Se han analizado series temporales de las fluctuaciones de la irradiancia solar integrada sobre el disco provenientes del experimento espacial "Variability of the solar IRradiance and Gravity Oscillations" (VIRGO) durante dos épocas correspondientes una, a un máximo de actividad magnética, y la otra, a un mínimo. En cada caso, se han ajustado las distintas componentes de señal periódica (oscilación fotosférica) y no periódica, causada por las heterogeneidades espaciales y temporales presentes en la fotosfera solar. Principalmente, se identifican las componentes no perióodicas correspondientes a la convección (granulación y supergranulación) y la influencia conjunta de las regiones activas (manchas solares, fáculas, etc.). Se ha aplicado el modelo Harvey (1984) para ajustar dichas contribuciones determinando tiempos de vida media de cada una de ellas, obteniendo para la granulación solar un tiempo de vida media entre 210s y 260s, sin variaciones significativas del máximo al mínimo de actividad. Se ha hallado necesario incluir en el modelo una componente no periódica adicional con tiempos de vida media de unos 70s que, por su proximidad con el tiempo de vida media de la granulación y a tenor de las observaciones de alta resolución espacial existentes de la fotosfera solar (Del Moro, 2004), se asocia también a un patrón granular, pero con distinta escala temporal.
Se ha desarrollado un modelo de simulaciones numéricas fenomenológicas de la irradiancia del disco solar que incluye granulación, supergranulación, manchas solares, rotación diferencial y oscurecimiento centro-borde; todo ello basado en observaciones de alta resolución espacial del Sol. Las simulaciones reproducen satisfactoriamente la parte de señal solar que se incluye en el modelo (los modos acústicos no están implementados) tanto en el dominio temporal (la serie temporal) como en el de frecuencias (el espectro de potencias). Esta herramienta se puede emplear para simular no solamente el Sol, sino también otras estrellas.
Se han empleado las observaciones englobadas en el proyecto "STellar Astrophysics & Research on Exoplanets" (STARE) (destinado a la detección de planetas por el método de tránsitos) que se caracterizan por ser de larga duración (más de un mes) y se realizan sobre un campo de gran tamaño 6ºx6º. lo que permite obtener series temporales fotométricas de gran cantidad de estrellas. Se han clasificado estas estrellas en función de su diferencia de color J-Ks del catálogo "Two Micron All Sky Survey" (2MASS) y se han seleccionado varios conjuntos de estrellas de Secuencia Principal de tipo espectral cercano al solar: 4 estrellas de tipo espectral A, 50 de tipo espectral F, G y K, y 29 de tipo espectral M; obteniendo los respectivos espectros de potencias promedio representativos de cada tipo espectral. En la región de frecuencias donde se espera señal de granulación se ha ajustado una función potencial del tipo P(f) = Af^B que equivale a realizar un ajuste lineal en el plano log P vs log f. Se ha encontrado que la pendiente crece, en valor absoluto, con lo tardío del tipo espectral (de F a M). También se han llevado a cabo observaciones con los telescopios "Optical Ground Station" (OGS) del Observatorio del Teide (OT) e "Isaac Newton Telescope" (INT) del Observatorio del Roque de los Muchachos (ORM) de un mismo campo para obtener series fotométricas de un conjunto de estrellas catalogadas como de tipo espectral cercano al solar para efectuar un estudio análogo. Para llevar a cabo el proceso de reducción fotométrica se ha desarrollado un código específico para el tratamiento de fuentes puntuales fuera de foco (en forma de anillo), pues las observaciones se han realizado de este modo adoptando técnicas de fotometría de ultra-alta precisión. Los resultados de los ajustes indican la misma tendencia encontrada para el campo de STARE pero sólo de G a M.
Se han comparado las pendientes B del espectro de potencias del Sol (de tipo espectral G2) en ciertas regiones clave del mismo y se han comparado con los resultados obtenidos para conjuntos de estrellas de tipo espectral G. En el caso de estas últimas, las pendientes medidas son menores, en valor absoluto, debido principalmente a la presencia de ruido procedente de la reducción fotométrica y al efecto adverso de la atmósfera terrestre (centelleo), además de las interrupciones que conforman la ventana observacional. Por otro lado, en base a una medida existente en la literatura de B sobre el espectro de potencias de alfa Cen A, estrella del mismo tipo espectral que el Sol, y a distintas realizaciones de la simulación fenomenológica, se ha estimado el tiempo de vida característico de la granulación en dicha estrella en 240s.
Se han analizado observaciones recientes realizadas desde el espacio por la misión "Micro-variability and Oscillations of Stars" (MOST) de Procyon A, una estrella de tipo espectral F5. La serie temporal tiene un ruido suficientemente bajo como para realizar un estudio individualizado que ha permitido estimar, con la ayuda del modelo de simulaciones numéricas fenomenológicas desarrollado, que el tiempo de vida de la granulación en Procyon A es entre 120s y 240s. La amplitud raíz cuadrática media de la misma en el dominio temporal se ha estimado en 230ppm, unas diez veces mayor que la ajustada en el Sol.
También se ha realizado un estudio preliminar de los datos del satélite espacial "Convection Rotation and planetary Transits" (CoRoT) que pertenecen al programa de búsqueda de planetas, donde se ha encontrado que en la zona del espectro donde en el Sol se localizan la supergranulación y las regiones activas, |B| crece del tipo espectral F al M. La presencia de la frecuencia orbital del satélite en los datos ha impedido llegar a conclusiones en la región en la que debiera de dominar la señal de granulación.
La comprensión de la señal no periódica presente en estrellas de tipo espectral cercano al solar va a ser crucial a la hora de analizar la gran cantidad de datos que están suministrando misiones espaciales como CoRoT, por ejemplo, para establecer límites para la detectabilidad de modos acústicos en otras estrellas; y su caracterización va a incidir sobre la teoría de evolución estelar y puede aportar claves que ayuden al refinamiento de modelos teóricos detallados de la convección en estrellas distintas al Sol.