Viaje al infierno del Sol

‘Solar Orbiter’, un nuevo visitante en nuestra estrella.

Solar orbiter

Vivimos en una sociedad tecnológica en un mundo inconstante. Estamos a merced de unas fuerzas de la naturaleza de las que es difícil protegerse, incluso en el primer mundo. El huracán Katrina en Luisiana en 2005 o el tsunami en la central nuclear de Fukushima de 2011 son ejemplos muy paradigmáticos. Más allá de la Tierra también existen peligros que asedian al planeta entero. La amenaza del impacto de un asteroide es el más conocido, pero el Sol, nuestra estrella, también puede representar un riesgo para la civilización actual.

El 1 de septiembre de 1859, el astrónomo británico Richard C. Carrington observó, mientras hacía unos dibujos de un grupo de manchas solares, cómo entre ellas aparecía de repente un intenso estallido de luz blanca, lo que ahora se le llama una fulguración. Al cabo de dos días se produjeron las tormentas geomagnéticas más intensas registradas hasta aquel momento. Se observaron auroras boreales a latitudes tan bajas como Colombia (Cárdenas, Sánchez y Vargas Domínguez, 2016) y los sistemas telegráficos dejaron de funcionar en Europa y Norteamérica.

Pasados más de 150 años desde aquel suceso, tenemos suerte de que estas tormentas magnéticas se produzcan, según parece, solo con una periodicidad de 500 años. Si ocurrieran en la actualidad, los problemas en los satélites, en la red eléctrica, en Internet o en la navegación aérea y marítima serían inmensos y la situación posterior en la Tierra sería catastrófica.

«Conocer cómo funciona el Sol es esencial para la sociedad tecnológica»

Conocer, por tanto, cómo funciona el Sol es esencial para la supervivencia de la sociedad tecnológica. Es necesario prever cuándo y por qué puede crecer una nueva tormenta solar y cómo nos puede afectar. Por esta razón, aparte de un interés puramente científico, de ciencia básica, así como de otras influencias sobre la Tierra, nos hemos preocupado por estudiar el Sol de forma detallada, primero desde observatorios terrestres y, desde hace tres décadas, desde el espacio. Estos estudios se engloban dentro de la meteorología espacial, dedicada a estudiar y predecir las tormentas solares.

Disco solar

Disco solar completo en luz blanca observado desde el espacio con la nave SOHO. En la fotosfera se observan varios grupos de manchas solares, manifestación más visible de la intensa actividad magnética del Sol. Fue en 1859 cuando el astrónomo Richard C. Carrington observó que entre un grupo de manchas solares aparecía un intenso estallido de luz blanca. Dos días después se produjeron las tormentas geomagnéticas más intensas registradas hasta el momento. / Imagen: SOHO, instrumento MSI. ESA/NASA

SOHO, la gran misión al Sol

Ya hace veinte años que la misión conjunta SOHO (Solar Heliospheric Observatory) de las agencias espaciales europea y norteamericana, la ESA y la NASA, analiza de forma continuada nuestra estrella desde un punto de observación privilegiado de estabilidad gravitatoria a unos 1,5 millones de kilómetros de la Tierra. El satélite SOHO empezó las operaciones en mayo de 1996 y, con una duración nominal de la misión de dos años, acaba de superar veinte de funcionamiento. Ahora mismo es el satélite de observación solar más veterano de la historia. Vicent Domingo Codoñer, actualmente profesor honorario de la Universitat de València, fue director científico durante más de diez años.

Durante este tiempo, el conocimiento sobre el Sol ha crecido de forma exponencial gracias a los datos conseguidos por la docena de instrumentos científicos que viajan a bordo de SOHO. Ahora sabemos más sobre la estructura interna, las variaciones de brillo, la actividad magnética, el calentamiento de la atmósfera solar, los flujos de partículas y la interacción de estas con la magnetosfera terrestre (Balwin, Fleck y Müller, 2015). Asimismo, hay que destacar el interés del equipo de la misión por compartir en la web las imágenes y vídeos de forma diaria, lo que las ha puesto a disposición tanto de los científicos como del público en general.

