Study of the magnetic structure of active region filaments

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 v

Dynamics and connectivity of an extended arch filament system

In this study, we analyzed a filament system, which expanded between moving magnetic features (MMFs) of a decaying sunspot and opposite flux outside of the active region from the nearby quiet-Sun network. This configuration deviated from a classical arch filament system (AFS), which typically connects two pores in an emerging flux region. Thus, we called this system an extended AFS. We contrasted classical and extended AFSs with an emphasis on the complex magnetic structure of the latter. Furthermore, we examined the physical properties of the extended AFS and described its dynamics and connectivity. At the southern footpoint, we measured that the flux decreases over time. We find strong downflow velocities at the footpoints of the extended AFS, which increase in a time period of 30 minutes. The velocities are asymmetric at both footpoints with higher velocities at the southern footpoint. The extended AFS was observed with two instruments at the Dunn Solar Telescope (DST). The Rapid Oscillations in the Solar Atmosphere (ROSA) imager provided images in three different wavelength regions. The Interferometric Bidimensional Spectropolarimeter (IBIS) provided spectroscopic H$\alpha$ data and spectropolarimetric data that was obtained in the near-infrared Ca II 8542 \AA\ line. We used He II 304 \AA\ extreme ultraviolet images of the Atmospheric Imaging Assembly (AIA) and LOS magnetograms of the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) on board the Solar Dynamics Observatory (SDO) as context data.Comment: 14 pages, 12 figure

Flare-induced changes of the photospheric magnetic field in a δ\delta-spot deduced from ground-based observations

Aims: Changes of the magnetic field and the line-of-sight velocities in the photosphere are being reported for an M-class flare that originated at a $\delta$-spot belonging to active region NOAA 11865. Methods: High-resolution ground-based near-infrared spectropolarimetric observations were acquired simultaneously in two photospheric spectral lines, Fe I 10783 \AA\ and Si I 10786 \AA, with the Tenerife Infrared Polarimeter at the Vacuum Tower Telescope (VTT) in Tenerife on 2013 October 15. The observations covered several stages of the M-class flare. Inversions of the full-Stokes vector of both lines were carried out and the results were put into context using (extreme)-ultraviolet filtergrams from the Solar Dynamics Observatory (SDO). Results: The active region showed high flaring activity during the whole observing period. After the M-class flare, the longitudinal magnetic field did not show significant changes along the polarity inversion line (PIL). However, an enhancement of the transverse magnetic field of approximately 550 G was found that bridges the PIL and connects umbrae of opposite polarities in the $\delta$-spot. At the same time, a newly formed system of loops appeared co-spatially in the corona as seen in 171 \AA\ filtergrams of the Atmospheric Imaging Assembly (AIA) on board SDO. However, we cannot exclude that the magnetic connection between the umbrae already existed in the upper atmosphere before the M-class flare and became visible only later when it was filled with hot plasma. The photospheric Doppler velocities show a persistent upflow pattern along the PIL without significant changes due to the flare. Conclusions: The increase of the transverse component of the magnetic field after the flare together with the newly formed loop system in the corona support recent predictions of flare models and flare observations.Comment: 8 pages, 9 figures. Accepted for publication in Astronomy & Astrophysic

Height variation of magnetic field and plasma flows in isolated bright points

Aims. The expansion with height of the solar photospheric magnetic field and the plasma flows is investigated for three isolated bright points (BPs). Methods. The BPs were observed simultaneously with three different instruments attached to the 1.5 m GREGOR telescope: (1) filtergrams of Ca I