El campo magnético es la causa principal de los espectaculares fenómenos que observamos en las capas externas de la atmósfera solar (la cromosfera, la región de transición y la corona), tales como el calentamiento del plasma hasta cientos de miles y millones de grados, o las eyecciones de masa coronal que pueden perturbar seriamente la magnetosfera terrestre. Sin embargo, el conocimiento empírico del vector campo magnético en tales regiones calientes y de baja densidad de la atmósfera solar es bastante pobre, dado que los observables de la radiación solar sensibles al campo magnético son muy difíciles de medir e interpretar. Estos observables son las señales de polarización que la dispersión de radiación anisótropa dentro de la atmósfera solar y los efectos Hanle y Zeeman introducen en las líneas espectrales. La modelización de la intensidad y polarización en líneas cromosféricas requiere considerar que la excitación de los niveles atómicos está dominada por transiciones radiativas; es decir, que la aproximación de equilibrio termodinámico local (LTE) no es válida.
La cromosfera solar tiene una extensión de unos pocos miles de kilómetros y tiene un interés particular. Esta región atmosférica está situada entre la fotosfera, una capa relativamente fina (~500km) dominada por procesos hidrodinámicos (dado que β > 1, con β el cociente entre la presión del gas y la presión magnética), y la corona, una región muy extensa donde β < 1 y, por lo tanto, donde el campo magnético controla el comportamiento del plasma. Los plasmas de la cromosfera solar son muy inhomogéneos y dinámicos. Hoy en día, la detección del campo magnético del plasma cromosférico constituye uno de los mayores desafíos de la física solar. En general, la polarización lineal en las líneas cromosféricas está dominada por la dispersión de radiación anisótropa y por el efecto Hanle. La polarización circular está dominada por el efecto Zeeman, pero solamente se puede medir cuando la componente longitudinal del campo magnético dentro del elemento de resolución espaciotemporal de la observación es significativa (mayor que 100 G, aproximadamente). Por lo tanto, la medida e interpretación física de la polarización lineal es crucial para investigar el magnetismo de la cromosfera solar, especialmente en las regiones en calma donde la polarización circular tiende a ser despreciable.
Uno de los objetivos de esta tesis es mejorar nuestra comprensión de la sensibilidad magnética en las líneas espectrales cromosféricas. En los modelos unidimensionales (1D) de la atmósfera solar, estáticos o con velocidades verticales macroscópicas, solamente la presencia de un campo magnético inclinado (no vertical) puede romper la simetría axial del campo de radiación incidente en cada punto dentro del modelo. Sin embargo, el plasma de la atmósfera solar es horizontalmente inhomogéneo y sus velocidades macroscópicas tienen componentes horizontales considerables. En consecuencia, aún bajo la ausencia de un campo magnético inclinado, el campo de radiación incidente no es axialmente simétrico alrededor de la dirección vertical local. Si queremos explotar de forma fiable el efecto Hanle como herramienta de diagnóstico para explorar el magnetismo de la cromosfera solar, es importante identificar y entender cuidadosamente todas las roturas de simetría producidas por causas no
magnéticas.
Para investigar tal complejo problema, hemos realizado simulaciones tridimensionales (3D) de la transferencia de radiación polarizada introducida por los procesos de dispersión y los efectos Hanle y Zeeman en las siguientes líneas cromosféricas: Ca i a 4227 A y la línea de hidrógeno Hα a 6563 A. Estas líneas espectrales son de gran interés para sondear la cromosfera solar. Con este fin, hemos aplicado el código de transferencia radiativa PORTA (ver Stepan & Trujillo Bueno, 2013). PORTA es el primer código de transferencia radiativa que, sin suponer LTE, permite calcular los perfiles de Stokes emergentes de las líneas espectrales en modelos 3D de la atmósfera solar. En éstos cálculos, los procesos de dispersión y los efectos Hanle y Zeeman se tienen en cuenta suponiendo redistribución completa en frecuencias. Esta aproximación es apropiada para la línea de Hα para calcular la polarización en el centro de la línea de Ca i a 4227A.
La primera mejora del código PORTA que se ha llevado a cabo en esta tesis ha sido el desarrollo e implementación de una cuadratura angular significativamente más precisa para calcular los tensores del campo de radiación, los cuales cuantifican la intensidad media, la anisotropía y las propiedades de simetría del campo de radiación. La nueva cuadratura angular nos permite llegar a la precisión deseada usando menos direcciones angulares, en comparación con la estrategia utilizada anteriormente. Los detalles de esta investigación pueden encontrarse en el Capítulo 3 y en dos artículos que hemos publicado en Astronomy & Astrophysics (Stepan et al., 2020; Jaume Bestard et al., 2021b).
