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

Resumo Técnico: Formação e Erupção de Canal de Filamento na Região Ativa Solar 12975

Definição do Problema
As explosões solares (flares) e as ejeções de massa coronal (CMEs) são impulsionadas pelo acúmulo de energia magnética e helicidade na corona solar, frequentemente armazenadas em cordas de fluxo magnético (FRs). Embora o campo magnético coronal tridimensional não possa ser medido diretamente, a modelagem numérica é essencial para reconstruir esses campos e compreender a transição de configurações estáveis para eruptivas. Um desafio central na física solar é identificar limiares universais — especificamente em relação às razões de helicidade — que distinguem regiões ativas (ARs) eruptivas de estáveis. Estudos anteriores baseados em simulações idealizadas sugeriram uma razão crítica de helicidade de corrente para a helicidade relativa total ($|H_J|/|H_V|$) de aproximadamente 0,29 para o início da instabilidade de toro. No entanto, a aplicabilidade desse limiar a ARs reais, orientadas por dados e com trajetórias evolutivas complexas, permanece uma questão em aberto. Este estudo investiga a evolução magnética da Região Ativa (AR) 12975, que produziu duas flares de classe M consecutivas e CMEs em 28 de março de 2022, para testar esses limiares e modelar o processo de formação do filamento.

Metodologia
Os autores empregaram um modelo magnetofriccional dependente do tempo (TMF), uma abordagem orientada por dados que evolui os campos magnéticos coronais através de uma sequência de estados de força livre.

• Dados Observacionais: O estudo utilizou magnetogramas vetoriais do Observatório de Dinâmica Solar (SDO)/Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) para derivar campos elétricos fotossféricos. Estes serviram como o driver de contorno inferior para a simulação. Observações em múltiplos comprimentos de onda do SDO/AIA, Solar Orbiter/EUI e STEREO-A/SECCHI forneceram contexto para a estrutura do filamento e a morfologia da CME.
• Configuração da Simulação: A simulação foi inicializada às 12:00 UT de 26 de março de 2022, com um campo magnético potencial extrapolado dos dados do HMI. O volume coronal foi discretizado em uma grade de $224 \times 224 \times 120$. A evolução foi impulsionada por campos elétricos fotossféricos derivados de uma série temporal de magnetogramas, incorporando um componente não indutivo parametrizado por uma velocidade de emergência ($U$) para controlar a injeção de torção magnética.
• Ajuste de Parâmetros: Uma série de simulações foi executada com velocidades de emergência ($U$) variando de 120 a 180 m s$^{-1}$. Embora $U=120$ m s$^{-1}$ correspondesse mais de perto à taxa de injeção de energia observada, os autores selecionaram $U=180$ m s$^{-1}$ porque este reproduziu melhor a evolução morfológica e o tempo de formação do filamento e a ascensão pré-eruptiva, reconhecendo que uma injeção de energia mais alta é frequentemente necessária em modelos TMF para superar limitações metodológicas na captura de campos horizontais.
• Análise: O estudo analisou a evolução temporal da energia magnética, energia livre, helicidade relativa e a razão $|H_J|/|H_V|$. Adicionalmente, uma análise do índice de decaimento foi realizada para avaliar o início da instabilidade de toro.

Resultos Principais

• Evolução Magnética e Formação de Filamento: A AR exibiu uma configuração bipolar simples com a emergência de novo fluxo a partir de 27 de março. A simulação reproduziu com sucesso a formação gradual de uma corda de fluxo sigmoidal e torcida ao longo de aproximadamente 50 horas, consistente com as observações de EUV. A corda de fluxo modelada formou-se adjacente a campos magnéticos pré-existentes, com uma parte significativa da estrutura coronal não pertencendo ao sistema da FR.
• Injeção de Energia e Helicidade: O driving fotossférico injetou uma helicidade magnética total de $\approx 2,3 \times 10^{42}$ Mx$^2$ e energia magnética de $\approx 2,5 \times 10^{32}$ erg antes da erupção. A simulação mostrou uma fração de energia livre de aproximadamente 35% da energia magnética total no momento da erupção, consistente com estudos TMF anteriores.
• Limiares de Helicidade: No momento da erupção observada (28 de março, de 12:00 UT), a razão de helicidade simulada $|H_J|/|H_V|$ atingiu 0,23. Este valor é inferior ao limiar universal proposto de 0,29. A razão continuou a subir, atingindo 0,32 aproximadamente 7 horas após a erupção observada, ponto no qual a corda de fluxo entrou no regime de instabilidade de toro (índice de decaimento $n > 1,5$).
• Mecanismo de Erupção: A análise descartou a instabilidade de kink como o gatilho primário devido à ausência de deformação helicoidal ou rotação do ápice. Em vez disso, a análise do índice de decaimento indicou que a corda de fluxo entrou no regime de instabilidade de toro quando seu ápice excedeu a altura crítica ($h_{crit}$) onde $n > 1,5$. Isso ocorreu em aproximadamente 55 horas de tempo de simulação, coincidindo com a razão de helicidade atingindo 0,32.
• Precisão Morfológica: A simulação reproduziu a configuração de grande escala e a ascensão gradual da estrutura eruptiva com alta precisão morfológica quando comparada com observações de múltiplos pontos de vista (Terra, Solar Orbiter e STEREO-A), apesar de a natureza quase estática do modelo não capturar a fase de erupção totalmente dinâmica.

Significância e Alegações
O artigo conclui que, embora os modelos TMF possam reproduzir a formação de filamentos com alta fidelidade morfológica, a avaliação quantitativa de limiares eruptivos permanece desafiadora.

• Limiares Dependentes do Contexto: O estudo destaca que as razões de helicidade derivadas variam e desviam-se do valor universal proposto de 0,29. Esse desvio é atribuído à configuração magnética específica da AR 12975, onde a corda de fluxo formou-se dentro de regiões de campo fraco emergente adjacentes a campos fortes pré-existentes, e uma parte substancial da estrutura coronal não fazia parte do sistema eruptivo.
• Limitações do Modelo: Os autores observam que reproduzir as estruturas torcidas observadas exigiu um parâmetro de injeção de energia aproximadamente duas vezes maior que o inferido dos campos de velocidade fotossférica. Isso sugere que os campos magnéticos horizontais nessas regiões podem ser menos sensíveis nas observações, exigindo uma injeção aumentada nos modelos para capturar adequadamente as correntes elétricas necessárias para a formação do filamento.
• Critérios de Eruptividade: Os resultados sugerem que o início da erupção neste evento está associado a uma faixa de razão de helicidade de 0,23–0,35 e ao aumento simultâneo da altura da corda de fluxo entrando no regime de instabilidade de toro. O estudo enfatiza que, embora as razões de helicidade sejam indicadores úteis, elas não são constantes universais e dependem fortemente da história evolutiva e da topologia magnética da região ativa específica.