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

Sintesi Tecnica: Campo Magnetico Vettoriale Associato a un Filamento di Regione Attiva Osservato da SUNRISE III/SCIP nella Riga Ca II 8542 Å

Definizione del Problema
I filamenti solari sono strutture dense e fredde sospese nella corona calda, la cui stabilità e l'espulsione sono governate dalle configurazioni del campo magnetico sottostante. Nonostante la loro importanza nel innescare espulsioni di massa coronale, le misurazioni dirette del vettore del campo magnetico all'interno dei filamenti rimangono problematiche. Le indagini precedenti si sono basate principalmente su righe spettrali come He I D3, Hα e Hβ, con uno spostamento recente verso il tripletto He I 10830 Å. Tuttavia, la riga He I 10830 Å si forma nella cromosfera superiore ed è sensibile sia agli effetti Hanle che Zeeman, complicandone l'interpretazione. Al contrario, la riga Ca II 8542 Å si forma nella cromosfera inferiore, dove l'effetto Zeeman domina per campi magnetici più forti di ~100 G, semplificando l'analisi. Nonostante questo vantaggio, le osservazioni polarimetriche dei filamenti nella riga Ca II 8542 Å sono scarse. Gli studi precedenti potevano solo stabilire limiti superiori sulla forza del campo trasverso a causa della sensibilità insufficiente o di segnali magnetici deboli, e nessuna chiara rilevazione della componente trasversa (polarizzazione lineare) nei filamenti utilizzando righe Ca II nell'infrarosso era stata riportata prima di questo lavoro.

Metodologia
Questo studio utilizza osservazioni spettropolarimetriche ad alta risoluzione spaziale ottenute il 15 luglio 2024, tramite lo spettropolarimetro cromosferico nell'infrarosso (SCIP) a bordo dell'osservatorio aerostatico Sunrise III. Il bersaglio era un prominente filamento di regione attiva situato vicino al centro del disco solare, adiacente alla regione attiva NOAA 13744. SCIP ha eseguito la spettropolarimetria full-Stokes nella banda 850 nm, catturando la riga cromosferica Ca II 8542 Å (fattore di Landé effettivo $g_{eff} = 1.1$) e la riga fotosferica Fe I 8468 Å.

I dati sono stati sottoposti a calibrazione standard, inclusa la sottrazione della corrente oscura, la correzione del flat-field, la correzione polarimetrica e la rimozione del cross-talk. Il livello di rumore stimato nei segnali Stokes Q, U e V calibrati era di circa $10^{-3}$ in unità di intensità del continuo. Per verificare la calibrazione, l'orientamento della polarizzazione lineare è stato incrociato con le simultanee osservazioni dello spettropolarimetro Hinode e con i dati delle macchie solari. Per migliorare il rapporto segnale-rumore (S/N), è stato applicato il raggruppamento spaziale (binning) di $4 \times 4$ pixel alle mappe di polarizzazione lineare, riducendo il rumore a $4 \times 10^{-4} I_{cont}$.

Le diagnostiche del campo magnetico sono state eseguite utilizzando l'Approssimazione di Campo Debole (WFA). Questo metodo assume che l'effetto Zeeman domini la polarizzazione osservata e che i contributi Hanle siano trascurabili. La WFA è stata applicata per derivare il campo magnetico lungo la linea di vista ($B_{LOS}$) e il campo magnetico trasverso ($B_{\perp}$) dai profili Stokes. Il campo $B_{LOS}$ per la riga Fe I è stato derivato con il metodo del centro di gravità, mentre la WFA è stata utilizzata per le variabili della riga Ca II.

Risultati Chiave

1. Rilevazione della Polarizzazione Lineare: Lo studio riporta la prima rilevazione univoca di segnali significativi di polarizzazione lineare associati a un filamento solare nella riga Ca II 8542 Å. I segnali rilevati nella regione del filamento superavano il livello di rumore $2\sigma$ ed esibivano una caratteristica forma spettrale a doppio lobo Zeeman negli Stokes Q e U, distinguendosi dalla polarizzazione indotta dallo scattering.
2. Forza del Campo Magnetico: Utilizzando la WFA, la forza del campo magnetico derivata lungo la linea di vista ($B_{LOS}$) è di circa $-80$ G. Il campo magnetico trasverso ($B_{\perp}$) è stimato tra 300 e 500 G. Questi valori rappresentano proprietà magnetiche integrate lungo la linea di vista all'interno dell'altezza di formazione della riga Ca II 8542 Å, includendo probabilmente i contributi sia dei filamenti del filamento che della cromosfera sottostante.
3. Orientamento del Campo: L'orientamento del vettore del campo magnetico è quasi parallelo all'asse del filamento nella porzione nord-orientale del filamento (che è stata interamente catturata nel campo visivo). Gli azimut della polarizzazione lineare si allineano con le strutture a filamenti osservate nella mappa di intensità del nucleo della riga.
4. Confronto con la Fotosfera: Il campo magnetico trasverso fotosferico sotto il filamento è tipicamente intorno ai 180 G, significativamente inferiore ai 300–500 G derivati per la regione cromosferica sopra il filamento. Ciò suggerisce che il solo campo fotosferico non può spiegare la forza del campo cromosferico inferita.
5. Segnature Spettrali: I profili Stokes mostrano una caratteristica struttura a doppio lobo nella polarizzazione lineare, coerente con l'effetto Zeeman trasverso, mentre non è stata rilevata alcuna componente centrale a singolo lobo significativa (indicativa della dominanza dello scattering).

Significatività e Rivendicazioni
Gli autori affermano che questo lavoro costituisce la prima chiara rilevazione di polarizzazione lineare associata a un filamento solare utilizzando la riga Ca II 8542 Å. Questa rilevazione apre una nuova finestra diagnostica per sondare la struttura magnetica vettoriale dei filamenti solari nella cromosfera inferiore, completando le esistenti diagnostiche basate su He I che sondano la cromosfera superiore.

Il successo della rilevazione è attribuito all'alta sensibilità polarimetrica e alla fedeltà spettrale di SCIP, unite all'ambiente stabile e privo di seeing della piattaforma aerostatica. La capacità di eseguire un efficace raggruppamento spaziale senza perdere informazioni spaziali critiche ha permesso l'estrazione di segnali sottili che strumenti terresti precedenti (come CRISP, SOLIS o SPINOR) potrebbero aver mancato a causa del jitter atmosferico o di una sensibilità insufficiente.

I risultati forniscono nuovi vincoli osservativi sulle strutture magnetiche dei filamenti, suggerendo che i filamenti di regione attiva nella cromosfera inferiore possano possedere campi magnetici più forti e coerenti di quanto precedentemente inferito dalle osservazioni He I o dai limiti superiori. Sebbene gli autori notino che le assunzioni semplificate della WFA richiedano una cauta interpretazione delle intensità assolute del campo, l'allineamento del campo magnetico con l'asse del filamento supporta i modelli di arcade altamente deformate (sheared arcades) o di tubi di flusso debolmente ritorti. L'articolo conclude che questi risultati dimostrano la potente capacità della spettropolarimetria nell'infrarosso ad alta risoluzione per misurazioni routinarie e quantitative dei campi magnetici nei filamenti.