Magnetic field distribution in the quiet sun

Modern observations of the solar surface performed with high polarimetric sensitivity and high spatial resolution reveal how magnetic fields are present almost everywhere on the solar photosphere. These fields fill more than 90% of the solar surface causing weak polarization signals to emerge from those regions where old magnetometers could not reveal any magnetic field: the quiet Sun. Nowadays, thanks to remarkable improvements in theory, observations and diagnostic techniques, it is well known that quiet Sun magnetic fields vary between zero and about 2000 G and are continuously moved and shuffled by photospheric plasma motions acting over timescales of few minutes. In this scenario, the weak polarization signals covering the solar photosphere can be interpreted as the result of the linear combination of the polarization emerging from discrete magnetic flux tubes; these flux tubes are smaller than the angular resolution of observations and fill the solar photosphere with a complex topology imposed by the photospheric plasma dynamics. In spite of the recent improvements much work remains to be done to completely understand the solar surface magnetism. In this thesis we investigate the quiet Sun magnetism through the development and integration of dynamical models, synthesis and inversion of lines sensible to magnetic fields via Zeeman effect and MHD simulations. The work done can be organized in four main topics: We simulated the dynamics and the evolution of quiet Sun magnetic elements to study the statistical properties of the field strengths associated with such elements. The dynamics of the magnetic field is simulated by means of a numerical model in which magnetic elements are passively driven by an advection field characterized by spatio-temporal correlations that mimick the granulation and mesogranulation scales observed on the solar surface. The field strength can increase due to an amplification process that occurs where magnetic elements converge. Our model is able to produce kG magnetic fields in a time interval of the order of the granulation timescale. The mean unsigned flux density and the mean magnetic energy density of the synthetic quiet Sun reach values of about 100 G and about 350 G, respectively. The probability density function of the magnetic field strength derived from this simulation shows how B > 700 G fields dominate both the unsigned flux density and magnetic energy density, although the probability density function of the field strength presents a maximum at B = 10 G. We performed the first syntheses of manganese lines in realistic quiet Sun model atmospheres. Plasmas varying in magnetic field strength, magnetic field direction, and velocity, contribute to the synthetic polarization signals. The syntheses show how the manganese lines weaken with increasing field strength. In particular, kG magnetic concentrations produce MnI 5538 circular polarization signals (Stokes V) which can be up to two orders of magnitude smaller than what the Weak Field Approximation predicts. Therefore, the polarization emerging from an atmosphere having weak and strong fields is biased towards the weak fields, and hyperfine structure features characteristic of weak fields show up even when the magnetic flux and energy are dominated by kG fields. Moreover, atmospheres with unresolved velocities produce very asymmetric line profiles, which cannot be reproduced by simple one-component model atmospheres. Inversion techniques accounting for complex magnetic atmospheres must be implemented for a proper diagnosis. We analyzed Stokes I and V signals observed by the HINODE SOT/SP instrument by adopting the MIcro Structured Magnetic Atmosphere hypothesis. The analysis has as a final goal the definition of a probability density function for the statistical description of quiet Sun magnetic fields for a direct comparison with recently published results. Here we present preliminary results obtained from the inversion of about 15000 spectropolarimetric profiles. We analyzed the properties of the MnI 5395 photospheric line in relation to its larger activity, than most other photospheric lines, related to the solar cycle. We performed classical one-dimensional modelling as a starting point to understand the properties of the line and then we used recent three-dimensional MHD simulations for verification and analysis. The MnI 5395 sensitivity to solar activity derives from its hyperfine structure. This overrides the thermal and granular Doppler smearing through which other photospheric lines lose such sensitivity. We take the nearby FeI 5395 line as example of the latter and analyze the formation of both lines in detail to demonstrate granular Doppler brightening.