La segunda, y muy importante, extensión de PORTA ha sido el desarrollo e implementación de un nuevo módulo atómico para resolver, por primera vez en 3D, el problema de la generación y transferencia de radiación polarizada en la línea Hα del hidrógeno. Este nuevo módulo de PORTA era necesario porque el problema de la generación y transferencia de radiación polarizada en la línea Hα es particularmente complejo en modelos 3D. Hα resulta de la superposición de diferentes transiciones entre niveles de estructura fina y su polarización es sensible a las colisiones casi elásticas con electrones y protones y, además, al campo magnético mediante los efectos Hanle y Zeeman. Este nuevo desarrollo se describe en la primera parte del Capítulo 6.
Después de las mejoras mencionadas del código PORTA, nuestra primera investigación fue sobre la línea del Ca i a 4227 A. Esta línea espectral muestra la mayor señal de polarización por dispersión del espectro solar linealmente polarizado. El centro de esta línea espectral, donde actuá el efecto Hanle, se origina en la baja-media cromosfera. Hasta el momento, la mayoría de investigaciones previas han usado la aproximación 1D e ignorado la componente no vertical de las velocidades macroscópicas del plasma. Es decir, han supuesto que sólo la presencia de un campo magnético no vertical puede romper la simetría axial del campo de radiación. En esta tesis hemos resuelto el problema de la transferencia radiativa en 3D usando un modelo magneto-hidrodinámico de la atmósfera solar, considerando los desplazamientos Doppler producidos por las componentes horizontales y verticales de la velocidad macroscópica del modelo, además de los efectos Hanle y Zeeman producidos por su campo magnético. Esto nos ha permitido mostrar el gran impacto que tiene la rotura de simetría no magnética en las señales de polarización por dispersión. Esta rotura de simetría es producida por las inhomogeneidades horizontales del modelo (en temperatura y densidad) y por los gradientes espaciales de las velocidades macroscópicas del plasma. Por lo tanto, para interpretar correctamente las señales de polarización por dispersión observadas en la línea del Ca i a 4227 A se debe tener en cuenta que el campo magnético no es la única causa de rotura de simetría. También hemos desarrollado una aproximación 1D que tiene en cuenta la rotura de simetría producida por las componentes horizontales de las velocidades macroscópicas, produciendo resultados cualitativamente similares con la solución 3D. El hecho de que esta novedosa aproximación 1D requiera un tiempo computacional muy reducido y, además, produzca una inicialización razonable, hace que sea una herramienta adecuada para facilitar la síntesis e inversión de los perfiles de Stokes de líneas espectrales cromosféricas en modelos 3D. Los resultados de este estudio están descritos en el Capítulo 4, el cual ha sido publicado en la revista Astrophysical Journal (Jaume Bestard et al., 2021a).
El resto de la tesis se centra en el estudio de la línea Hα del hidrógeno, la cual contiene información sobre la alta cromosfera solar. Nuestro primer paso consistió en la realización de una detallada investigación observacional de las señales de polarización cerca del borde del disco solar en regiones con distintos niveles de actividad magnética fuera de regiones activas (véase Capítulo 5 y Jaume Bestard et al., 2022). Estas señales de polarización están producidas por la acción conjunta de los procesos de dispersión y los efectos Hanle y Zeeman. Hemos podido observar que la polarización por dispersión de la línea Hα presenta una alta variabilidad espacial. Esta variabilidad puede ser producida por los efectos de rotura de simetría. Finalmente, en el Capítulo 6, presentamos nuestra investigación teórica de la polarización lineal producida por los procesos de dispersión en la línea Hα, basada en cálculos de la generación y transferencia de radiación polarizada en un modelo 3D magneto-hidrodinámico de la atmósfera solar. Además de remarcar el impacto de los efectos de la rotura de simetría previamente mencionados, en este capítulo comparamos nuestros resultados teóricos y observacionales. Encontramos que la peculiar asimetría del perfil de polarización por dispersión observado en el centro de la línea Hα puede ser producida sin la necesidad de gradientes verticales en el campo magnético. Los resultados de este capítulo son la base de una próxima publicación en una revista de impacto.
Finalmente, en el Capítulo 7 presentamos las conclusiones principales de esta tesis, con una perspectiva hacia posibles investigaciones futuras.