The First Radio Spectrum of a Rapidly Rotating A-type Star

Sat, 01 May 2021 00:00:00 +0000

The MESAS Project: ALMA Observations of the F-type Stars γ Lep, γ Vir A, and γ Vir B

Thu, 07 May 2020 00:00:00 +0000

Nonlinear Convergence of Solar-like Stars Chromospheres Using Millimeter, Submillimeter, and Infrared Observations

Tue, 07 Jan 2020 00:00:00 +0000

The MESAS Project: Long-wavelength Follow-up Observations of Sirius A

Sun, 07 Apr 2019 00:00:00 +0000

ALMA's view of the nearest neighbors to the Sun. The submm/mm SEDs of the α Centauri binary and a new source

Fri, 07 Oct 2016 00:00:00 +0000

Kinich Pakal

Wed, 27 Apr 2016 00:00:00 +0000

La atmósfera de las estrellas de tipo solar está compuesta por la fotosfera, la cromosfera, la zona de transición y la corona. La cromosfera es la capa donde la temperatura va de 4000 K a 8000 K y se estudia en longitudes de onda ultravioleta, visible, infrarroja, milimétrica y (sub) milimétrica (Wedemeyer et al. 2016) ¹. Los primeros modelos cromosféricos se obtuvieron gracias a las observaciones ultravioleta (Vernazza et al. 1981; Avrett & Loeser 2008) ² ³. Sin embargo, observaciones recientes realizadas con el Telescopio Solar Submilimétrico (SST) y el Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA) han demostrado que la cromosfera tiene temperaturas más bajas de lo esperado por los modelos ultravioleta (Linsky 2017). ⁴

Hemos desarrollado el código KINICH-PAKAL (Tapia-Vázquez, & De la Luz 2020) ⁵ que utiliza el algoritmo Levenberg-Marquard como método de ajuste no lineal, PAKAL-MPI como modelo cromosférico de la atmósfera solar y observaciones en longitudes de onda que van desde el infrarrojo al milímetro para generar un modelo más preciso de las cromosferas de las estrellas de tipo solar. KINICH-PAKAL nos ha permitido estudiar en detalle cómo cambian las condiciones físicas de la atmósfera en función de su temperatura efectiva. El desarrollo de estos modelos es necesario para estudios de discos de escombros (White et al. 2018) ⁶, estudiar las condiciones bajo las cuales se forman las erupciones (MacGregor et al. 2018) ⁷ y los posibles mecanismos físicos de variaciones de flujo en el estrellas (Liseau 2019) ⁸.

Referencias

Wedemeyer, S., Bastian, T., Brajša, R., et al. 2016, SSRv, 200, 1. ↩︎
Vernazza, J. E., Avrett, E. H., & Loeser, R. 1981, ApJS,45, 635. ↩︎
Avrett, E. H., & Loeser, R. 2008, ApJS, 175, 229. ↩︎
Linsky, J. L. 2017, ARA&A, 55, 159. ↩︎
Tapia-Vázquez, F., & De la Luz, V. 2020, ApJS, 246, 5. ↩︎
White, J.A., Aufdenberg, J., Boley, A.C., 2018, ApJ,859(2), p.102. ↩︎
MacGregor, M. A., Weinberger, A. J., Wilner, D. J., Kowalski, A. F., & Cranmer, S. R. 2018, ApJ, 855, L2. ↩︎
Liseau, R. 2019, arXiv:1904.03043. ↩︎

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