Introducción a la espectropolarimetría solar

Abstract

Spectropolarimetry is a branch of astrophysics that focuses on the study of the Sun by analyzing the polarized light that reaches us from it. This field of study has been very important in improving our knowledge of the different solar structures, as well as their magnetic fields, their different temperatures, among other characteristics. Throughout this work we will talk about the different solar structures, giving special importance to understanding how the solar magnetic field works, what exactly are the sunspots and what are their main parts (umbra and penumbra) and what the granulation of the surface of the sun consists of. Also, understanding theoretical concepts such as the Zeeman Effect and Stokes Parameters, the foundations have been laid to carry out a practical study using data from a satellite, the HINODE. These data obtained with spectropolarimetry techniques contain the profiles of the Stokes parameters (I, U, V, Q) in pixels at different wavelengths, of a specific area of the Sun, where two spectral lines of Fe I ( neutral iron). With these data from the Stokes Parameters we will be able to represent in the first place the different faces that make up the data cube for the intensity parameter I, the image that shows the sunspot that will be the object of study being especially important. In addition, the spectrograms of the X axes for the rest of the Stokes parameters have also been represented, as well as their profiles at different points of the solar continuum. Starting with the practical measurement process, in the first place, a calibration of the data has been carried out using the spectrum of the FTS[7] atlas to convert our data to wavelengths. Once this has been done and taking into account that some physical variables modify the spectra of the Stokes Parameters, we have been able to carry out a series of measurements. The first parameter measured was temperature, obtaining good results that account for the notable difference in temperature between the umbra and the calm sun. For the calculation of errors, the so-called Monte Carlo method has been used. Next, the values of the magnetic intensity in the study region have been measured, having to separate the calculations according to whether the criterion of strong field or weak field is fulfilled, obtaining as a result an image that accounts for the field differences in the different areas of the sunspot, as well as in the calm sun region. As expected, the results show that in the umbra area the magnetic field is much more intense than in the calm sun region. In this case, the error propagation method has been used. Finally, the velocities of the solar surface have been measured, obtaining as a result a fluctuation of 2Km/s. To his error, the Monte Carlo Method has been used again.. Finally, three correlations have been made between the different parameters studied, in order to understand more and draw better conclusions from the results. In the representation of the magnetic field against the temperature, it is verified that the areas corresponding to the umbra have a higher value of the magnetic field together with a much lower temperature, as a consequence of the differences in the level of the surface material in that region. . In the correlation between speed and temperature, where it is striking that the points are scattered on the graph between 2 and -2 km/s. This is possibly caused by scattering from the five-minute wobble of the solar surface, along with noise in the data. Finally. The correlation between the magnetic field and the speed was made, where the 5-minute oscillation of the solar surface becomes notable again. Yasaira Alvarez Torres ´ 2 Introducci´on a la Espectropolarimetr´ıa Solar Finally, to conclude the work, the most interesting phenomena that have been observed with these traditional measurement methods have been mentioned, such as the Zeeman Effect, which causes a splitting of the spectral lines, in this case, of Fe I. Said This splitting is what has allowed us to measure the magnetic field in the study region, thus obtaining good results from the umbra to the calm region. The 5-minute oscillation of the solar surface has also become notable, which today continues to occupy an important place in research and, finally, we have verified the phenomenon of convection, which is affecting the regions of the calm Sun, while in the area of the sunspot this does not happen.

