Vector Magnetic Field associated with an Active Region Filament Observed by SUNRISE III/SCIP in the Ca II 8542 Å Line

Résumé technique : Champ magnétique vectoriel associé à un filament de région active observé par SUNRISE III/SCIP dans la raie Ca II 8542 Å

Énoncé du problème
Les filaments solaires sont des structures denses et froides suspendues dans la couronne chaude, dont la stabilité et l'éruption sont régies par les configurations magnétiques sous-jacentes. Bien que leur importance dans le déclenchement des éjections de masse coronale soit majeure, la mesure directe du vecteur de champ magnétique au sein des filaments reste difficile. Les investigations précédentes se sont principalement appuyées sur des raies spectrales telles que He I D3, Hα et Hβ, avec un passage récent vers le triplet He I 10830 Å. Cependant, la raie He I 10830 Å se forme dans la chromosphère supérieure et est sensible aux effets Hanle et Zeeman, ce qui complique l'interprétation. À l'inverse, la raie Ca II 8542 Å se forme dans la chromosphère inférieure, où l'effet Zeeman prédomine pour des champs magnétiques supérieurs à environ 100 G, simplifiant ainsi l'analyse. Malgré cet avantage, les observations polarimétriques des filaments dans la raie Ca II 8542 Å sont rares. Les études antérieures n'ont pu établir que des limites supérieures sur les intensités de champ transverse en raison d'une sensibilité insuffisante ou de signaux magnétiques faibles, et aucune détection claire de la composante transverse (polarisation linéaire) dans les filaments utilisant les raies infrarouges du Ca II n'avait été rapportée avant ce travail.

Méthodologie
Cette étude utilise des observations spectropolarimétriques à haute résolution spatiale obtenues le 15 juillet 2024, à l'aide du spectro-polarisateur infrarouge chromosphérique SCIP (Sunrise Chromospheric Infrared spectro-Polarimeter) embarqué sur l'observatoire de la montgolfière Sunrise III. La cible était un filament de région active proéminent situé près du centre du disque solaire, adjacent à la région active NOAA 13744. SCIP a réalisé une spectropolarimétrie de Stokes complète dans la bande 850 nm, capturant la raie chromosphérique Ca II 8542 Å (facteur de Landé effectif $g_{eff} = 1,1$) et la raie photosphérique Fe I 8468 Å.

Les données ont subi un étalonnage standard, incluant la soustraction du courant d'obscurité, la correction de plat de champ, la correction polarimétrique et l'élimination de la diaphonie (cross-talk). Le niveau de bruit estimé dans les signaux Stokes Q, U et V calibrés était d'environ $10^{-3}$ en unités d'intensité du continuum. Pour vérifier l'étalonnage, l'orientation de la polarisation linéaire a été recoupée avec des observations simultanées du spectro-polarisateur de Hinode et des données de taches solaires. Pour améliorer le rapport signal sur bruit (S/N), un regroupement spatial (binning) de $4 \times 4$ pixels a été appliqué aux cartes de polarisation linéaire, réduisant le bruit à $4 \times 10^{-4} I_{cont}$.

Les diagnostics de champ magnétique ont été effectués en utilisant l'approximation du champ faible (WFA - Weak Field Approximation). Cette méthode suppose que l'effet Zeeman domine la polarisation observée et que les contributions de l'effet Hanle sont négligeables. La WFA a été appliquée pour dériver le champ magnétique le long de la ligne de visée ($B_{LOS}$) et le champ magnétique transverse ($B_{\perp}$) à partir des profils de Stokes. Le champ $B_{LOS}$ pour la raie Fe I a été dérivé par la méthode du centre de gravité, tandis que la WFA a été utilisée pour les variables de la raie Ca II.

Résultats clés

1. Détection de la polarisation linéaire : L'étude rapporte la première détection sans ambiguïté de signaux de polarisation linéaire significatifs associés à un filament solaire dans la raie Ca II 8542 Å. Les signaux détectés dans la région du filament excédaient le niveau de bruit $2\sigma$ et présentaient une forme spectrale caractéristique à double lobe de Zeeman dans les Stokes Q et U, ce qui les distingue de la polarisation induite par la diffusion.
2. Intensité du champ magnétique : En utilisant la WFA, la force du champ magnétique le long de la ligne de visée ($B_{LOS}$) est d'environ $-80$ G. Le champ magnétique transverse ($B_{\perp}$) est estimé entre 300 et 500 G. Ces valeurs représentent les propriétés magnétiques intégrées le long de la ligne de visée à l'intérieur de la hauteur de formation de la raie Ca II 8542 Å, incluant probablement des contributions provenant à la fois des filaments et de la chromosphère sous-jacente.
3. Orientation du champ : L'orientation du vecteur de champ magnétique s'avère être presque parallèle à l'axe du filament dans la partie nord-est du filament (qui a été entièrement capturée dans le champ de vision). Les azimuts de polarisation linéaire s'alignent avec les structures filamenteuses observées dans la carte d'intensité du cœur de la raie.
4. Comparaison avec la photosphère : Le champ magnétique transverse photographique situé sous le filament est typiquement d'environ 180 G, ce qui est nettement inférieur aux 300–500 G dérivés pour la région chromosphérique au-dessus du filament. Cela suggère que le champ photographique seul ne peut expliquer l'intensité du champ chromosphérique déduit.
5. Signatures spectrales : Les profils de Stokes montrent une structure caractéristique à double lobe en polarisation linéaire, cohérente avec l'effet Zeeman transverse, tandis qu'aucun composant central à simple lobe significatif (indiquant une dominance de la diffusion) n'a été détecté.

Signification et revendications
Les auteurs affirment que ce travail constitue la première détection claire de la polarisation linéaire associée à un filament solaire utilisant la raie Ca II 8542 Å. Cette détection ouvre une nouvelle fenêtre de diagnostic pour sonder la structure magnétique vectorielle des filaments solaires dans la chromosphère inférieure, complétant les diagnostics existants basés sur l'hélium (He I) qui sondent la chromosphère supérieure.

Le succès de la détection est attribué à la haute sensibilité polarimétrique et à la fidélité spectrale de SCIP, combinées à l'environnement stable et sans effet de turbulence (seeing-free) de la plateforme de la montgolfière. La capacité d'effectuer un regroupage spatial efficace sans perdre d'informations spatiales critiques a permis l'extraction de signaux subtils que les instruments terrest$$es$$ précédents (tels que CRISP, SOLIS ou SPINOR) auraient pu manquer en raison de la gigue atmosphérique ou d'une sensibilité insuffisante.

Les résultats fournissent de nouvelles contraintes observationnelles sur les structures magnétiques des filaments, suggérant que les filaments de régions actives dans la chromosphère inférieure peuvent posséder des champs magnétiques plus forts et plus cohérents que ce qui avait été précédemment déduit des observations He I ou des limites supérieures. Bien que les auteurs notent que les hypothèses simplifiées de la WFA imposent une interprétation prudente des intensités de champ absolues, l'alignement du champ magnétique avec l'axe du filament soutient les modèles d'arcades fortement ciselées ou de tubes de flux faiblement torsadés. L'article conclut que ces découvertes démontrent la puissance de la spectropolarimétrie infrarouge à haute résolution pour des mesures routinières et quantitatives des champs magnétiques dans les filaments.