«El interior de nuestra estrella se conoce mucho mejor después de analizar durante años las ondas acústicas solares, lo que se conoce como heliosismologia»

El interior de nuestra estrella se conoce ahora mucho mejor tras analizar durante años las ondas acústicas solares, lo que se conoce como heliosismología. Estas observaciones continuas han permitido determinar que la zona radiativa (más interna) gira como un sólido rígido, a diferencia de las capas más externas y turbulentas de la zona de convección. La fricción entre las capas en contacto genera y amplifica el campo magnético mediante el mecanismo llamado dinamo solar (Domingo y Marco, 2003).

Para conocer el campo magnético de las estructuras solares hay que hacer uso del fenómeno de la polarización de la luz. Su uso en astronomía es constante desde los estudios de Hale en 1908 y su aplicación a la física solar se hace desde los años cincuenta del siglo xx. En la imagen, ejemplo de polarización de la luz y tratamiento de esta, usada para obtener información del campo magnético. A partir de luz incidente con polarización aleatoria (no polarizada, izquierda), se pasa a luz polarizada linealmente al hacerla atravesar un polarizador lineal, que tan solo permite una dirección concreta de polarización (centro). Un retardador modifica la relación de polarización de la luz. En este caso, un retardador cuarto de onda transforma la luz polarizada linealmente en luz polarizada circularmente a izquierdas (derecha). / Imagen: Wikimedia/Enric Marco

Gracias a esta misión se han ensayado y puesto en práctica nuevas técnicas de análisis. Un ejemplo claro ha sido la heliosismología local, que permite analizar el interior solar en zonas muy concretas, como la estructura bajo la superficie de una mancha solar y, aún de una manera más espectacular, obtener información del lado opuesto del Sol y prever cuándo saldrá una mancha en la cara visible.

Dada la disponibilidad en tiempo real de los datos, los aficionados a la astronomía han convertido el satélite SOHO en el mayor instrumento para el descubrimiento de cometas, la mayoría de los cuales pasan rozando el Sol y no se habrían visto de ninguna otra forma. Los más de 3.000 cometas descubiertos hasta ahora demuestran el enorme interés del público por la misión.

«Gracias a la misión SOHO se sabe que nuestra estrella es un objeto muy dinámico y variable»

En definitiva, la misión SOHO ha cambiado la manera de ver el Sol. Ahora se sabe que nuestra estrella es un objeto muy dinámico y variable y que, a causa de las continuas emisiones de partículas cargadas del viento solar, su influencia llega mucho más lejos de lo que se pensaba. Los planetas, e incluso los distantes cometas y cuerpos helados más allá de Plutón, están inmersos en un viento solar cada vez más rarificado a medida que nos alejamos de nuestra estrella. Así pues, todo el sistema solar se encuentra dentro de la llamada heliosfera: una inmensa burbuja de un plasma magnetizado que nos separa y protege del espacio interestelar. En esta, las condiciones físicas están dominadas por el campo magnético del Sol, arrastrado por las partículas cargadas del viento solar.

Solar Orbiter, una nueva misión al Sol

A pesar de todo lo que sabemos ahora del Sol, no es suficiente para comprender bien cómo se crea y controla la heliosfera. Para componer una imagen coherente, es necesario estudiar de cerca el Sol para discernir el origen de las partículas presentes en la heliosfera y su relación con el campo y estudiar la evolución desde el interior solar hasta las capas más externas. Sin embargo, el diseño de una misión para acercarse al Sol conlleva un desafío tecnológico sin precedentes. El inmenso calor y el flujo variable de partículas energéticas solares que debería soportar la nave son retos difíciles de superar. Retos en los que ha estado trabajando el equipo de Solar Orbiter.

«La nave Solar Orbiter de la ESA será lanzada al espacio a principios del año 2020 y se aproximará enormemente a nuestra estrella»

La nave Solar Orbiter de la ESA será lanzada al espacio a principios de 2020 y se aproximará enormemente a nuestra estrella. La nave, de unos 1.800 kg, será enviada al espacio por un lanzador de la NASA y apuntará continuamente al Sol. Para proteger la delicada instrumentación científica del sobrecalientamiento, Solar Orbiter dispone de un escudo calorífico con ventanas especiales para permitir la observación de los instrumentos a bordo. Las simulaciones térmicas muestran que el escudo puede llegar hasta una temperatura de unos 500 °C, mientras que parte de la instrumentación trabaja en entornos controlados dentro de intervalos de temperaturas de varias decenas de grados. Además, la excentricidad de la órbita de Solar Orbiter posicionará el satélite desde las proximidades del Sol hasta prácticamente la distancia de la Tierra, generando enormes variaciones de temperatura, con valores que pueden llegar a estar por debajo de -150 °C. Hay que reconocer la audacia de los ingenieros europeos, que han conseguido que un gradiente de temperatura tan grande no sea un problema.

