
Magnétogramme

4 ficheros 060708_5250_x.avi,
4 ficheros 060708_6102_x.avi,
2 ficheros 0607078_6173_x.avi,
4 ficheros 060708_6302_x.avi (et 3 ficheros 060708_ha_x.avi).

Había dos zonas activas el 8 de julio de 2006

  

Zona activa del 24 de julio de 2006:NOAA0901.

Se ven arriba las etapas sucesivas de contrucción de un magnetograma por el método de las sumas y restos inspirado del de R.B.Leighton.
El escan en la vecindad de la línea Fe I 5250.2Å se compone de un va y ven norte/sur con 9 pasos consecutivos por encima de la zona NOAA 0901 por una duración de grabado de 6 mn.
En cada cambio de sentido la hoja de mica l/4 ve su orientación modificada de 90°. Del Sur al Norte con un ángulo de +45° con arreglo al polarizador analizador (sentido izquierdo en la figura) y del Norte al Sur con un ángulo de la hoja de mica de -45°con arreglo al polaroïd analizador (sentido derecho en el dibujo). El centro de la línea está en la columna 102 en las 1500 imágenes espectrales. Se construyen entonces las imágenes dopplergrammas calculando el resto lado azul menos lado rojo de la línea para cada una de los vaivenes:
(scan97+scan98+scan99+scan100)-(scan104+scan105+scan106+scan107)
Se acaba como dicho más arriba en la presentación calculando los restos de los vaivenes consecutivos izquierdo menos derecha, o sea (BG5-RG5)-(BD4-RD4) y (BG7-RG7)-(BD6-RD6). La suma de los cuatro magnetogramas obtenidos así, se ve al lado a la izquierda con varios presentaciones, negro y blanco o colores falsos.
Al lado a la izquierda un comparativo entre los resultados obtenidos en Juillan (Francia) con nuestro SHG (las 4 imágenes de arriba rodeadas de rojo) y los documentos de referencia de los observatorios profesionales (GONG et Mont Wilson). las dimensiones de nuestras imágenes fueron reducidas para que tuvieran la escala de las del GONG et du Mont Wilson.La presentación colores falsos pero iguales a los del observatorio del Mont Wilson indica la buena concordancia entre nuestro magnetograma obtenido en Juillan y el magnetograma de referencia del Mont Wilson que utiliza la misma línea de hierro.

En lo alto de las imágenes de izquierda, los magnetogramas de referencia de SOHO MDI el 24 de julio de 2006 a 0h35 TU.

Al lado el resultado del tratamiento del escan vaiven alternativo polarización izquierda-polarización derecha en el sentido Norte-Sur en la línea Fe 6302Å (fichero: 060724-6302-5).
Los 5 magnetogramas individuales obtenidos han sido sumados. El resultado se ve al lado arriba en negro y blanco.. Abajo la misma imagen pero con colores Mont Wilson. La tercera imagen se obtiene a partir de la primera imagen aplicándole un filtro gaussiano con s = 1 más los colores Mont Wilson.

En fín abajo, la imagen de referencia profesional : The 150-Foot Solar Tower Current Magnetogram.


(La imagen magnetograma completa del 24 de julio de 2006 se puede obtener pulsando aquí)
Animaciones que muestran alternativamente nuestro magnetograma SHG Juillan como arriba y el magnetograma del Mont Wilson con los mismos colores pero con dos ajustes diferentes de los niveles
NOAA0904 en la línea 6302.2 Å el 13 de agosto de 2006 a 10h00TU.
Imagen suma de los tres magnetogramas obtenidos a partir del escan 060813_6302_1 a 10h00 TU.
Aplicación de los colores tipo Mont Wilson en la imagen arriba.
Misma imagen con fundido gaussiano y aumento del contraste.
Se nota que los campos de +/-150 gauss estan perfectamente registrados. El límite de detección parece situarse alrededor de +/- 50 gauss lo que está en las predicciones estimadas arriba.
Más abajo de estos valores la señal está invadida por el ruido.
Comparar con el magnetograma de referencia del Mont Wilson.
(La imagen magnetograma completa del 13 de agosto de 2006 se puede obtener pulsando aquí)

Comparación entre nuestro resultado en el SHG Juillan y la imagen de referencia dada por el magnetograma Soho MDI : resultado satisfactorio.
El tiempo nublado con el que tuve que contentarme para tener claros de 6 mn para obtener estas imágenes magnetográficas no me permitió hacer imágenes de la misma zona en Ha.

