Figura 2 – La densità di flusso spettrale osservata (incroci con barre di errore) e la densità di flusso (linee continue) a 212 GHz (sinistra) e 405 GHz (destra) previste dal modello di emissione del nastro flare per le temperature della regione di transizione sono mostrate in rosa, rispettivamente linee giallo scuro e blu scuro.
I brillamenti solari sono processi esplosivi improvvisi che convertono l'energia del campo magnetico in energia cinetica di elettroni e ioni. Dall'inizio del secolo, osservazioni millimetriche dei brillamenti solari sono diventate abitualmente possibili a poche frequenze con una risoluzione spaziale limitata (vedi Kaufmann 2012, come recensione). Uno degli aspetti più sconcertanti delle osservazioni a lunghezze d'onda millimetriche (200-400 GHz) è la presenza, in alcuni bagliori, di una componente spettrale brillante che cresce con la frequenza. Questa emissione è circa cento trilioni di volte più potente della potenza degli scanner a corpo intero millimetrici attivi utilizzati negli aeroporti di tutto il mondo.
Il grande flusso di ~10 4 unità di flusso solare (sfu) a 400 GHz in alcuni brillamenti e una notevole correlazione con l'emissione di raggi X duri hanno portato rapidamente alla proposta che l'emissione è probabilmente associata a elettroni non termici accelerati (Kaufmann et al. 2001). La misurazione delle dimensioni delle sorgenti di emissione radio potrebbe fornire ulteriori vincoli osservativi. Però, attualmente non ci sono misurazioni affidabili della dimensione della sorgente vicino a 400 GHz e c'è un lungo elenco di meccanismi di emissione proposti (es. Kaufmann 2012, Fleishman e Kontar, 2011, Zaitsev et al. 2014), quale, Sfortunatamente, hanno diverse ipotesi che non possono essere verificate osservativamente.
Però, le recenti analisi della relazione tra l'area dei nastri svasati e la componente millimetrica della svasatura suggeriscono che un modello di emissione termica, in cui l'emissione radio proviene dalla regione di transizione dei nastri di brillamento solare perturbati dal riscaldamento degli elettroni accelerato dal brillamento, può spiegare le osservazioni sconcertanti.
Osservazioni e confronto dei modelli
Nello studio sono stati utilizzati un totale di 17 brillamenti solari con osservazioni del flusso radio a una distanza millimetrica. Per gli eventi selezionati, gli indici spettrali determinati dai flussi radio a 212 GHz e 405 GHz sono risultati coerenti con diversi meccanismi di emissione inclusa l'emissione libera otticamente spessa.
Figura 1 – Lo spettro della densità di flusso che mostra la componente millimetrica in aumento (mostrata da un'ellisse verde) sopra i 200 GHz (a sinistra) e il nastro del brillamento solare UV osservato dal satellite TRACE (a destra). Credito:la figura di Kontar et al, 2018.
La densità di flusso spettrale osservata è proporzionale all'area della sorgente emittente a causa della relazione di Rayleigh-Jeans. Perciò, l'area è un parametro importante per un modello di emissione termica. Se l'emissione millimetrica proviene da plasma termico otticamente denso nella cromosfera superiore/regione di transizione, quindi l'area del plasma riscaldato (area del nastro svasato) dovrebbe essere sufficiente per fornire il flusso radio osservato.
Per valutare l'area del nastro luminoso, Le immagini UV sono state studiate alla banda passante 1600 Å, ottenuto dalla Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) e dal Solar Dynamics Observatory Atmospheric Imaging Assembly (SDO/AIA). La figura 2 mostra che tutti i flussi radio osservati possono essere spiegati dalla radiazione di un plasma otticamente spesso con una temperatura compresa tra 10 4 e 10 6 Kelvin, che è tipico per la regione di transizione dell'atmosfera solare.
È importante notare che il plasma relativamente denso riscaldato da elettroni energetici a temperature di 0,1-1 milioni di Kelvin (MK) porta a radiazioni potenziate, in modo che le perdite di radiazione porterebbero a un raffreddamento efficace. Le stime del tempo di raffreddamento radiativo suggeriscono che il plasma può raffreddarsi rapidamente (in una scala inferiore al secondo) se il tempo di riscaldamento è maggiore del tempo di perdita di radiazione. Quindi, l'interazione tra il riscaldamento elettronico non termico e il raffreddamento radiativo del plasma denso può spiegare la variabilità osservata al di sotto del secondo dell'emissione millimetrica di flare.
Si propone che i grandi flussi spettrali dell'emissione osservata nell'intervallo millimetrico (o sub-THz) siano associati alle grandi aree di questi nastri luminosi. Quindi, l'emissione della gamma millimetrica è prodotta dal plasma termico sui nastri svasati riscaldati. I bagliori che mostrano nastri svasati estesi dovrebbero fornire grandi flussi a una gamma di frequenza millimetrica, che è coerente con le osservazioni. Quindi, l'emissione termica da una regione di transizione otticamente spessa e/o plasma coronale basso, con temperature comprese tra 0,1-2~MK produce uno spettro che cresce con la frequenza come richiesto dalle osservazioni. Il confronto del modello flare-ribbon con le osservazioni esistenti mostra che la densità di flusso spettrale millimetrica (200-400 GHz) in tutti i flare studiati può essere spiegata dal modello.
