Full-Disk Spectroscopy of the Solar Corona Across a Solar Cycle with Hinode/EIS

Resumo Técnico: Espectroscopia de Disco Total da Coroa Solar ao Longo de um Ciclo Solar com o Hinode/EIS

Definição do Problema
A estrutura e a dinâmica da coroa solar são governadas pelo ciclo magnético de 11 anos do Sol. Embora a evolução do campo magnético global de um mínimo dipolar para um máximo multipolar complexo seja bem compreendida, como essa variabilidade se manifesta em observáveis integrados no disco, do tipo "Sol-como-estrela", permanece pouco restringida. Estudos de atividade estelar baseiam-se em espectros integrados, contudo, as contribuições específicas das regiões ativas versus o Sol quieto para esses sinais integrados são difíceis de separar sem resolução espacial. Trabalhos anteriores utilizando imagens de banda larga e análise de Emissão Diferencial (DEM) de Raios-X Suaves sugeriram que a variabilidade do ciclo solar nas coroas estelares é impulsionada principalmente pela mudança na fração do disco ocupada por regiões ativas (o fator de preenchimento), e não por mudanças intrínsecas nas propriedades do plasma dessas regiões. No entanto, esta hipótese não foi rigorosamente testada utilizando dados espectroscópicos de alta resolução capazes de diagnosticar a cinemática do plasma (velocidades Doppler) e o alargamento não térmico através de todo o disco solar.

Metodologia
Para abordar isso, os autores compilaram e analisaram 18 mosaicos espectroscópicos de disco total obtidos pelo Espectrômetro de Imagem de EUV do Hinode (Hinode/EIS) entre 2013 e 2024. Este conjunto de dados abrange a fase de declínio do ciclo solar 24, o mínimo e a ascensão do ciclo solar 25.

• Observações: O estudo utilizou varreduras de mosaico de fenda estreita (2 arcseg) com um passo de 4 arcseg (rasterização esparsa) para completar a cobertura de disco total dentro de uma janela de 48 horas.
• Processamento de Dados: Os autores empregaram o pipeline EISMaps para montar os mosaicos. Os espectros foram corrigidos para efeitos instrumentais e calibrados radiometricamente utilizando Del Zanna et al. (2025).
• Análise Espectral: A análise focou na linha Fe XII 195.119 Å (log T [K] $\sim$ 6.2), que forneceu sinal-ruído suficiente para derivar velocidades não térmicas. Perfis Gaussianos foram ajustados usando o algoritmo MPFIT dentro do código EISPAC. Ajustes de dois componentes foram usados para o Fe XII para contabilizar a mistura com a linha 195.179 Å.
• Classificação de Características: Regiões ativas foram identificadas usando Space-weather HMI Active Region Patches (SHARP), enquanto buracos coronais foram localizados via imagens de múltiplos comprimentos de onda e um método de rede neural. O "Sol quieto" foi definido como pixels do disco não classificados como regiões ativas ou buracos coronais. Pixels próximos ao limbo ($\theta > 85^\circ$) foram excluídos para minimizar artefatos de correção de cosseno Doppler.
• Métricas: O estudo derivou mapas espacialmente resolvidos e valores integrados no disco para intensidade, velocidade Doppler e velocidade não térmica ($v_{nt}$).

Principais Contribuições
Este trabalho fornece o primeiro levantamento espectroscópico abrangente e de longo prazo de todo o disco solar cobrindo uma parte significativa de um ciclo solar. Diferentemente de estudos anteriores que dependiam de imagens de banda larga ou DEMs de Raios-X, este conjunto de dados oferece diagnósticos diretos de movimentos de plasma e atividade de ondas. Os autores liberam mapas de disco total processados de intensidade, velocidade Doppler e velocidade não térmica para plasma de log T [K] $\sim$ 4.7–7.1, juntamente com uma análise específica do componente de log T [K] $\sim$ 6.2.

Resultados

1. Intensidade Integrada no Disco: A intensidade coronal total integrada no disco mostra uma forte correlação positiva com o ciclo solar ($r=0.91$), consistente com observações estelares. Esta variabilidade acompanha de perto o número de manchas solares.
2. Distribuições de Plasma (Velocidade e Alargamento Não Térmico):
   • Disco Total e Sol Quieto: As distribuições de velocidades Doppler e não térmicas não mostram modulação clara ao longo do ciclo solar. O centroide de velocidade permanece estável em $\sim$ 0 km/s, e a dispersão das velocidades é consistente ao longo de todo o ciclo.
   • Regiões Ativas: Uma forte dependência da velocidade Doppler em relação à intensidade é observada; regiões de alta intensidade agrupam-se próximo a 0 km/s ou mostram leves desvios para o vermelho (redshifts), enquanto regiões de menor intensidade inclinam-se para fluxos ascendentes (upflows). Crucialmente, a relação entre o plasma em fluxo ascendente e o elevado alargamento não térmico persiste durante todo o ciclo, sem variação clara.
3. Intensidade de Região Ativa por Unidade de Ângulo Sólido: Embora a intensidade total da região ativa acompanhe o ciclo, a intensidade normalizada pelo ângulo sólido da região ativa mostra apenas uma correlação moderada com o ciclo solar ($r=0.53$). Isso sugere que, embora a área das regiões ativas conduza o sinal global, pode haver um efeito secundário onde regiões ativas próximas ao máximo solar possuem maior intensidade intrínseca por unidade de área, ou que a emissão difusa das periferias das regiões ativas (não capturada pelas máscaras SHARP) influencia a normalização.

Significância e Alegações
O artigo conclui que a variabilidade da intensidade coronal integrada no disco ao longo do ciclo solar é impulsionada principalmente pela mudança na fração do disco ocupada por regiões ativas (o fator de preenchimento), e não por mudanças nas propriedades espectroscópicas intrínsecas (cinemática e alargamento não térmico) do plasma dentro dessas regiões.

A persistência da correlação entre fluxos ascendentes e alargamento não térmico em regiões ativas ao longo do ciclo implica que os mecanismos cinemáticos subjacentes (ex: aquecimento impulsivo, atividade de ondas não resolvida ou reconexão) são insensíveis à configuração do campo magnético global. Isso apoia a hipótese utilizada na modelagem de ciclos de atividade de raios-X para análogos solares, onde a física do plasma por região é tratada como relativamente fixa, e a variabilidade do ciclo é atribuída aos fatores de preenchimento.

Os autores observam uma ressalva modesta: a correlação moderada entre a intensidade da região ativa normalizada e o ciclo solar sugere que ou a intensidade intrínseca das regiões ativas aumenta com a fase do ciclo (potencialmente devido a um maior fluxo magnético não assinado) ou que a técnica de mascaramento não exclui totalmente a emissão difusa. Distinguir entre essas possibilidades exigiria uma comparação direta com dados de fluxo magnético HMI, o que está além do escopo da análise atual. O estudo reforça a utilidade da espectroscopia "Sol-como-estrela" para interpretar ciclos de atividade estelar, mas destaca a necessidade de futuros espectrômetros de alto rendimento (como o SOLAR-C/EUVST) para refinar as medições das velocidades não térmicas do Sol quieto.