En la imagen, una emisión de masa coronal se dirige hacia la Tierra. El campo magnético terrestre reconducirá las partículas caregadas solares hacia las zonas polares (los objetos no están dibujados a escala). Una tormenta magnética de gran intensidad puede provocar graves problemas en los satélites, en la red eléctrica, en Internet o en la navegación aérea y marítima. / Imagen: SOJO/LASCO/EIT. ESA/NASA

En la imatge, una emissió de massa coronal es dirigeix cap a la Terra. El camp magnètic terrestre reconduirà les partícules carregades solars cap a les zones polars (els objectes no estan dibuixats a escala). Una tempesta magnètica de gran intensitat pot provocar greus problemes en els satèl·lits, en la xarxa elèctrica, en Internet o en la navegació aèria i marítima.[/caption]Si miramos la órbita que seguirá alrededor del Sol, observamos que Solar Orbiter es muy especial. Después de tres años de viaje con varias asistencias gravitatorias de la Tierra y de Venus para acelerarse, la nave alcanzará una órbita elíptica que la situará, en su punto más próximo al Sol, el perihelio, a solo 0,28 unidades astronómicas (42 millones de km), una distancia menor que la de Mercurio. Pero como la misión pretende explorar también las zonas de latitudes altas, aprovechará los empujones que le proporcionará Venus para salir progresivamente del plano de la órbita de la Tierra, la eclíptica, y, a lo largo de los siguientes cinco años, irá aumentando la inclinación de la órbita hasta llegar a los 33° al final de la misión, allá por 2027. Se obtendrá, así, una visión inédita de nuestra estrella: verla prácticamente desde arriba.

Para conseguir sus objetivos científicos, Solar Orbiter dispone de un conjunto de diez instrumentos. Cuatro de estos instrumentos harán medidas in situ de las propiedades de las partículas solares del medio interplanetario por donde viaja la nave, mientras que los otros seis observarán remotamente los fenómenos que tengan lugar en la atmósfera solar. El uso combinado de los datos recogidos de los instrumentos in situ y los de observación remota nos proporcionará una nueva perspectiva heliosférica, no alcanzada nunca antes por ninguna otra misión solar.

«Por primera vez será posible observar las estructuras en evolución en la superficie solar y en la heliosfera durante casi una rotación solar»

Será un avance sin precedentes porque se podrá seguir un fenómeno desde que se produce en la fotosfera, se verá cómo sus efectos se propagan por la cromosfera y la corona hasta que las partículas emitidas sean captadas por los instrumentos a bordo. Por ejemplo, una fulguración solar causada por una recombinación magnética en una zona activa solar, y que se observa desde la fotosfera hasta las capas atmosféricas superiores, sería captada primeramente por los instrumentos de detección remota en luz visible, ultravioleta y rayos X, mientras que los electrones acelerados emitidos serían observados en radio al salir del Sol. Finalmente, la energía de las partículas cargadas se mediría in situ al llegar a la nave. De este modo, diez instrumentos podrán seguir secuencialmente un mismo fenómeno solar. Pero además, como Solar Orbiter orbitará el Sol en el mismo sentido de giro de este, en la práctica se conseguirá reducir la velocidad relativa de rotación respecto a las estructuras solares. Por tanto, por primera vez será posible observar las estructuras en evolución en la superficie solar y en la heliosfera durante casi una rotación solar.

Campo magnético intenso

Pieter Zeeman descubrió en 1896 que, en presencia de un campo magnético intenso, las líneas espectrales producidas por la interacción de la luz con un elemento químico se podrían desdoblar en conjuntos de líneas. La distancia en longitud de onda de esta separación es proporcional a la intensidad del campo aplicado, con lo cual es una herramienta esencial para estudiar campos magnéticos. En la gráfica, ejemplo del efecto Zeeman en la línea de hierro neutro (Fe I) a 617,3 nm, observable en medidas de polarización producidas sintéticamente a partir de un campo magnético inclinado 40o con respecto a la línea de visión y con tres intensidades de campo diferentes: negro = 100 G, verde = 800 G, rojo = 2000 G. A la izquierda, se presenta la intensidad de la línea (I/Ic). En los casos negro y verde no se aprecia ninguna separación de la línea, mientras que en el caso rojo ya se identifican claramente las tres componentes del triplete y se puede hacer una estimación de la intensidad del campo. Sin embargo en medidas de polarización circular (derecha, V/Ic), el caso verde ya presenta amplitudes suficientemente altas para poder obtener el campo magnético.