¡Cielo muy nublado con nubes elevadas, transparencia mediana, nubes frecuentes!
A nuestro magnetograma le faltan contraste y claridad..

La situación en el limbo no hace fácil al trabajo...

NOAA AR0905
es la única zona activa el 29/08/2006

Unos campos de +/- 100 gauss están en evidencia. La imagen de referencia SOHO MDI está en el centro.
Intenté aquel día una observación completa de la zona activa NOAA 0905. Además del magnetograma ahora acostumbrado he hecho imágenes de la zona en Ca II K, al rededor de Ha y un dopplergrama así como una imagen espectroheliográfica en el continum cerca de Ha. Aquí abajo vienen los resultados.

Una sola zona aún activa NOAA 0905b de la que se puede seguir la evolución entre el 29 y el 30 de agosto de 2006.

 

El sol, el 30 de julio de 2006 en luz blanca.

  

La misma zona observada el mismo día en Ha y en el calcium Ca II K3 (el norte celeste está arriba).

30 de agosto de 2006, 13h17 TU, SHG Juillan (Francia): Exploraciones en l alrededor de la línea Ha

SHG Juillan(Francia),30 de agosto de 2006.
Hemos dibujado las huellas de las manchas y filamentos en nuestra imagen..
Dopplergrama en colores falsos : azul = hacia el exterior del Sol (blueshift), rojo-amarillo = hacia el interior del Sol (redshift).
En la imagen del centro abajo, el verde indica una velocidad nula, traducida por el blanco en la imagen abajo a la izquierda.

Traducción de los dopplergramas en velocidades:
Se puede medir la desalineación espectral y pues deducir las velocidades en las partes de los espectros que corresponden a las marcas verdes y rojas de las imágenes dopplergramas presentadas al lado en dos versiones : colores falsos a la izquierda y monocromo a la derecha.
Las desalineaciones notadas son del orden de 20 à 60 km/s hacia el rojo o hacia el azul según la zona.

A le izquierda, mediana de 3 magnetogramas SHG Juillan del escane 061102_gd6302_3 a las 10h18 TU. A la derecha, el magnetograma de referencia SoHo MDI smdi_maglc_fd_20061102_1605.gif

 

Los resultados.

Estos resultados que no me atrevía a esperar hace poco, confirman que la magnetografía solar está al alcance de los observadores aficionados que utilizan un espectroheliógrafo de construcción artesanal. Quiero agradecer a FREDRICK VEIOque soñaba con ver este propósito concretado y me encantó participar a la hermosa aventura que él impulsó e hizo vivir desde hace 40 años. Las páginas web de Fred Veio son una maravilla de precision y una mina de documentos!
Hoy, el 16 de agosto de 2006, SOLIS acaba de descubrir los primeros indicios del principio del nuevo ciclo solar. Los objetos interesantes van pues a multipliarse. Buenas observaciones en el futuro...

Bibliografia

Nuestra página que atañe a la polarización: http://astrosurf.com/rondi/theo/polarisation/index.htm
Howard, Robert F., “The Mount Wilson Solar Magnetograph: Scanning and Data System”,Solar Physics, Vol. 48, June 1976.
Babcock, Horace W., “The Solar Magnetograph”, Astrophysical Journal, 118, 387 (1953)
The Magnetograph (Solar Physics, mars 1963 pages 476 à 479)
Para ir más lejos...

Index espectroheliogafía

Acogida