Imágenes de la protuberancia y parámetros inferidos para cada componente en las posiciones observadas (en amarillo en panel superior izquierdo). Las rendijas pintadas son más anchas que en la observación. Las marcas principales de los ejes indican 50”.
Entender los campos magnéticos en la corona solar es esencial para explicar procesos físicos fascinantes que ocurren en ella. Sin embargo, las condiciones extremas de la atmósfera externa del Sol dificultan la obtención de observaciones con la calidad necesaria para inferir dichos campos magnéticos. El análisis de observaciones de sobredensidades de plasma frío sostenidas por el campo magnético en la corona, como son los filamentos y las protuberancias, nos permite conocer propiedades de dicho campo magnético y su interacción con el plasma.
En este trabajo, hemos analizado una protuberancia en una región activa, un tipo de estructura que apenas ha sido investigada en estudios previos. En particular, hemos usado observaciones espectropolarimétricas obtenidas en el multiplete He I D3 a alta sensibilidad polarimétrica con el instrumento ZIMPOL-3 en el observatorio de IRSOL (Suiza).
La calidad de las observaciones nos ha permitido detectar una impresionante diversidad de condiciones físicas en la protuberancia. Aplicando el código HAZEL desarrollado por el grupo de Física Solar del IAC, encontramos que las observaciones en la protuberancia pueden describirse mediante dos componentes magnéticas con ensanchamientos térmicos muy diferentes, dependiendo las propiedades de cada componente de la distancia al limbo solar. Cerca del limbo solar, ambas componentes tienen una presencia similar y muestran velocidades en la línea de visión de 1-3 km s-1 y campos magnéticos principalmente horizontales de ~30 G. Por el contrario, a 10"-40" del limbo solar, las propiedades de la protuberancia están dadas por una componente mayoritaria que muestra velocidades en la línea de visión menores de 3 km s-1 y campos magnéticos fundamentalmente horizontales de 20-80 G. Aunque su presencia sea menor lejos del limbo solar, la componente minoritaria es también necesaria ya que su mayor ensanchamiento térmico es imprescindible para explicar rasgos de las mediciones obtenidas. Además, hallamos indicios de eventos particulares en la protuberancia, como son desplazamientos hacia el azul potencialmente supersónicos en el cuerpo de la protuberancia y una posible torsión cerca de uno de sus pies.