Los instrumentos de observación in situ medirán continuamente a lo largo de la misión. Sin embargo, los de observación remota serán operativos solo durante tres períodos, de diez días de duración cada uno, en cada órbita de Solar Orbiter. Se situarán alrededor de la máxima y mínima heliolatitud, los puntos más separados del plano de la eclíptica, y el perihelio.

Los momentos de máxima aproximación al Sol serán, por supuesto, los de mayor interés científico, pero también los de mayor peligro para la misión. El escudo térmico protegerá la carga útil de la nave de manera efectiva en este período, pero algunos elementos como los paneles solares y la antena de alta ganancia sufrirán bastante en el encuentro. Está previsto que los paneles solares giren para mostrar al Sol una superficie menor, mientras que la antena se plegará bajo la nave. Por ello, durante este período crítico, la misión no podrá comunicarse con la Tierra. Deberá trabajar de manera autónoma y guardar todos los datos recogidos hasta que sea posible reenviarlos al control terrestre. Eso requiere el uso y preparación de exigentes técnicas –algunas aplicadas autónomamente por primera vez– de procesamiento y compresión de datos a bordo.

Nueve de los diez instrumentos han sido diseñados y construidos por centros de investigación europeos, entre ellos uno liderado y otro coliderado por equipos españoles: el Energetic Particle Detector (EPD) y el Polarimetric and Helioseismic Imager (SO/PHI). El EPD, instrumento de medidas in situ, está liderato por la Universidad de Alcalá de Henares, y tendrá como objetivo estudiar la composición, distribución y cadencia de las partículas energéticas y supratérmicas (con energías superiores a las del viento solar) de la heliosfera.

El campo magnético solar: el instrumento SO/PHI

SO/PHI, uno de los instrumentos de observación remota, es fruto de la colaboración entre instituciones de Alemania, España y Francia, principalmente. El Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA/CSIC) es coinvestigador principal de SO/PHI y lidera un consorcio de instituciones españolas entre las que está la Universitat de València, el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), el Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (INTA), la Universidad de Barcelona y la Universidad Politécnica de Madrid. Su misión es, primero, obtener imágenes del Sol en el visible y hacer medidas minuciosas de las velocidades del plasma en la línea de visión en la fotosfera. Con estos datos se determinará la dinámica de las estructuras solares y con técnicas de heliosismología se profundizará en el conocimiento del interior solar. Sin embargo, SO/PHI permitirá sobre todo observar, tanto en alta resolución como en el disco solar entero, el vector campo magnético, que es, de hecho, el nexo conector entre las diferentes capas de la atmósfera solar y la heliosfera.

«Fue el físico francés Étienne-Louis Malus quen, después de observar la luz reflejada en los vídrios del Palacio de Luxemburgo de París, en 1808, interpretó correctamente este fenómeno»

Para conocer el campo magnético de las estructuras solares hay que hacer uso del fenómeno de la polarización de la luz, propiedad relacionada con su dirección de oscilación. De hecho fue el físico francés Étienne-Louis Malus quien, tras observar la luz reflejada en los vidrios del Palacio de Luxemburgo de París, en 1808, interpretó correctamente este fenómeno antes estudiado por Newton y Huygens.

La polarización es una propiedad de la luz que se usa en muchos campos (geología, química, mecánica…) y aplicaciones (pantallas de teléfonos móviles, gafas de sol, cine 3D…). Su uso en astronomía, combinado con el efecto Zeeman, es constante desde los estudios de Hale en 1908, y se aplica a la física solar desde los años cincuenta del siglo xx.

