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

Resumo Técnico: Campo Magnético Vetorial Associado a um Filamento de Região Ativa Observado pelo SUNRISE III/SCIP na Linha Ca II 8542 Å

Definição do Problema
Os filamentos solares são estruturas densas e frias suspensas na corona quente, cuja estabilidade e erupção são governadas pelas configurações magnéticas subjacentes. Apesar de sua importância no gatilho de ejeções de massa coronal, medições diretas do vetor de campo magnético dentro de filamentos permanecem desafiadoras. Investigações anteriores basearam-se primariamente em linhas espectrais como He I D3, Hα e Hβ, com uma mudança recente em direção ao triplete He I 10830 Å. No entanto, a linha He I 10830 Å forma-se na cromosfera superior e é sensível tanto aos efeitos Hanle quanto Zeeman, complicando a interpretação. Por outro lado, a linha Ca II 8542 Å forma-se na cromosfera inferior, onde o efeito Zeeman domina para campos magnéticos mais fortes que ~100 G, simplificando a análise. Apesar desta vantagem, observações polarimétricas de filamentos na linha Ca II 8542 Å são escassas. Estudos anteriores puderam apenas estabelecer limites superiores para forças de campo transversais devido à sensibilidade insuficiente ou sinais magnéticos fracos, e nenhuma detecção clara do componente transversal (polarização linear) em filamentos usando linhas de Ca II no infravermelho havia sido relatada antes deste trabalho.

Metodologia
Este estudo utiliza observações espectropolarimétricas de alta resolução espacial obtidas em 15 de julho de 2024, utilizando o espectropolarímetro de infravermelho cromosférico Sunrise (SCIP) a bordo do observatório em balão Sunrise III. O alvo foi um proeminente filamento de região ativa localizado próximo ao centro do disco solar, adjacente à Região Ativa NOAA 13744. O SCIP realizou espectropolarimetria de Stokes completo na banda de 850 nm, capturando a linha cromosférica Ca II 8542 Å (fator de Landé efetivo $g_{eff} = 1,1$) e a linha fotosférica Fe I 8468 Å.

Os dados passaram pela calibração padrão, incluindo subtração de corrente escura, correção de campo plano (flat-fielding), correção polarimétrica e remoção de cross-talk. O nível de ruído estimado nos sinais de Stokes Q, U e V calibrados foi de aproximadamente $10^{-3}$ em unidades de intensidade do continuum. Para verificar a calibração, a orientação da polarização linear foi verificada cruzando com observações simultâneas do espectropolarímetro Hinode e dados de manchas solares. Para aumentar a relação sinal-ruído (S/N), a aplicação de agrupamento espacial (binning) de $4 \times 4$ pixels foi aplicada aos mapas de polarização linear, reduzindo o ruído para $4 \times 10^{-4} I_{cont}$.

Os diagnósticos de campo magnético foram realizados utilizando a Aproximação de Campo Fraco (WFA). Este método assume que o efeito Zeeman domina a polarização observada e que as contribuições Hanle são negligenciáveis. A WFA foi aplicada para derivar o campo magnético na linha de visada ($B_{LOS}$) e o campo magnético transversal ($B_{\perp}$) a partir dos perfis de Stokes. O campo $B_{LOS}$ para a linha Fe I foi derivado pelo método do centro de gravidade, enquanto a WFA foi usada para as variáveis da linha Ca II.

Principais Resultados

1. Detecção de Polarização Linear: O estudo relata a primeira detecção inequívoca de sinais significativos de polarização linear associados a um filamento solar na linha Ca II 8542 Å. Os sinais detectados dentro da região do filamento excederam o nível de ruído de $2\sigma$ e exibiram uma forma espectral característica de duplo lobo de Zeeman nos Stokes Q e U, distinguindo-os da polarização induzida por espalhamento.
2. Força do Campo Magnético: Utilizando a WFA, a força do campo magnético derivada ao longo da linha de visada ($B_{LOS}$) é de aproximadamente $-80$ G. O campo magnético transversal ($B_{\perp}$) é estimado entre 300 e 500 G. Estes valores representam propriedades magnéticas integradas ao longo da linha de visada dentro da altura de formação da linha Ca II 8542 Å, provavelmente incluindo contribuições tanto de fios do filamento quanto da cromosfera subjacente.
3. Orientação do Campo: A orientação do vetor de campo magnético é encontrada quase paralela ao eixo do filamento na porção nordeste do filamento (que foi totalmente capturada dentro do campo de visão). Os azimutes de polarização linear alinham-se com as estruturas filamentosas observadas no mapa de intensidade do núcleo da linha.
4. Comparação com a Fotosfera: O campo magnético transversal fotosférico abaixo do filamento é tipicamente em torno de 180 G, significativamente inferior aos 300–500 G derivados para a região cromosférica acima do filamento. Isto sugere que o campo fotosférico sozinho não pode explicar a força do campo cromosférico inferida.
5. Assinaturas Espectrais: Os perfis de Stokes mostram uma estrutura característica de duplo lobo na polarização linear, consistente com o efeito Zeeman transversal, enquanto nenhum componente central de lobo único significativo (indicativo de dominância de espalhamento) foi detectado.

Significância e Alegações
Os autores afirmam que este trabalho constitui a primeira detecção clara de polarização linear associada a um filamento solar utilizando a linha Ca II 8542 Å. Esta detecção abre uma nova janela diagnóstica para sondar a estrutura vetorial magnética de filamentos solares na cromosfera inferior, complementando as existentes diagnósticos baseados em He I que sondam a cromosfera superior.

A detecção bem-sucedida é atribuída à alta sensibilidade polarimétrica e fidelidade espectral do SCIP, combinada com o ambiente estável e livre de seeing da plataforma de balão. A capacidade de realizar um agrupamento espacial eficaz sem perder informação espacial crítica permitiu a extração de sinais sutis que instrumentos terrestres anteriores (como CRISP, SOLIS ou SPINOR) podem ter perdido devido ao jitter atmosférico ou sensibilidade insuficiente.

Os resultados fornecem novas restrições observacionais sobre as estruturas magnéticas dos filamentos, sugerindo que os filamentos de região ativa na cromosfera inferior podem possuir campos magnéticos mais fortes e mais coerentes do que o anteriormente inferido de observações de He I ou limites superiores. Embora os autores notem que as suposições simplificadas da WFA exigem uma interpretação cautelosa das forças absoltas de campo, o alinhamento do campo magnético com o eixo do filamento apoia modelos de arcadas altamente cisalhadas ou cabos de fluxo fracamente torcidos. O artigo conclui que estas descobertas demonstram a poderosa capacidade da espectropolarimetria de infravermelho de alta resolução para medições rotineiras e quantitativas de campos magnéticos em filamentos.