Coeficientes de transporte en astrofísica

Se exponen aquí los primeros resultados obtenidos para los coeficientes de transporte (conductividades térmica y eléctrica y otros) en condiciones típicas en astrofísica.Asociación Argentina de Astronomí

Funciones de distribución en No-Lte

Se están desarrollando método para resolver numéricamente las ecuaciones de Maxwell y las de Boltzmann en casos de interés en astrofísica, como: a) vientos estelares, donde la distribución de la materia está dominada por la radiación. b) regiones de transición cromosfera - corona y prominencia - corona donde la temperatura varía fuertemente respecto al "libre camino" de las partículas.Asociación Argentina de Astronomí

The Relation between the Radial Temperature Profile in the Chromosphere and the Solar Spectrum at Centimeter, Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared Wavelengths

Solar observations from millimeter to ultraviolet wavelengths show that there is a temperature minimum between photosphere and chromosphere. Analysis based on semi-empirical models locate this point at about 500 km over the photosphere. The consistency of these models has been tested by means of millimeter to infrared observations. In the present work, we show that variations of the theoretical radial temperature profile near the temperature minimum impacts the brightness temperature at centimeter, submillimeter, and infrared wavelengths, but the millimeter wavelength emission remains unchanged. We found a region between 500 and 1000 km over the photosphere that remains hidden to observations at the frequencies under study in this work.Comment: Accepted in Solar Physic

Perturbaciones a primer orden en la solución formal de las ecuaciones de transporte radiativo

En este trabajo se exponen modificaciones al método desarrollado por Fontenla para la resolución simultánea de las ecuaciones de transporte radiativo y equilibrio estadístico. Mediante dichas modificaciones se lleva el método al tipo de Newton-Raphson generalizado, hecho que mejoraría las condiciones de convergencia, particularmente en los casos de grandes espesores ópticos.Asociación Argentina de Astronomí

Formación de líneas espectrales fuera de equilibrio termodinámico en la atmósfera solar

Es sabido que para obtener perfiles de líneas fuera de equilibrio termodinámico, es necesario resolver en forma auto-consistente las ecuaciones de equilibrio estadístico y de transporte radiativo en la atmósfera. El programa que se presenta resuelve este problema en forma iterativa en base al método de Skumanich y Domenico. Las variables de entrada son el modelo, [Tₑ(h), nₑ(h), Mₐ.(h)] y la radiación incidente externa. Además de los perfiles de línea, se obtiene información complementaria sobre transformación de energía, opacldades, etc.Asociación Argentina de Astronomí

Modelos de vientos estelares en la región fotosférica

Es conocido, a partir de diversas observaciones astronómicas, que las atmósferas de las estrellas presentan frecuentemente movimientos de expansión en sus capas externas, como se manifiesta principalmente en las estrellas de tipos tempranos. En este trabajo se plantea el problema de cómo ese flujo de materia, al considerarse en las capas profundas de la fotosfera, modifica fundamentalmente la estructura de las mismas.Asociación Argentina de Astronomí

Formación de la línea Lyman α en la región de transición protuberancia-corona

Se presentan modelos de las capas de la región de transición protuberancia-corona en las cuales se forma el núcleo de la línea Ly α. Para calcular estos modelos se tiene en cuenta el balance de energía entre la radiación y la conducción suponiendo presión constante y balance de ionización. Además, se resuelven simultáneamente las ecuaciones de equilibrio estadístico y transporte radiativo fuera de equilibrio termodinámico local. A partir de estos modelos se calculan las líneas emitidas y los flujos totales y se establece un método para evaluar parámetros de esa región.Asociación Argentina de Astronomí

Stability of solar protuberances

This method of stability analysis was developed for stellar envelopes and it is extended to solar protuberances taking into account the boundary conditions of this case. This is a first approximation to the study of the stability of solar protuberances because this chemical compositions have been simplified. Only hydrogen in its fundamental state and ionized hydrogen have been considered. In the optically thick case, the instability depends on the incident radiation coming from the photosphere and chromosphere.Asociación Argentina de Astronomí

Estudio de espectros de protuberancias

Se midieron los anchos Doppler de las líneas H y K del Ca II, Hε, Hα y en dos casos la D₃ de He I. A partir de ellos se estimó la temperatura y la turbulencia de las regiones que emitirían esas líneas, suponiendo que se formaron en regiones de la misma microturbulencia. Se obtuvieron valores diferentes para diversas líneas y se encontró una relación entre el tipo de protuberancia y las diferencias de temperatura.Asociación Argentina de Astronomí