Moderne osservazioni della superficie solare eseguite con alta sensitività polarimetrica ed elevata risoluzione spaziale mostrano campi magnetici presenti quasi ovunque sulla fotosfera solare. Questi campi coprono più del 90 % della superficie solare e producono deboli segnali di polarizzazione che possono essere osservati in quelle regioni dove i vecchi magnetometri non rilevavano la presenza di campi magnetici: il "quiet Sun". Al giorno d'oggi, grazie a notevoli miglioramenti ottenuti nella teoria, osservazioni e tecniche di diagnosi, è noto che i campi magnetici del quiet Sun variano tra zero e 2000 G e sono costantemente mossi dal plasma fotosferico su tempi di pochi minuti. In questo scenario, la debole polarizzazione che emerge dalla fotosfera solare può essere interpretata come la combinazione lineare della polarizzazione che emerge da distinti tubi di flusso; questi sono più piccoli della risoluzione angolare delle osservazioni e riempiono la fotosfera con una topologia complessa imposta dalla dinamica del plasma. Nonostante i recenti miglioramenti, molto lavoro deve essere ancora svolto per comprendere completamente il magnetismo della superficie del Sole. In questa tesi indaghiamo il magnetismo del quiet Sun attraverso lo sviluppo e l'integrazione di modelli dinamici, sintesi ed inversione di righe spettrali sensibili al campo magnetico tramite effetto Zeeman e simulazioni MHD. Il lavoro di ricerca svolto può essere organizzato in quattro argomenti principali: Abbiamo simulato la dinamica e l'evoluzione di elementi magnetici nel quiet Sun per studiare le proprietà statistiche dell'intensità del campo magnetico ad essi associato. La dinamica del campo magnetico è simulata tramite un modello numerico in cui gli elementi magnetici sono passivamente guidati da un campo di avvezione caratterizzato da correlazioni spazio-temporali che riproducono le scale di granulazione e mesogranulazione osservate sulla superficie solare. L'intesità del campo può aumentare grazie processi di amplificazione che agiscono dove gli elementi magnetici convergono. Il modello è in grado di produrre concentrazioni di kG in tempi tipici dell'ordine della scala temporale della granulazione. Il flusso non segnato medio e l'energia magnetica media raggiungono valori di 100 G e 350 G, rispettivamente. La distribuzione di probabilità dell' intensità del campo magnetico mostra che i campi B > 700 G dominano entrambi il flusso non segnato e l'energia magnetica, anche se la distribuzione di probabilità presenta un massimo a B = 10 G. Abbiamo eseguito la sintesi di righe del manganese in atmosfere realistiche per la descrizione del quiet Sun. I modelli presentano intensità di campo magnetico, direzione del campo magnetico, e velocità del plasma variabili. La sintesi mostrano la riduzione delle righe del manganese al crescere del campo magnetico. In dettaglio, concentrazioni di kG producono segnali di polarizzazione circolare (Stokes V) nella riga MnI 5538 che possono essere due ordini di grandezza più piccoli di quanto preveda l'approssimazione di campo debole. Quindi, la polarizzazione che emerge da regioni che contengono campi deboli ed intensi sarà tipica di campi deboli anche se il flusso magnetico e l'energia magnetica sono dominati da campi di kG. Inoltre, atmosfere con velocità non risolte producono profili asimmetrici che non possono essere riprodotti da semplici modelli a singola componente. Un'analisi appropriata dei profili deve tenere in considerazione modelli complessi di atmosfera. Abbiamo analizzato segnali di Stokes I e V osservati tramite il satellite HINODE adottando l'ipotesi di "MIcro Structured Magnetic Atmosphere". L'analisi ha lo scopo finale di definire delle distribuzioni di probabilità per la descrizione statistica del quiet Sun. Quì presentiamo i risultati preliminari dell'analisi ottenuti dall'inversione di circa 15000 profili polarimetrici. Abbiamo analizzato le proprietà della riga fotosferica MnI 5395 in relazione alla sua forte attività, comparata con quella di altre righe fotosferiche, in relazione con il ciclo solare. Abbiamo inizialmente descritto l'atmosfera con modelli unidimensionali per comprendere le proprietà della riga spettrale per poi lavorare con recenti simulazioni MHD tridimensionali. La riga MnI 5395 è sensibile all'attività solare a causa della struttura iperfine degli atomi di manganese. Questa annichila l'effetto dell'allargamento termico e Doppler che solitamente mascherano la sensitività magnetica delle altre righe spettrali. Abbiamo considerato come esempio di riga senza struttura iperfine la riga FeI 5395 e abbiamo analizzato in dettaglio la formazione delle due righe per dimostrare l'effetto della struttura iperfine.