La espectropolarimetr´ıa es una rama de la astrof´ısica que se centra en el estudio del Sol mediante el an´alisis de la luz polarizada que nos llega de ´el. Este ´ambito de estudio ha sido muy importante a la hora de mejorar nuestros conocimientos sobre las diferentes estructuras solares, as´ı como sobre sus campos magn´eticos, sus distintas temperaturas entre otras caracter´ısticas. A lo largo de este trabajo hablaremos de las diferentes estructuras solares, prestando especial importancia a entender c´omo funciona el campo magn´etico solar, que son exactamente las manchas solares y cu´ales son sus principales partes (umbra y penumbra) y en que consiste la granulaci´on de la superficie. Adem´as, entendiendo conceptos te´oricos como el Efecto Zeeman y los Par´ametros de Stokes, se sentar´an las bases para poder llevar a cabo un estudio pr´actico empleando los datos de un sat´elite, el HINODE. Dichos datos obtenidos con t´ecnicas de espectropolarimetr´ıa contienen los perfiles de los par´ametros de Stokes (I, U, V, Q) en p´ıxeles a diferentes longitudes de onda, de una zona concreta del Sol, donde se aprecian principalmente dos l´ıneas espectrales del Fe I (hierro neutro). Con esos datos de los Par´ametros de Stokes podremos representar en primer lugar las distintas caras que conforman el cubo de datos para el par´ametro de la intensidad I, siendo especialmente importante la imagen que muestra la mancha solar que ser´a objeto de estudio. Adem´as, se han representado tambi´en los espectrogramas de los ejes X para el resto de par´ametros de Stokes, as´ı como los perfiles de los mismos en diferentes puntos del continuo solar. Ya comenzando con el proceso practico de medida, en primer lugar, se ha realizado una calibraci´on de los datos empleando el espectro del atlas FTS para pasar nuestros datos a longitudes de onda. Una vez realizado esto y teniendo en cuenta que algunas variables f´ısicas modifican los espectros de los Par´ametros de Stokes, hemos podido llevar a cabo una serie de medidas. El primer par´ametro medido ha sido la temperatura, obteniendo buenos resultados que dan cuenta de la notable diferencia de temperatura entre la umbra y el sol en calma. Para el c´alculo de errores, se ha empleado el conocido como M´etodo de Montecarlo. A continuaci´on, se han medido los valores de la intensidad magn´etica en la regi´on de estudio, teniendo que separar los c´alculos seg´un se cumpla el criterio de campo fuerte o campo d´ebil, obteniendo como resultado una imagen que da cuenta de las diferencias de campo en las distintas zonas de la mancha solar, as´ı como en la regi´on de sol en calma. Tal como se esperaba, en los resultados se aprecia como en la zona de la umbra el campo magn´etico es mucho m´as intenso que en la regi´on de sol en calma. En este caso se ha empleado el m´etodo de propagaci´on de errores. Por ´ultimo, se ha medido las velocidades de la superficie solar, obteniendo como resultado una fluctuaci´on de las Yasaira Alvarez Torres ´ 3 Introducci´on a la Espectropolarimetr´ıa Solar mismas de 2Km/s. Por ultimo, se han realizado tres correlaciones entre los distintos par´ametros estudiados, para poder comprender m´as y sacar mejores conclusiones de los resultados. En la representaci´on del campo magn´etico frente a la temperatura se comprueba que las zonas correspondientes a la umbra poseen un valor m´as alto del campo magn´etico junto con una temperatura mucho m´as baja, como consecuencia de las diferencias de nivel del material de la superficie en esa regi´on. En la correlaci´on entre la velocidad y la temperatura, donde llama la atenci´on que los puntos est´an dispersados en la gr´afica entre 2 y -2 km/s. Esto posiblemente este causado por la dispersi´on originada por la oscilaci´on de cinco minutos de la superficie solar, junto con el ruido de los datos. Por ´ultimo. Se realiz´o la correlaci´on entre el campo magn´etico y la velocidad, donde se vuelve a hacer notable la oscilaci´on de 5 minutos de la superficie solar. Finalmente, para concluir el trabajo se han mencionado los fen´omenos m´as interesantes que se han conseguido observar con estos m´etodos tradicionales de medida, tales como el Efecto Zeeman, el cual provoca un desdoblamiento de las l´ıneas espectrales, en este caso, del Fe I. Dicho desdoblamiento es el que nos ha permitido medir el campo magn´etico en la regi´on de estudio, obteniendo as´ı buenos resultados desde la umbra hasta en la regi´on en calma. Tambi´en se ha hecho notable la oscilaci´on de 5 minutos de la superficie solar, la cual a d´ıa de hoy sigue ocupando un lugar importante en la investigaci´on y, por ´ultimo, hemos comprobado el fen´omeno de convecci´on, el cual est´a afectando a las regiones de sol en calma, mientras que en la zona de la mancha esto no sucede.