Analysis of Eruptive Prominence Plasma Parameters' Effects on the \ion{He}{2} 304~\AA\ Line with Solar Orbiter EUI Observations

Resumo Técnico: Análise dos Efeitos dos Parâmetros do Plasma de Proeminência Eruptiva na Linha He II 304 Å com Observações do Solar Orbiter EUI

1. Problema e Objetivo

O estudo foca na erupção de uma grande proeminência solar observada em 15 de fevereiro de 2022 pelo Imager de Ultravioleta Extremo (EUI) a bordo da sonda Solar Orbiter. O objetivo principal é determinar a faixa de parâmetros físicos desta proeminência (temperatura, velocidade radial, altitude) e investigar como esses parâmetros influenciam a formação da linha espectral de Hélio II (He II) em 304 Å.

Uma questão central abordada é a origem da emissão observada: ela deriva principalmente do espalhamento ressonante da radiação solar incidente ou da excitação colisional? Um estudo anterior (Mierla et al., 2022) conjecturou que a emissão seria devida à excitação colisional, mas não chegou a uma conclusão concreta. Este trabalho visa resolver essa questão através de modelagem não-LTE (fora do equilíbrio termodinâmico local) e análise de dados observacionais.

2. Metodologia

A abordagem combinou observações multiespectrais com modelagem física avançada:

• Observações:
  • Solar Orbiter (EUI/FSI): Utilizado para observar a proeminência no canal de 304 Å, permitindo o rastreamento de características brilhantes até altitudes superiores a $6 R_\odot$.
  • STEREO (EUVI-A): Dados dos canais 171 Å e 195 Å foram utilizados para realizar uma análise de razão de filtros (filter-ratio). Isso permitiu diagnosticar a temperatura do plasma eruptivo, assumindo que o plasma é opticamente fino e isotérmico ao longo da linha de visada.
• Modelagem Não-LTE:
  • Foi utilizado um modelo de placa 1D vertical representando a proeminência e sua região de transição proeminência-coroa (PCTR).
  • Foram resolvidas as equações de transferência radiativa e equilíbrio estatístico para Hidrogênio e Hélio.
  • Simulação de Monte Carlo: Geraram-se 200 modelos aleatórios variando parâmetros de entrada (temperatura central e superficial, pressão, massa colunar, velocidade radial, altitude, microturbulência e o expoente $\gamma$ que define a inclinação do gradiente de temperatura na PCTR).
• Análise de Dados:
  • Gráficos de Coordenadas Paralelas: Utilizados para visualizar as relações multivariadas entre os parâmetros de entrada e os resultados do modelo (intensidade integrada, espessura óptica e termos da função fonte).
  • Decomposição da Função Fonte: A contribuição dos termos de colisão ($\epsilon B_{\nu_0}$) e radiativos ($(1-\epsilon)\bar{J}$) foi analisada para determinar o mecanismo dominante de formação da linha.

3. Contribuições Principais

• Diagnóstico de Temperatura em Altas Altitudes: Aplicação bem-sucedida da técnica de razão de filtros com dados do STEREO para restringir a temperatura da proeminência eruptiva em altitudes onde instrumentos como o SDO/AIA não conseguiam rastrear o evento.
• Identificação de Parâmetros Críticos: Uso sistemático de gráficos de coordenadas paralelas para identificar quais parâmetros físicos controlam a intensidade e a formação da linha He II 304 Å em condições eruptivas extremas.
• Resolução do Debate Espalhamento vs. Colisão: Fornecimento de evidências quantitativas para refutar a conjectura de que a emissão em 304 Å nesta erupção específica é dominada por excitação colisional, esclarecendo o mecanismo físico real.

4. Resultados Chave

• Parâmetros Restritos:
  • Temperatura: A análise de razão de filtros restringiu a temperatura superficial da proeminência para $\log T [K] \approx 5.20 - 5.40$ (0.16 - 0.25 MK).
  • Velocidade Radial: Rastreamento de características indicou velocidades entre $1180$e$2200$ km/s.
  • Altitude: O evento foi observado entre $2.0$e$3.5 R_\odot$.
• Fatores Determinantes na Formação da Linha:
  • A Massa Colunar e a inclinação do perfil de temperatura ($\gamma$) foram identificadas como os fatores mais importantes que afetam a intensidade integrada, a espessura óptica e o termo radiativo da linha He II 304 Å.
  • A Velocidade Radial não mostrou ser um parâmetro significativo neste contexto específico, diferentemente de estudos anteriores em proeminências mais lentas.
• Mecanismo de Formação da Linha:
  • O termo de colisão na função fonte foi encontrado como negligenciável (valores baixos em todos os 200 modelos).
  • O termo radiativo é dominante. Especificamente, a emissão é controlada pela recombinação radiativa do He III (hélio totalmente ionizado), seguida por cascatas que populam o estado $n=2$ do He II, resultando na emissão espontânea em 304 Å.
  • O espalhamento ressonante é ineficiente devido à alta altitude (diluição da radiação incidente) e à alta velocidade radial (efeito de escurecimento Doppler que tira os fótons da ressonância).

5. Significância e Conclusões

Este estudo demonstra que, para proeminências eruptivas de alta altitude e alta velocidade, a formação da linha He II 304 Å muda fundamentalmente em comparação com proeminências quiescentes de baixa altitude:

1. Mudança de Regime: A emissão deixa de ser dominada pelo espalhamento ressonante da radiação solar e passa a ser dominada pela recombinação radiativa.
2. Refutação de Conjecturas: Os resultados contradizem a hipótese de Mierla et al. (2022) de que a emissão seria de excitação colisional, mostrando que, embora a colisão seja o mecanismo de destruição de fótons, a formação da linha é radiativa.
3. Dependência de Parâmetros: A intensidade observada é fortemente dependente da massa colunar e da estrutura térmica da PCTR, e não da velocidade de ejeção, devido aos efeitos de Doppler e diluição de radiação.

O trabalho fornece uma base sólida para futuras pesquisas comparativas e para a interpretação de observações de proeminências eruptivas por instrumentos como o EUI e o SPICE, destacando a necessidade de considerar a recombinação radiativa em modelos de diagnóstico de plasma solar em erupções.