Una de las cuestiones abiertas desde hace tiempo en la astrofísica solar son las variaciones con la altura de la intensidad y la estructura del campo magnético en la cromosfera del sol en calma. Nuestro conocimiento empírico a este respecto es todavía vago a pesar de la valiosa información obtenida a partir de las imágenes monocromáticas de alta resolución de la atmósfera solar tomadas a varias longitudes de onda en líneas espectrales intensas, como H-alfa, donde se observan fibrillas que se extienden por las celdas como una alfombra aplanada; mientras que algunas de ellas se encuentran sobresaliendo verticalmente en parches de la red. Desgraciadamente, esas imágenes no proporcionan información cuantitativa del vector de campo magnético. Por otro lado, la amplitud y forma del scattering del perfil de polarización de la línea de H-alfa observada cerca del borde del disco es muy sensible a la intensidad y estructura del campo magnético en la cromosfera superior solar. Esta polarización de la línea se debe a la presencia de desequilibrios de población inducidos por radiación y a la coherencia cuántica entre los subniveles magnéticos de los niveles de la línea, que producen perfiles Q/I cuyos máximos se encuentran normalmente en el centro de la línea. Este scattering en la polarización de la línea se modifica en presencia de campos magnéticos por el efecto Hanle, que produce unos perfiles Q/I y U/I diferentes a los que se observan en el caso sin campo. Por tanto, el efecto Hanle en líneas como H-alfa es el mecanismo físico que debe ser explotado para facilitar la exploración cuantitativa del magnetismo de la cromosfera del sol en calma.
En el sol en calma, las señales de la polarización de la línea de H-alfa son débiles (es decir, del orden del 0.1% cuando se observa cerca del limbo solar), por lo que su detección con los telescopios actuales requiere sacrificar la resolución espacio-temporal para ser capaces de tener una alta sensibilidad polarimétrica. Como resultado, es más fácil detectar el parámetro de Stokes Q (siendo la tangente al limbo solar más cercano su dirección de referencia) que el parámetro de Stokes U (cuyos valores positivos y negativos cuantifican la rotación de la dirección de polarización lineal). Por este motivo, típicamente sólo tenemos disponible el perfil Q/I, como es, de hecho, el caso de H-alfa aquí presentado. Una comparación de los promedios de los perfiles de polarización con las predicciones teóricas de los perfiles Q/I promedio para la atmósfera modelo del sol en calma nos permite deducir información cuantitativa sobre la magnetización de la cromosfera en calma. Las observaciones disponibles del perfil Q/I (Gandorfer, A. 2000, Atlas of the Second Solar Spectrum) en una región en calma a unos 5” del limbo solar presenta una asimetría del núcleo de la línea (LCA, por sus siglas en inglés) que no se observa en el correspondiente perfil de intensidad de la línea y cuya mera existencia no puede ser explicada simplemente por el hecho de que la línea de H-alfa es el resultado de la superposición de siete componentes, cuatro de las cuales contribuyen al parámetro Q de Stokes.
Los autores presentan un detallado modelo de transporte radiativo para el scattering de la polarización en la línea de H-alfa y muestran que la LCA observada en el perfil Q/I puede explicarse por medio del efecto Hanle de un campo magnético en la atmósfera solar, cuya variación con la altura sugiere la presencia de una zona de magnetismo complejo localizada en la cromosfera superior del sol en calma, con una intensidad promedio del campo B>30G. El análisis sugiere que esta zona se localiza justo debajo de la zona de transición abrupta hacia las temperaturas de la corona. El plasma cromosférico directamente debajo de ella está muy débilmente magnetizado, con B del orden de 1G. La probable existencia de un cambio abrupto en la magnetización media de la cromosfera superior del sol en calma puede tener una gran importancia para el paso de plasma magnetizado emergente a través de la cromosfera hacia la corona y para el equilibrio energético global en la atmósfera solar externa. Por ejemplo, la reconexión y disipación de la energía magnética en la corona puede que esté notablemente modulada por las condiciones físicas en la alta cromosfera y por la altura a la que las fibrillas magnéticas vecinas comienzan a presionarse entre sí. La presencia de magnetización fuerte y abrupta en la cromosfera superior del sol en calma también podría tener la clave para aclarar el escurridizo origen del mecanismo de aceleración del viento solar.
