RT info:eu-repo/semantics/doctoralThesis
T1 Study of the magnetic structure of active region filaments
A1 Kuckein, Christoph
A2 Universidad de La Laguna - Departamento de Astrofísica
K1 Sol
K1 Física solar - Tesis inéditas
AB El objetivo de esta tesis es el estudio de la estructura magnética de filamentos solares en regiones activas (RAs) y esclarecer su formación y evolución. Mientras que se han observado en numerosas ocasiones (y con diferentes resoluciones espaciales) filamentos fuera de RAs y sobre el limbo solar, el número de observaciones de filamentos en RAs es realmente escaso en la literatura. Los filamentos en RAs son fenómenos importantes que pueden dar lugar a eyecciones de masa coronal (EMC) cuyo material puede ser expulsado hacia el espacio con velocidades muy grandes pudiendo afectar a la Tierra. Las EMC están asociadas con cambios globales del campo magnético en la corona. En base a estos objetivos, se han estudiado en detalle datos espectropolarimétricos de los cuatro perfiles de Stokes en la región espectral de 10830 A. Las observaciones fueron tomadas en julio de 2005 con el polarímetro TIP en la VTT en Tenerife. Se realizaron observaciones de un filamento en una RA. El filamento se encontraba sobre la línea de inversión de polaridad (LIP) perteneciente a una RA que se encontraba en su fase de decaimiento. La región espectral de 10830 A ofrece la ventaja de disponer de varias líneas espectrales relevantes que se pueden observar de manera simultánea. Entre estas líneas se encuentra el triplete cromosférico de helio, una línea fotosférica de silicio y dos líneas telúricas. Durante la campaña de observación se tomaron dos mapas el 3 de julio y siete mapas y una serie temporal el 5 de julio. Estos datos se han preparado cuidadosamente para ser analizados mediante diferentes códigos de inversión. Como resultado de las inversiones de los cuatro parámetros de Stokes (I,Q,U,V) del triplete de helio 10830 A se han obtenido los valores del campo magnético más fuertes jamás registrados (600-700 Gauss). El siguiente paso consistió en determinar la estructura magnética, en el sistema de referencia local del Sol, en la cromosfera. Para ello fue necesario resolver la ambigüedad de los 180 grados. Existen varios métodos para solucionar este problema. En esta tesis se usó la herramienta AZAM. Las imágenes de helio permitieron distinguir dos áreas diferentes del filamento: (1) un área que presenta un filamento con forma alargada y grosor fino que corresponde al eje principal del filamento y (2) un área donde el filamento aparece difuso y extenso. Desde el punto de vista magnético, la primera parte presenta líneas de campo alargadas (paralelas) al eje del filamento mientras que en la segunda parte las líneas de campo pasan gradualmente de ser paralelas al eje a una configuración de polaridad normal. Para entender la estructura magnética global del filamento se incluyó en el análisis la línea de silicio 10827 A, la cual nos proporcionó la distribución magnética en la fotosfera. Dicha estructura presenta las siguientes características: (1) debajo del eje del filamento la configuración de polaridad es inversa, (2) debajo del filamento difuso se observan penumbras huérfanas y poros. Las líneas de campo en estas estructuras son alargadas y paralelas a la LIP. Es de destacar que, por primera vez, se obtiene en un filamento de una RA el vector del campo magnético simultáneamente en la cromosfera y fotosfera. Del análisis del vector del campo magnético se dedujo que el filamento es soportado por líneas de campo con forma de hélice. El eje principal de la hélice se encuentra, en una parte del filamento en la cromosfera mientras que en la otra en la fotosfera. El eje en la fotosfera da lugar a la creación de penumbras huérfanas. Para confirmar la estructura magnética propuesta, se realizaron extrapolaciones del campo magnético bajo la aproximación no lineal y libre de fuerzas. Como novedad, al disponer de magnetogramas vectoriales en dos alturas diferentes, estas extrapolaciones se pudieron realizar desde la fotosfera y también desde la cromosfera. Las líneas de campo obtenidas en ambas extrapolaciones son consistentes entre ellas y además confirmaron la estructura magnética propuesta con forma de hélice. Al disponer de magnetogramas ve
YR 2012
FD 2012
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/21179
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/21179
LA es
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 25-may-2024