The Connection between solar magnetic fields and photospheric dynamics

Convection is the chief mode of heat transport in the outer envelopes of cool stars such as the Sun. Convective effects are recognizable in large-scale features, such as the global differential rotation and meridional circulation flows, as well as smaller scale phenomena such as granulation, mesogranulation, and supergranulation. Moreover, convective flows widely determine the evolution and organization of tiny magnetic elements observed in the solar surface responsible for small scale irradiance solar variations. Our understanding of the solar convection derives from numerical simulations of compressible convection (MHD approach) and from spectral observations of the solar surface (velocity and center line maps, helioseismological data, etc.). In this work we face the problem of connection between solar magnetic fields and photospheric dynamics through an experimental approach. In particular we worked on acquisitions systems for solar imaging spectroscopy, on a pipeline for the spectroscopic data reduction and on the data analysis. One of the basic tools of observational solar physics is spectroscopy, which allows us to derive information on several physical parameters of solar atmosphere such as velocity, temperature, magnetic field strength etc. Spectroscopic analysis allows us to determine the vertical velocity of solar surface structures. Moreover, as wavelength can be somehow associated to depth in the solar atmosphere, it is possible to transform a bidimensional image in a 3-D field. In order to study solar atmosphere dynamics, observations of adequate spectral purity, together with high spatial resolution to resolve small-scale structures are necessary. Moreover, the rapid evolution of observed solar features requires monochromators with high transparency to acquire multiple-line spectra in a comparatively short time. In order to meet all these requirements, suitable instruments and techniques have to be used. An instrument which satisfies all these constraints is IBIS, an Interferometric Bidimensional Spectrometer, installed at the Dunn Solar Telescope/NSO (Sac Peak, USA). IBIS produces data with high spectral (Dl/l~200000), spatial (0.2’’ at DST telescope) and temporal resolution (exposure time 10 ms; acquisition rate 5 frames s-1). Images acquired with IBIS are currently recorded by a CCD camera. Chapter 1 introduces the reader to the solar spectroscopy and to the use of spectroscopic imaging to retrieve information on solar photospheric layers dynamics. The basic concept and the layout of the IBIS spectrograph, used in this thesis to acquire spectroscopic images, is described. Chapter 2 reports laboratory measurements and calibrations, derived through the application of the Photon Transfer Technique, of two sensors: the SI-1920 HD CMOS sensor and the Andor DV885 EMCCD sensor. Our interest in these sensors is related to the necessity to replace the CCD camera, now installed on the IBIS spectral channel. Improvements in the IBIS camera system concern an increased sensitivity/quantum efficiency, a decreased detector readout time, a larger array size and an increased full well/programmable detector gain. Chapter 3 describes the various steps of the pipeline developed for the IBIS data reduction. The pipeline includes both the standard image processing and a high performance IDL software package written specifically for high resolution solar images. In Chapter 4 we report some results related to the study of the emergence and the organization of the magnetic field on the solar surface both as isolated structures and as clusters. More in detail, typical isolated magnetic features are pores or sunspots. We investigated the small scale dynamics of a strong magnetic field region (pore) with a light bridge inside it, observed with the IBIS spectrometer. An analysis of the intensity and velocity maps revealed the presence, inside the light bridge, of elongated structures showing a kind of reversal in intensity and velocity. More in detail, in the intensity images we observed a narrow central dark lane running along the axis of the light bridge, that we explain proposing an analytical model. Regarding the velocity structure, its topology resembles a convective roll and may indicate a modification of the photospheric convective flows. By adopting the IBIS dataset, we studied the oscillatory properties of the solar atmosphere, in the photosphere and the chromosphere, with particular regard to the influence of the magnetic topology. In particular, we analyzed the propagation of waves in the atmosphere in correspondence of a pore, of a magnetic network area and of a quiet Sun region. Studying the generation and propagation of waves in the solar atmosphere provides information about the atmospheric structure and dynamics and it helps to identify the key mechanism of chromospheric and coronal heating. Finally, by using large FoV MDI magnetograms we analyzed the spatial distribution of reticular clusters of magnetic features, such as the magnetic network. For this purpose, we developed a numerical algorithm able to detect voids between magnetic fragments. We computed Void Probability Functions which describe, in a uniform and objective way, the assessment of the void structure of different magnetic elements distributions.

