El objetivo de esta tesis es el estudio de la estructura magnética de filamentos solares en regiones activas (RAs) y esclarecer su formación y evolución. Mientras que se han observado en numerosas ocasiones (y con diferentes resoluciones espaciales) filamentos fuera de RAs y sobre el limbo solar, el número de observaciones de filamentos en RAs es realmente escaso en la literatura. Los filamentos en RAs son fenómenos importantes que pueden dar lugar a eyecciones de masa coronal (EMC) cuyo material puede ser expulsado hacia el espacio con velocidades muy grandes pudiendo afectar a la Tierra. Las EMC están asociadas con cambios globales del campo magnético en la corona.
En base a estos objetivos, se han estudiado en detalle datos espectropolarimétricos de los cuatro perfiles de Stokes en la región espectral de 10830 A. Las observaciones fueron tomadas en julio de 2005 con el polarímetro TIP en la VTT en Tenerife. Se realizaron observaciones de un filamento en una RA. El filamento se encontraba sobre la línea de inversión de polaridad (LIP) perteneciente a una RA que se encontraba en su fase de decaimiento. La región espectral de 10830 A ofrece la ventaja de disponer de varias líneas espectrales relevantes que se pueden observar de manera simultánea. Entre estas líneas se encuentra el triplete cromosférico de helio, una línea fotosférica de silicio y dos líneas telúricas. Durante la campaña de observación se tomaron dos mapas el 3 de julio y siete mapas y una serie temporal el 5 de julio. Estos datos se han preparado cuidadosamente para ser analizados mediante diferentes códigos de inversión. Como resultado de las inversiones de los cuatro parámetros de Stokes (I,Q,U,V) del triplete de helio 10830 A se han obtenido los valores del campo magnético más fuertes jamás registrados (600-700 Gauss).
El siguiente paso consistió en determinar la estructura magnética, en el sistema de referencia local del Sol, en la cromosfera. Para ello fue necesario resolver la ambigüedad de los 180 grados. Existen varios métodos para solucionar este problema. En esta tesis se usó la herramienta AZAM. Las imágenes de helio permitieron distinguir dos áreas diferentes del filamento: (1) un área que presenta un filamento con forma alargada y grosor fino que corresponde al eje principal del filamento y (2) un área donde el filamento aparece difuso y extenso. Desde el punto de vista magnético, la primera parte presenta líneas de campo alargadas (paralelas) al eje del filamento mientras que en la segunda parte las líneas de campo pasan gradualmente de ser paralelas al eje a una configuración de polaridad normal.
Para entender la estructura magnética global del filamento se incluyó en el análisis la línea de silicio 10827 A, la cual nos proporcionó la distribución magnética en la fotosfera. Dicha estructura presenta las siguientes características: (1) debajo del eje del filamento la configuración de polaridad es inversa, (2) debajo del filamento difuso se observan penumbras huérfanas y poros. Las líneas de campo en estas estructuras son alargadas y paralelas a la LIP.
Es de destacar que, por primera vez, se obtiene en un filamento de una RA el vector del campo magnético simultáneamente en la cromosfera y fotosfera. Del análisis del vector del campo magnético se dedujo que el filamento es soportado por líneas de campo con forma de hélice. El eje principal de la hélice se encuentra, en una parte del filamento en la cromosfera mientras que en la otra en la fotosfera. El eje en la fotosfera da lugar a la creación de penumbras huérfanas. Para confirmar la estructura magnética propuesta, se realizaron extrapolaciones del campo magnético bajo la aproximación no lineal y libre de fuerzas. Como novedad, al disponer de magnetogramas vectoriales en dos alturas diferentes, estas extrapolaciones se pudieron realizar desde la fotosfera y también desde la cromosfera. Las líneas de campo obtenidas en ambas extrapolaciones son consistentes entre ellas y además confirmaron la estructura magnética propuesta con forma de hélice. Al disponer de magnetogramas vectoriales en dos diferentes alturas se pudo estimar la altura de formación promedio de He I 10830 A, que resultó ser, en nuestras observaciones, de unos 1.4 Mm por encima de la superficie solar. Además, hemos propuesto un nuevo método para resolver la ambigüedad de los 180 grados usando extrapolaciones desde la fotosfera en combinación con el vector del campo magnético en la cromosfera. La solución obtenida a través de este método concuerda con la obtenida usando AZAM.
Una vez obtenida la estructura magnética del filamento, pasamos a explicar cómo se ha formado éste. Para ello se estudiaron las velocidades a lo largo de la línea de visión, es decir, los desplazamientos Doppler de la línea espectral. Las velocidades se calibraron en una escala absoluta usando las líneas telúricas y corrigiendo los movimientos orbitales Sol-Tierra y el corrimiento al rojo gravitacional. Se calculó una nueva longitud de onda (10832.108 A) para la línea telúrica más próxima a la componente roja del triplete de He I 10830 A. Se usaron diferentes estrategias de inversión para determinar el movimiento de las líneas de campo transversales. De nuevo el filamento se puede dividir en dos áreas que se comportan de manera diferente: (1) los campos transversales correspondientes al filamento que se encuentra muy bajo en la atmósfera solar presentan en promedio movimientos ascendentes en la fotosfera y parches ascendentes en la cromosfera. Interpretamos esto como un ascenso global de toda la hélice. (2) La otra parte del filamento muestra, el primer día de observación, movimientos ascendentes en ambas alturas. Dos días más tarde, en la fotosfera se siguen viendo movimientos promedios ascendentes pero con velocidades más lentas. En cambio, en la cromosfera, el eje del filamento muestra movimientos descendentes. Interpretamos este resultado como una detención en el ascenso del filamento. El estudio de las velocidades a lo largo de la línea de visión en la cromosfera revelaron velocidades con sentido descendente omnipresentes en toda la fácula. Estas velocidades son del orden de 1.6 km/s. Se encuentran agrupaciones localizadas de velocidades supersónicas con sentido descendente a lo largo de la LIP. Estas velocidades están asociadas con campos cuya orientación es predominantemente a lo largo de la línea de visión. Especulamos que estas velocidades podrían ser la manifestación fotosférica de las velocidades faculares omnipresentes o debidas a material que cae de la hélice durante su ascenso en la atmósfera solar.
La historia evolutiva que proponemos para este filamento en una RA corresponde a la emergencia de líneas de campo helicoidales desde debajo de la fotosfera. No se han encontrado velocidades descendentes de los campos transversales en la fotosfera, lo cual descarta varios modelos de formación de filamentos para nuestro caso en particular. Los resultados presentados en esta tesis no son compatibles con modelos de formación de filamentos que generan la hélice magnética mediante procesos de reconexión en la corona. En nuestro caso detectamos la hélice en la misma fotosfera.