Pieter Zeeman, físico neerlandés, descubrió en 1896 que, en presencia de un campo magnético intenso, las líneas espectrales producidas por la interacción de la luz con un elemento químico se podrían desdoblar en conjuntos de líneas; eso se debe a que el campo hace que los niveles atómicos de los elementos químicos puedan separarse en subniveles, lo que permite la aparición de más líneas espectrales que la original. La distancia en longitud de onda de esta separación es proporcional a la intensidad del campo aplicado, por lo que proporciona una herramienta esencial para estudiar campos magnéticos. No obstante, dependiendo del campo y del medio, aunque las líneas se hayan dividido, quizá no se distingan como independientes. Pero las líneas espectrales afectadas por el efecto Zeeman están, además, polarizadas de manera diferente, por lo que la combinación de la polarización con este efecto permite investigar campos aunque estos no sean muy intensos.

«Un buen sistema óptico permitiría ver el principal factor de la activitat solar en 3D después de un complejo procesamiento de la información»

En eso consiste el enorme interés que la física muestra en los últimos años por la polarización que presenta la luz que proviene de las estructuras magnéticas solares (Del Toro Iniesta, 2003). Un buen sistema óptico formado por un telescopio, un espectroscopio y un elemento compuesto por polarizadores y retardadores para analizar la polarización de la luz permitiría determinar el vector campo magnético, en intensidad y dirección, y, como quien dice, ver el principal factor de la actividad solar en 3D después de un complejo procesamiento de la información.

SO/PHI es básicamente un sofisticado espectropolarímetro capaz de medir todas las componentes espaciales del campo magnético y la velocidad radial haciendo uso de los efectos Zeeman y Doppler, respectivamente, con la línea espectral de hierro neutro (Fe I) a 617,3 nm. La parte óptica se completa con dos telescopios de distinta apertura que permitirán obtener, alternadamente, imágenes en alta resolución de estructuras solares con resoluciones de 100 km, o bien imágenes del Sol completo con resoluciones de unos 700 km, ambos en el momento de máxima aproximación a nuestra estrella. Para el análisis polarimétrico, cada uno de estos telescopios dispone de una unidad de polarimetría, diseñada en España y formada por dos retardadores de cristal líquido y un polarizador lineal. Esta tecnología volará por primera vez al espacio en el instrumento SO/PHI (Solanki et al., 2015).

Observatori Sunrise

Despegue del observatorio solar Sunrise desde la base de Kiruna (Suecia) en 2009. A la derecha, se encuentra el globo estratosférico que lo elevó a 36 km de altura. A la izquierda, sujeto con una grúa durante el predespegue, se puede ver el telescopio entre las placas solares del observatorio Sunrise. Como parte de la instrumentación científica se encuentra el magnetógrafo IMaX, predecesor del espectropolarímetro SO/PHI, que viajará en Solar Orbiter./ Foto: José Luis Gasent

La tecnología de SO/PHI es heredera de la del magnetógrafo IMaX (Imaging Magnetograph eXperiment), que fue diseñado y construido completamente por un consorcio de universidades y centros de investigación españoles como el que trabaja en SO/PHI. El instrumento IMaX, liderado por el IAC, forma parte del observatorio solar Sunrise, que se elevó en un globo hasta la estratosfera durante unos días del verano ártico de 2009 y 2013. Esta misión es una colaboración entre Alemania, España y los EE UU. Con un telescopio de un metro de apertura, los dos vuelos de Sunrise consiguieron una buena serie de imágenes de la fotosfera y la cromosfera solar con una resolución espacial y temporal sin precedentes; en parte gracias al vuelo estratosférico, que permite observar libre de la mayor parte de la atmósfera y de sus perturbaciones, así como poder recibir luz de bandas ultravioletas para observar la cromosfera. Sin embargo, además de toda la ciencia obtenida y publicaciones generadas, Sunrise ha servido de plataforma para probar tecnologías espaciales a unos 36 km de altura a costes razonables. Está previsto que este observatorio se vuelva a lanzar el año 2020, con instrumentación renovada y con la colaboración también de Japón.

