Sunspot Magnetic Fields

Diss ETH No. 11886
Infrared Measurements of
Sunspot Magnetic
A dissertation submitted
Fields
to the
SWISS FEDERAL INSTITUTE OF TECHNOLOGY
ZURICH
for the degree of
Doctor
of
Natural Sciences
presented by
Isabelle Ruedi
Dipl. Phys. ETH
born
March 2, 1967
citizen of
Accepted
Renens, VD
on the recommendation of
Prof. Dr. J.O.
Stenflo,
PD Dr. S.K. Solanki
Dr. W.
Schmidt,
examiner
and
1996
co-examiners
Abstract
investigate the
The aim of this thesis is to
structure of solar
features, mainly of sunspots. For that purpose I make
magnetic sensitivity of a number of infrared lines.
First
a
survey of the
infrared
near
spectral
use
magnetic
of the extreme
range between 1.05 and
Q spectra of a sunspot
plage. Lines showing exceptionally large
Stokes V or Q amplitudes are listed and their asymmetries are analyzed.
The potential of a number of spectral lines for the investigation of solar
Stokes /, V and
2.50 (im. is presented. It is based
umbra and of an active region
on
magnetic structures is discussed
analysed more specifically.
and the most attractive of these lines
are
Then, in a first step of the detailed analysis, observations of the lines
formed specially deep in the solar photosphere (Fe i 15648.5 A (g
3) and
Fei 15652.9 A (<7eff
1.53)) are used to uncover the magnetic properties of
=
=
a
number of solar
magnetic
structures.
The first clear detection of
is
presented.
strength
Its detection
field
very
accurately
siphon flow across a polarity inversion line
possible due to the ability of measuring the
a
was
with these lines.
The strength and inclination of the magnetic field of a simple, relatively
symmetric sunspot are determined. The great magnetic sensitivity of the
spectral line used allows us to follow the magnetic field of the sunspot well
beyond the outer edge of the penumbra. A low-lying, almost horizontal
superpenumbral magnetic canopy reproduces these observations best. The
magnetic field strength in the canopy can be measured and its height de¬
termined. Evidence of small kilogauss magnetic elements underlying the
superpenumbral
presented.
canopy is
investigation of a sunspot umbra with a light bridge shows that
the magnetic field strength in the umbra reaches values over 3500 G while
1400 G relative
the field strength in the light bridge is reduced by 1000
The
-
to the
nearby
umbra. The
magnetic
vector is also found to be much
s_1 is
In
seen
a
sunspots
At
some
in the
is
investigated.
I
a
chromospheric magnetic field
develop the Hei 10830 A line as
second step the upper
x
more
downflow of up to 1.5 km
the umbral material. There is
locations
light bridge.
light bridge relative to
evidence that the boundary between the strong and weak magnetic
less than 1" wide, implying the presence of large electric currents.
horizontal in the
field is
structure of
a
diagnostic
XI
chromospheric magnetic fields and apply it to observations of
regions. It allows me to compare the magnetic field in the upper
chromosphere with the field in the underlying photosphere. In general,
the magnetic field in the chromosphere is found to be significantly more
homogeneous. I find that dB/dz in the umbra of a large sunspot decreases
outwards in the spot, as well as with height. Observations of complex
Stokes V profiles at the neutral line in a sunspot penumbra (crossover effect)
suggest that the upper chromospheric penumbral magnetic field is not fluted
to the same extent as the photospheric field. The large line broadening of
He I (up to 10 km s-1) is found to be due to motions which are largely field
aligned.
First observations of the full Stokes vector in the upper chromosphere
It is shown that the difference between the appearance of
are presented.
chromospheric and photospheric magnetic structures observed close to the
solar limb is largely due to the difference in height to which they refer
and projection effects. The observations do suggest, however, that the
magnetic field above sunspot penumbrae is somewhat more vertical in the
chromosphere than in the photosphere.
of the upper
active
In
a
multiplet
at 2.2 jum to
is shown to be
them is
of the temperature sensitive lines of the Ti i
investigate the cool parts of active regions. A sunspot
third step I make
use
composed of
fairly vertical, has
two distinct cool
a
large magnetic
with the central part of the sunspot.
magnetic components. One
field
strength
of
and is associated
The other component is strongest
near the outer boundary of the spot, is much more inclined, has a very low
magnetic field strength and shows the signature of the Evershed effect.
Finally I present a careful analysis of 13 high-quality optical spectra of
low to moderately active late-type dwarfs (G1-K5) aimed at determining
their magnetic parameters. Among our sample only one star, e Eri (spatially
averaged field strength « 165 ± 30 G), exhibits the unambiguous signature
of a magnetic field. The same star also provides us with the first direct
evidence that the detected field is in the form of plages.
Resume
d'analyser la structure des elements magnetiques
solaires, plus precisement des taches solaires. Pour atteindre ce but, je
fais usage de l'extreme sensibilite magnetique d'un certain nombre de raies
spectrales infrarouges.
