Analysis of the magnetic and dynamic structure of solar filaments

Resumen

Los filamentos y protuberancias solares han sido el foco de muchos estudios desde hace más de 200 años por ser uno de los fenómenos más fascinantes del Sol. Sin embargo, no es hasta ahora, con la instrumentación actual, nuestra potencia de cálculo y una consolidada teoría de generación y transporte de radiación polarizada que podemos estudiar estas estructuras con mayor precisión. Las protuberancias aparecen como condensaciones de plasma frío suspendidas a gran altura, con una estructura filamentosa. En lugar de caer a la superficie debido a la aceleración gravitatoria, pueden permanecer varias semanas sin apenas cambios. El campo magnético es el que parece sostener estas estructuras y a pesar de ser un ingrediente fundamental, el conocimiento sobre su topología exacta y su conectividad con la fotosfera es escaso hoy día. Después de todos estos años de estudio, los filamentos continúan presentando un desafío para el análisis observacional. La razón principal es la dificultad para obtener datos espectropolarimétricos con una precisión que haga posible estudiar las señales de polarización débiles que generan e inferir su campo magnético a partir de ellas. Dado que en este trabajo no estudiamos los filamentos como eventos aislados sino también su conexión con el medio, presentamos desde el comienzo de esta tesis una descripción general de la estructura del Sol y de los fenómenos característicos de cada capa. Esto nos permite entender la relación entre los filamentos y su entorno. También revisamos los aspectos más relevantes de los filamentos y su naturaleza magnética. El objetivo principal de este trabajo radica en la inferencia del campo magnético en filamentos a través de las señales de polarización de las líneas espectrales. Para ello hacemos una pequeña introducción sobre las ideas básicas de transporte radiativo y cómo utilizar el potencial de las líneas espectrales para inferir las propiedades del plasma. Además, discutimos en profundidad las propiedades de las líneas espectrales usadas en este trabajo: el multiplete He I 10830 Å y la línea Ca II 8542 Å; así como la instrumentación y los métodos utilizados para lograr los resultados de este trabajo. Para hacernos una idea de cómo se genera la polarización y hacer una correcta interpretación física de las observaciones, sintetizamos los parámetros de Stokes de algunos escenarios interesantes y estudiamos las señales del triplete He I 10830 Å. En concreto, analizamos cómo cambian las señales si tenemos varias estructuras en la línea de visión, un fenómeno común cuando observamos el “césped” de espículas en el limbo donde cada una contribuye a la polarización observada. Este efecto también es importante en observaciones en el disco donde estructuras (como los filamentos) están iluminadas desde abajo por una superficie solar que tiene, en principio, propiedades diferentes. Hasta la fecha, las señales de polarización provenientes de los filamentos en regiones activas se analizaban como si procedieran directamente de él, asignando valores de campo muy superiores (∼700 G) a los esperados de similares filamentos en zonas de Sol en calma (∼20 G). Basándonos en la idea de que un filamento iluminado por una región activa muy magnetizada podría generar una interpretación errónea, proponemos un modelo de dos componentes atmosféricas en la misma línea de visión. Este modelo permite además explicar de forma mucho más natural las señales de polarización observada. La conclusión importante de este experimento sugiere que los filamentos son transparentes a la radiación que proviene de la superficie. Consecuentemente, los valores altos de campo magnético podrían pertenecer al campo magnético producido por la cromosfera activa debajo del filamento y no al filamento en sí, cuestionando las intensidades exactas del campo magnético de estas estructuras medidas anteriormente. A continuación, estudiamos la topología magnética de un filamento de región activa mediante ob- servaciones espectropolarimétricas adquiridas con el instrumento GREGOR Infrared Spectrograph en el telescopio solar GREGOR. Su rango espectral nos permite mapear simultáneamente la cromosfera con la línea de He I 10830 Å y la fotosfera con la línea de Si I 10827 Å. Empezamos usando un modelo de una sola componente para inferir las propiedades magnéticas del filamento. Dado que el filamento se encuentra sobre la granulación, uno no esperaría una fuerte contaminación desde abajo. Sin embargo, hemos encontrado evidencias observacionales de la necesidad de modelos más complejos para explicar las observaciones. Con esto demostramos de nuevo que el filamento es transparente incluso a la polarización circular generada por una cromosfera de apenas unos 200 G. Finalmente, en un esfuerzo por estudiar la viabilidad de las inversiones de dos componentes, mostramos que el modelo es demasiado flexible y puede reproducir las observaciones con un alto número de configuraciones de campos magnéticos, lo que hace la interpretación mucho más compleja. Hasta ahora, el estudio magnético de filamentos y protuberancias se ha realizado usando los multipletes de He I en 10830 Å y 5876 Å. En la última parte de la tesis exploramos el potencial de la línea de Ca II en 8542 Å para el estudio de las propiedades magnéticas y dinámicas de filamentos solares. Para ello hemos utilizado el Swedish Solar Telescope, que consigue imágenes de una resolución espacial excelente y nos permite realizar mediciones espectropolarimétricas de la línea Ca II 8542 Å con el instrumento CRisp Imaging SpectroPolarimeter. Inferimos las propiedades de un filamento solar observado con este telescopio y discutimos la validez de los resultados debido a la suposición de equilibrio hidrostático usualmente incluida en los códigos de inversión. Para estudiar la dinámica global de la región y la evolución del filamento hemos utilizado otros telescopios como el Chromospheric Telescope y el Solar Dynamics Observatory. Mostramos que los métodos comúnmente usados en la fotosfera, como el Local Correlation Tracking, pueden no ser adecuados para estudiar el movimiento del plasma en la cromosfera. Finalmente, mostramos cómo un filamento solar a diferentes alturas puede generar perfiles de intensidad similares, demostrando que su altura no puede ser inferida a partir de inversiones espectroscópicas. Finalmente, contextualizamos los resultados de este trabajo con la idea de buscar nuevas estrategias de observación que ayuden a determinar el campo magnético de los filamentos solares de una manera más fiable en el futuro.