Carga útil a bordo del Solar Orbiter

Carga útil a bordo de Solar Orbiter. En esta representación una pared lateral se ha eliminado para exponer los instrumentos. En la parte superior se sitúan la cámara heliosférica SoloHI, el detector de partículas energéticas EPD así como STIX, el espectrómetro de rayos X. En la parte central están la cámara ultravioleta EUI y el coronógrafo METIS. El instrumento SO/PHI se encuentra en la parte inferior. SPICE, la cámara espectral del entorno coronal, no es visible en la imagen. En la barra posterior se sitúan la mayoría de instrumentos in situ, como el magnetómetro MAG, el detector de ondas de plasma y radio RPW y el analizador de plasma de viento solar SWA. / Imagen: ESA

«La tecnología de SO/PHI tratará de responder a un gran número de problemas cruciales en física solar»

SO/PHI tratará de responder a un gran número de problemas cruciales en física solar, algunos de ellos solo con los datos adquiridos por él mismo y en otras ocasiones en combinación con datos del resto de instrumentos a bordo. Así, SO/PHI nos dará el primer mapa de los campos magnéticos de las zonas polares del Sol, porque tiene la ventaja de que observará fuera de la eclíptica. Además, se aprovechará de la reducida rotación aparente del Sol para hacer un seguimiento casi radial de los elementos magnéticos solares y se evitará de esta manera el molesto escorzo que distorsiona las medidas de velocidad del plasma.

Hasta las puertas del infierno solar

Algunas misiones previas a Solar Orbiter han compartido alguna de sus características (como Ulysses, STEREO…), pero esta será la primera que combine imágenes fuera de la eclíptica con la posibilidad de generar estereográficas (en colaboración con observatorios terrestres y espaciales, como el Solar Dynamics Observatory o SOHO) gracias a que observará alejado de la línea Sol-Tierra y con los instrumentos de observación remota e in situ. Es por eso que se convertirá en una misión única.

En 2018, la NASA enviará también al espacio el observatorio solar Solar Probe Plus, que se acercará de forma suicida al Sol, hasta unos 6,5 millones de kilómetros. Esta misión, sin embargo, llevará principalmente instrumentos de observación in situ, complementados con imágenes remotas de la corona y la heliosfera. Tendrá que ser la nave Solar Orbiter la que dé la información magnética necesaria para poder interpretar los datos de la sonda americana.

Nos esperan unos años de nervios por el éxito de la misión y por los resultados obtenidos. Y de la misma forma que el satélite SOHO nos ofreció un nuevo Sol, Solar Orbiter, que viajará hasta las puertas del infierno solar, permitirá dar un paso de gigante en el conocimiento de nuestra estrella.

Referencias

Balwin, E., Fleck, B., & Müller, D. (2015). SOHO: Two decades of observing the Sun. ESA Bulletin, 163, 16–23. Disponible en http://esamultimedia.esa.int/multimedia/publications/ESA-Bulletin-163/

Cárdenas, M., Sánchez, C., & Vargas Domínguez, S. (2016). The grand aurorae borealis seen in Colombia in 1859. Advances in Space Research, 57(1), 257–267. doi: 10.1016/j.asr.2015.08.026

Del Toro Iniesta, J. C. (2003). Introduction to spectropolarimetry. Cambridge: Cambridge University Press.

Domingo, V., & Marco, E. (2003). El Sol des de l’espai. Mètode, 37, 22–28. Disponible en metode.cat/revistes-metode/article/el-sol-des-de-l-espai.html

Solanki, S. K., Del Toro Iniesta, J. C., Woch, J., Gandorfer, A., Hirzberger, J., Schmidt, W., ... SO/PHI team. (2015). The polarimetric and helioseismic imager for Solar Orbiter: SO/PHI. Proceedings of the International Astronomical Union, 10(305), 108–113. doi: 10.1017/S1743921315004615

 

Información actualizada el 20 de junio de 2018.

© Mètode 2018 - 93. Los problemas del milenio - Primavera 2017

Doctor en Física Solar. Técnico superior de investigación del Departamento de Astronomía y Astrofísica de la Universitat de València. Colaborador de los proyectos IMaX (Imaging Magnetograph eXperiment) y SO/PHI (Solar Orbiter Polarimetric and Helioseismic Imager).

Ingeniero de telecomunicación. Técnico superior de investigación del Grupo de Astronomía y Ciencias del Espacio (Laboratorio de Procesado de Imágenes) de la Universitat de València. Gestor de proyectos de investigación relacionados con la instrumentación espacial (como IMaX y SO/PHI).

Doctor en Física Solar. Técnico superior de investigación del Grupo de Astronomía y Ciencias del Espacio (Laboratorio de Procesado de Imágenes) de la Universitat de València. Coinvestigador de los proyectos IMaX (Imaging Magnetograph eXperiment) y SO/PHI (Solar Orbiter Polarimetric and Helioseismic Imager)

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