Le but de cette these est
d'abord, le domaine infrarouge proche, entre 1.05 et 2.50 /jm, est
Des spectres de Stokes /, V et Q d'une ombre ainsi que d'une
region active de plage servent de base a cette etude. Des raies spectrales
montrant des amplitudes de Stokes V ou Q particulierement grandes sont
Le potentiel d'un certain
enumerees et leurs asymetries sont analysees.
nombre de raies spectrales pour l'etude de structures magnetiques solaires
est discute et les plus attrayantes de ces raies sont traitees plus en details.
Tout
passe
en revue.
premier temps de l'analyse detaillee, des observations de raies
l'atmosphere solaire (Fe 115648.5 A (g
1-53)) sont utilisees pour decouvrir les proprietes
3) et Fei 15652.9 A (geff
magnetiques d'un certain nombre de structures magnetiques solaires.
Dans
un
formees dans les basses couches de
=
=
Un courant
larite
a
en
forme de
siphon
en
travers d'une
ligne d'inversion
de po-
C'est la premiere detection claire d'un tel phenomene.
ete rendue possible grace a la capacite de ces raies spec¬
ete decouvert.
Cette detection
a
trales de fournir l'intensite du
champ magnetique
avec une
grande precision.
champ magnetique d'une tache solaire sim¬
est
et
presentee. La grande sensibilite des raies spec¬
ple
quasi symetrique
trales utilisees permet de suivre le champ magnetique de cette tache bien audela du bord de sa penombre. Ces observations sont reproduites au mieux a
l'aide d'un "baldaquin" (canopy) magnetique presque horizontal s'etendant
au-dela de la penombre et place bas dans l'atmosphere solaire. L'intensite
du champ magnetique dans le "baldaquin" peut etre mesuree et la hau¬
teur de ce dernier determined. La presence de petits elements magnetiques
situes sous le "baldaquin" magnetique est demontree. L'intensite du champ
magnetique de ces elements est de l'ordre du kilogauss.
L'intensite et l'inclinaison du
L'etude de l'ombre d'une tache solaire traversee par
un
pont de lumiere
que l'intensite du champ magnetique dans l'ombre atteint des
depassant 3500 G tandis que dans le pont de lumiere, l'intensite du
champ est reduite de 1000-1400 G. Le vecteur magnetique est nettement
plus horizontal dans le pont de lumiere. A certains endroits, on observe un
montre
valeurs
courant de matiere descendant dans le
xn
pont de lumiere. Sa vitesse atteint
xiii
1.5 km s-1 par rapport
a
la
partie
avoisinante de l'ombre.
La transition
depasse pas 1" d'arc de
grands courants electriques.
Dans un second temps, la structure du champ magnetique de taches so¬
laires dans la haute chromosphere est etudiee. Une methode, utilisant la raie
d'helium neutre a 10830 A, a ete developpee comme diagnostique du champ
magnetique dans la haute chromosphere et appliquee a l'observation de
regions actives. Ceci permet de comparer le champ magnetique de la haute
chromosphere avec celui de la photosphere situee en-dessous. Je trouve
que dans l'ombre d'une grande tache solaire dB/dz decroit vers l'exterieur
de la tache tout comme avec la hauteur. Des observations de profils de
Stokes V complexes a l'endroit de la ligne neutre dans la penombre d'une
tache solaire suggerent que le champ magnetique de la penombre dans la
haute chromosphere n'est pas autant cannele que le champ photospherique.
On trouve que le grand elargissement de la ligne d'helium neutre (jusqu'a
10 km s_1) est du a des mouvements qui sont principalement paralleles au
champ.
Les premieres observations du vecteur de Stokes complet dans la haute
chromosphere sont presentees. II est montre que la difference d'aspect des
structures chromospheriques et photospheriques observees pres du limbe
est surtout due a la difference de hauteur auxquelles elles se referent et
entre le
de forte et de faible intensite
champ
largeur, ce qui indique
ne
la presence de
Les observations suggerent cependant que le
a des effets de projection.
champ magnetique en-dessus de la penombre est un peu plus vertical dans
la
chromosphere
Dans
neutre
a
un
que dans la
troisieme temps,
photosphere.
je fais
2.2 pm pour etudier les
usage des raies du multiplet de titane
parties froides de regions actives.
Pour finir, je presente une analyse fine des spectres visibles de haute
qualite de 13 etoiles naines de type spectral tardif (G1-K5) dans l'optique
de determiner leurs parametres magnetiques. Parmi cet echantillon, seule
une etoile, e Eri, montre la signature non-equivoque d'un champ magne¬
tique (intensite moyenne du champ magnetique a la surface « 165 ± 30 G).
La meme etoile donne la premiere preuve directe que le champ magnetique
detecte est sous forme de plages.