Formation and Eruption of Filament Channel in Solar Active Region 12975: Insights from Observations and Simulations of Magnetic Field Evolution

Resumen Técnico: Formación y Erupción de un Canal de Filamento en la Región Activa Solar 12975

Planteamiento del Problema
Las llamaradas solares y las eyecciones de masa coronal (CME) son impulsadas por la acumulación de energía magnética y helicidad en la corona solar, a menudo almacenadas en cordones magnéticos (FR, por sus siglas en inglés). Dado que el campo magnético coronal tridimensional no puede medirse directamente, la modelización numérica es esencial para reconstruir estos campos y comprender la transición de configuraciones estables a erupciones. Un desafío central en la física solar es identificar umbrales universales —específicamente respecto a los ratios de helicidad magnética— que distingan las regiones activas (AR) eruptivas de las estables. Estudios previos basados en simulaciones idealizadas sugirieron un ratio crítico de helicidad portadora de corriente respecto a la helicidad relativa total ($|H_J|/|H_V|$) de aproximadamente 0.29 para el inicio de la inestabilidad de toro. Sin embargo, la aplicabilidad de este umbral a regiones activas reales impulsadas por datos, con trayectorias evolutivas complejas, sigue siendo una cuestión abierta. Este estudio investiga la evolución magnética de la Región Activa (AR) 12975, la cual produjo dos llamaradas consecutivas de clase M y CMEs el 28 de marzo de 2022, para probar estos umbrales y modelar el proceso de formación del filamento.

Metodología
Los autores emplearon un modelo magnetofriccional dependiente del tiempo (TMF), un enfoque impulsado por datos que evoluciona los campos magnéticos coronales a través de una secuencia de estados libres de fuerza.

• Datos Observacionales: El estudio utilizó magnetogramas vectoriales del Observatorio de Dinámica Solar (SDO)/Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) para derivar los campos eléctricosas fotosféricos. Estos sirvieron como el impulsor del límite inferior de la simulación. Las observaciones multilongitud de onda de SDO/AIA, Solar Orbiter/EUI y STEREO-A/SECCHI proporcionaron el contexto para la estructura del filamento y la morfología de la CME.
• Configuración de la Simulación: La simulación se inicializó a las 12:00 UT del 26 de marzo de 2022, con un campo magnético potencial extrapolado de los datos de HMI. El volumen coronal se discretizó en una rejilla de $224 \times 224 \times 120$. La evolución fue impulsada por campos eléctricos fotosféricos derivados de una serie temporal de magnetogramas, incorporando un componente no inductivo parametrizado por una velocidad de emergencia ($U$) para controlar la inyección de torsión magnética.
• Ajuste de Parámetros: Se ejecutó una serie de simulaciones con velocidades de emergencia ($U$) que variaron de 120 a 180 m s$^{-1}$. Aunque $U=120$ m s$^{-1}$ coincidía más estrechamente con la tasa de inyección de energía observada, los autores seleccionaron $U=180$ m s$^{-1}$ porque reproducía mejor la evolución morfológica y el tiempo de la formación del filamento observado y el ascenso pre-eruptivo, reconociendo que en los modelos TMF se requiere a menudo una inyección de energía mayor para superar las limitaciones metodológicas al capturar campos horizontales.
• Análisis: El estudio analizó la evolución temporal de la energía magnética, la energía libre, la helicidad relativa y el ratio $|H_J|/|H_V|$. Además, se realizó un análisis del índice de decaimiento para evaluar el inicio de la inestabilidad de toro.

Result el Clave

• Evolución Magnética y Formación del Filamento: La AR exhibió una configuración bipolar simple con la emergencia de nuevo flujo el 27 de marzo. La simulación reprodujo con éxito la formación gradual de un cordón magnético sigmoidal y retorcido durante aproximadamente 50 horas, lo cual es consistente con las observaciones de EUV. El cordón magnético modelado se formó adyacente a campos magnéticos preexistentes, con una parte significativa de la estructura coronal sin pertenecer al sistema del FR.
• Inyección de Energía y Helicidad: El impulso fotosférico inyectó una helicidad magnética total de $\approx 2.3 \times 10^{42}$ Mx$^2$ y una energía magnética de $\approx 2.5 \times 10^{32}$ erg antes de la erupción. La simulación mostró una fracción de energía libre de aproximadamente el 35% de la energía magnética total en el momento de la erupción, lo cual es consistente con estudios TMF previos.
• Umbrales de Helicidad: En el momento de la erupción observada (28 de marzo, 12:00 UT), el ratio de helicidad simulado $|H_J|/|H_V|$ alcanzó 0.23. Este valor es inferior al umbral universal propuesto de 0.29. El ratio continuó aumentando, alcanzando 0.32 aproximadamente 7 horas después de la erupción observada, punto en el cual el cordón magnético entró en el régimen de inestabilidad de toro (índice de decaimiento $n > 1.5$).
• Mecanismo de Erupción: El análisis descartó la inestabilidad de kink como el disparador primario debido a la falta de deformación helicoidal o rotación del ápice. En su lugar, el análisis del índice de decaimiento indicó que el cordón magnético entró en el régimen de inestabilidad de toro cuando su altura de ápice excedió la altura crítica ($h_{crit}$) donde $n > 1.5$. Esto ocurrió aproximadamente a las 55 horas de la simulación, coincidiendo con el momento en que el ratio de helicidad alcanzó 0.32.
• Precisión Morfológica: La simulación reprodujo la configuración a gran escala y el ascenso gradual de la estructura eruptiva con una alta precisión morfológica en comparación con las observaciones desde múltiples puntos de vista (Tierra, Solar Orbiter y STEREO-A), a pesar de que la naturaleza cuasi-estática del modelo no captura la fase de erupción totalmente dinámica.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo concluye que, si bien los modelos TMF pueden reproducir la formación de filamentos con alta fidelidad morfológica, la evaluación cuantitativa de los umbrales eruptivos sigue siendo un desafío.

• Umbrales Dependientes del Contexto: El estudio destaca que los umbrales de ratio de helicidad derivados varían y se desvían del valor universal propuesto de 0.29. Esta desviación se atribuye a la configuración magnética específica de la AR 12975, donde el cordón magnético se formó dentro de regiones de campo débil emergente adyacentes a campos fuertes preexistentes, y una parte sustancial de la estructura coronal no formaba parte del sistema eruptivo.
• Limitaciones del Modelo: Los autores señalan que reproducir las estructuras retorcidas observadas requirió un parámetro de inyección de energía aproximadamente el doble del valor inferido de los campos de velocidad fotosféricos. Esto sugiere que los campos magnéticos horizontales en tales regiones pueden ser menos sensibles en las observaciones, requiriendo una inyección aumentada en los modelos para capturar con precisión las corrientes eléctricas necesarias para la formación del filamento.
• Criterios de Eruptividad: Los resultados sugieren que el inicio de la erupción en este evento está asociado con un rango de ratio de helicidad de 0.23–0.35 y el aumento simultáneo de la altura del cordón magnético al entrar en el régimen de inestabilidad de toro. El estudio subraya que, si bien los ratios de helicidad son indicadores útiles, no son constantes universales y dependen fuertemente de la historia evolutiva y la topología magnética de la región activa específica.