Linhas de cálcio II H e hidrogénio-êpsilon permanecem fortes no estágio de declínio de uma erupção solar vista pelo DKIST

Observações indicam que as linhas de cálcio II H e hidrogénio-êpsilon permanecem muito mais fortes do que os modelos previam, mesmo no estágio de declínio da erupção

Observação no Havaí com o Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST)

Em 19 de agosto de 2022, heliossfísicos usaram o Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST), no Havaí, para registar os remanescentes já em enfraquecimento de uma erupção solar de classe C. Nessas medições, surgiram linhas espectrais invulgares de cálcio II H e de hidrogénio-êpsilon, analisadas em detalhe pela primeira vez especificamente durante o estágio de declínio do fenómeno.

Um estudo recente concluiu que ambas as linhas se apresentaram mais intensas do que o previsto por modelos teóricos, o que sugere lacunas no entendimento atual sobre como se dá o aquecimento da atmosfera solar.

O que os espectros revelam sobre a cromosfera

Os espectros obtidos quando a luz atravessa os instrumentos de telescópios solares mostram de que forma essa luz é emitida, absorvida ou refletida. Neste caso, as linhas de cálcio II H e de hidrogénio-êpsilon trouxeram informações sobre a cromosfera do Sol - uma camada complexa situada entre a fotosfera e a coroa.

Essas linhas estão associadas ao cálcio ionizado e à atividade de campos magnéticos na região afetada pela erupção, ajudando a caracterizar o ambiente físico onde o evento ocorre.

Por que as linhas de cálcio II H e hidrogénio-êpsilon desafiam os modelos no estágio de declínio

Durante muito tempo, o exame detalhado dessas linhas foi limitado por restrições instrumentais. A elevada resolução do DKIST tornou possível recolher dados capazes de expor fragilidades em modelos de física solar: as simulações reproduzem apenas parte das características da erupção, mas não dão conta das discrepâncias na luminosidade e na largura das linhas, sobretudo quando a erupção já está a perder energia.

Uma erupção solar é normalmente descrita em três fases: prévia, impulsiva e de declínio. No declínio, a energia do evento diminui e a área vai arrefecendo. Ainda assim, as observações do DKIST mostraram que as linhas de cálcio II H e de hidrogénio-êpsilon continuaram intensas e com estrutura complexa mesmo nessa fase, contrariando o que se esperaria.

Instrumentos do DKIST e comparação com modelos

Os dados foram recolhidos com o espectropolarímetro do DKIST e com um instrumento visual de banda larga de alta resolução. Em conjunto, forneceram espectros e imagens de elevada precisão, essenciais para avaliar a estrutura da erupção.

Ao comparar os resultados com diferentes modelos, verificou-se que as simulações concordam com o formato da linha de hidrogénio-êpsilon, mas não com a linha de cálcio II H. Esse contraste reforça a necessidade de rever as teorias sobre o aquecimento da atmosfera solar.

Próximas observações com o DKIST

A equipa pretende recorrer a novas observações de erupções com o DKIST para aprimorar os modelos. A expectativa é esclarecer de que forma as erupções aquecem a atmosfera solar em todas as etapas da sua atividade.

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