La convezione rappresenta il meccanismo principale di trasporto dell’energia negli strati sottostanti la superficie solare. La dinamica dei flussi fotosferici associati a tale meccanismo determina la formazione e l’evoluzione del campo magnetico globale e di una grande varietà di strutture presenti nelle regioni più esterne del Sole. In particolare l’interazione tra i flussi di plasma e il campo magnetico determina la configurazione spaziale e l’evoluzione delle regioni attive e degli elementi magnetici superficiali, importanti ad esempio nel determinare la variabilità solare. La convezione solare può essere studiata o mediante lo sviluppo di simulazioni di magnetoconvezione (simulazioni MHD) o attraverso osservazioni spettrali della superficie solare. In questo lavoro il problema della connessione tra campi magnetici solari e dinamica fotosferica è stato affrontato seguendo un approccio sperimentale. In particolare abbiamo lavorato sui sistemi di acquisizione per la spettroscopia solare bidimensionale, sulla pipeline di riduzione di dati spettroscopici solari e infine sull’analisi dei dati. Uno degli strumenti principali della fisica solare sperimentale è la spettroscopia, che permette di derivare informazioni su molti parametri dell’atmosfera solare, quali velocità, temperatura e campo magnetico. Inoltre, l’analisi spettroscopica permette di ricavare la velocità verticale delle strutture emergenti sulla superficie solare. In questo modo, poiché ogni lunghezza d’onda può essere associata ad una determinata quota nell’atmosfera, è possibile trasformare un’immagine bidimensionale in un campo 3D. Al fine di studiare la dinamica dell’atmosfera solare, sono necessarie osservazioni ad alta risoluzione spettrale e spaziale. Inoltre, la rapida evoluzione delle strutture solari osservate richiede monocromatori con un’elevata trasparenza per acquisire spettri multi-riga in un tempo molto breve. Uno strumento che soddisfa tutte queste richieste è IBIS (Interferometric BIdimensional Spectrometer), uno spettrometro bidimensionale installato presso il Dunn Solar Telescope-DST. IBIS produce dati con elevata risoluzione spaziale (0.2” al DST), spettrale (Dl/l~200000) e temporale (tempo di esposizione 10 ms, rate di acquisizione 5 immagini al secondo). Le immagini acuiqiste con IBIS sono registrare da un sensore CCD. Il Capitolo 1 della tesi fornisce un’introduzione alla spettroscopia solare e all’uso delle immagini spettroscopiche per ottenere informazioni sulla dinamica degli strati fotosferici solari. Lo schema dello strumento IBIS, utilizzato in questa tesi per l’acquisizione delle immagini spettroscopiche, è descritto. Nel Capitolo 2 sono riportate le misure e le calibrazioni, effettuate in laboratorio attraverso la Tecnica della Photon Transfer, di due sensori: il sensore CMOS Si-1920-HD e il sensore EMCCD Andor Ixon DV885. Il nostro interesse in questi sensori nasce dalla necessità di sostituire il sensore attualmente installato sul canale spettrale di IBIS, al fine di incrementare l’efficienza di acquisizione dei dati. In particolare, i miglioramenti al sistema di acquisizione di IBIS riguardano diversi aspetti: aumento della sensibilità/efficienza quantica, riduzione del tempo di lettura, incremento della dimensione dell’array e aumento del guadagno del sensore. Nel Capitolo 3 sono descritti i vari passi della pipeline di riduzione dei dati IBIS, che include sia una correzione standard delle immagini sia un software scritto in IDL per l’analisi di immagini solari ad elevata risoluzione. Nel Capitolo 4 riportiamo i risultati scientifici legati allo studio dell’emersione e dell’organizzazione del campo magnetico sulla superficie solare sia come struttura isolata sia come cluster. Tipiche strutture magnetiche isolate sono le macchie solari e i “pore”. E’ stata studiata la dinamica, su piccola scala, di una regione di intenso campo magnetico (pore), con struttura brillante interna. I pore rappresentano una delle tante strutture formate dall’emersione del campo magnetico sulla superficie solare. Essi rappresentano un link tra i più piccoli elementi di flusso e le regioni magnetiche associate alle macchie. I light bridge, in un pore o in una macchia, sono strutture brillanti che dividono la regione di ombra in una strutture più o meno complessa. Comunemente, i light bridge indicano la presenza di un processo in corso all’interno della regione attiva: l’emersione di regioni magnetiche o, al contrario, il disfacimento dell’intera struttura. In entrambi i casi ci si aspetta una riconfigurazione topologica del campo magnetico emergente. Un altro modo per studiare l’interazione del campo magnetico con i moti del plasma consiste nell’andare ad investigare le proprietà oscillatorie della cromosfera solare, sia quieta che attiva, in relazione alla fotosfera sottostante, ponendo particolare riguardo alla topologia del capo magnetico. Nell’atmosfera solare esiste una frequenza di cut-off acustica che produce una riflessione delle onde a bassa frequenza verso gli strati più bassi dell’atmosfera e la regione convettiva. Dunque solo le onde con frequenza maggiori della frequenza di cut-off possono propagarsi verso gli strati più alti dell’atmosfera. Il campo magnetico modifica dunque le proprietà delle oscillazioni acustiche. In particolare, in presenza di un campo magnetico inclinato la frequenza di cut-off acustica si abbassa, permettendo così la propagazione verso l’alto di onde a frequenza maggiore. Questo risultato è stato confermato dalle mappe dei picchi di potenza relative alla fotosfera e alla cromosfera, ottenute utilizzando i dati acquisiti con IBIS. Lo studio della dinamica della fotosfera solare può essere intrapreso anche con metodi statistici, analizzando le proprietà topologiche degli elementi di origine convettiva e magnetica, come la distribuzione spaziale delle strutture presenti nei magnetogrammi. A tal proposito è stato sviluppato un algoritmo in grado di determinare, in maniera automatica, i “vuoti” in una fissata distribuzione di particelle. Questo metodo, applicato ad una serie temporale di magnetogrammi solari con un ampio campo di vista, ha permesso di identificare i vuoti tra strutture magnetiche e di studiarne la distribuzione sulla superficie solare.