Figura 2 - La densidad de flujo espectral observada (cruces con barras de error) y la densidad de flujo (líneas continuas) a 212 GHz (izquierda) y 405 GHz (derecha) predichas por el modelo de emisión de cinta de destellos para las temperaturas de la región de transición se muestran en rosa, líneas de color amarillo oscuro y azul oscuro respectivamente.
Las erupciones solares son procesos explosivos repentinos que convierten la energía del campo magnético en energía cinética de electrones e iones. Desde principios de siglo, Las observaciones milimétricas de erupciones solares se volvieron rutinariamente posibles en unas pocas frecuencias con una resolución espacial limitada (ver Kaufmann 2012, como revisión). Uno de los aspectos más desconcertantes de las observaciones en longitudes de onda milimétricas (200-400 GHz) es la presencia, en algunas llamaradas, de un componente espectral brillante que crece con la frecuencia. Esta emisión es aproximadamente cien billones de veces más potente que la potencia de los escáneres de cuerpo completo milimétricos activos que se utilizan en los aeropuertos de todo el mundo.
El gran flujo de ~ 10 4 unidades de flujo solar (sfu) a 400 GHz en algunas llamaradas y una correlación notable con la emisión de rayos X duros llevaron rápidamente a la propuesta de que la emisión probablemente esté asociada con electrones no térmicos acelerados (Kaufmann et al. 2001). La medición de los tamaños de las fuentes de emisión de radio podría proporcionar limitaciones de observación adicionales. Sin embargo, Actualmente no hay mediciones confiables del tamaño de la fuente cerca de 400 GHz y existe una larga lista de mecanismos de emisión propuestos (por ejemplo, Kaufmann 2012, Fleishman y Kontar, 2011, Zaitsev y col., 2014), cuales, Desafortunadamente, tienen varios supuestos que no se pueden verificar mediante la observación.
Sin embargo, los análisis recientes de la relación entre el área de las cintas de la llamarada y el componente milimétrico de la llamarada sugieren que un modelo de emisión térmica, en el que la emisión de radio se origina en la región de transición de las cintas de llamaradas solares perturbadas por el calentamiento de electrones acelerado por llamaradas, puede explicar las desconcertantes observaciones.
Observaciones y comparación de modelos
En el estudio se han utilizado un total de 17 erupciones solares con observaciones de flujo de radio en un rango milimétrico. Para los eventos seleccionados, Se ha comprobado que los índices espectrales determinados por los flujos de radio a 212 GHz y 405 GHz son compatibles con varios mecanismos de emisión, incluida la emisión libre libre ópticamente gruesa.
Figura 1 - El espectro de densidad de flujo que muestra el componente milimétrico ascendente (mostrado por la elipse verde) por encima de 200 GHz (izquierda) y la cinta de llamarada solar UV observada por el satélite TRACE (derecha). Crédito:La figura de Kontar et al, 2018.
La densidad de flujo espectral observada es proporcional al área de la fuente emisora debido a la relación de Rayleigh-Jeans. Por lo tanto, el área es un parámetro importante para un modelo de emisión térmica. Si la emisión milimétrica se origina en un plasma térmico ópticamente grueso en la región de transición / cromosfera superior, entonces el área del plasma calentado (área de la cinta de llamarada) debería ser suficiente para proporcionar el flujo de radio observado.
Para evaluar el área de la cinta de destello, Las imágenes UV se han estudiado en la banda de paso de 1600 Å, obtenido de Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) y del Solar Dynamics Observatory Atmospheric Imaging Assembly (SDO / AIA). La Figura 2 muestra que todos los flujos de radio observados pueden explicarse por la radiación de un plasma ópticamente espeso con la temperatura entre 10 4 y 10 6 Kelvin, que es típico de la región de transición de la atmósfera solar.
Es importante tener en cuenta que el plasma relativamente denso calentado por electrones energéticos a temperaturas de 0,1 a 1 millón de Kelvin (MK) conduce a una mayor radiación, de modo que las pérdidas por radiación conduzcan a un enfriamiento eficaz. Las estimaciones del tiempo de enfriamiento radiativo sugieren que el plasma puede enfriarse rápidamente (a una escala inferior a un segundo) si el tiempo de calentamiento es mayor que el tiempo de pérdida de radiación. Por eso, la interacción entre el calentamiento de electrones no térmico y el enfriamiento radiativo del plasma denso puede explicar la variabilidad observada en menos de un segundo de la emisión milimétrica de la llamarada.
Se propone que los grandes flujos espectrales del rango milimétrico observado (o sub-THz) de emisión estén asociados con las grandes áreas de estas cintas de destellos. Luego, la emisión de rango milimétrico es producida por plasma térmico en las cintas de antorcha calentadas. Las bengalas que muestran cintas de bengalas extendidas deben producir grandes flujos en un rango de frecuencia milimétrica, lo cual es consistente con las observaciones. Luego, la emisión térmica de una región de transición ópticamente gruesa y / o plasma coronal bajo, con temperaturas entre 0.1-2 ~ MK produce un espectro que crece con la frecuencia requerida por las observaciones. La comparación del modelo de flare-ribbon con las observaciones existentes muestra que la densidad de flujo espectral milimétrica (200-400 GHz) en todas las bengalas estudiadas puede explicarse mediante el modelo.
