Fluix descendents supra-arcade

Archiu:Supra-Arcade Downflows from TRACEon 2002 April 21.gif

Erupció solar observada per TRACE 195 Å el 21 d'abril de 2002. Es poden vore SAD en el centre del fotograma; observe's els «taperots» obscurs que descendixen cap al lluent arc de la corona solar.

Els fluix descendents supra-arcade (SAD, per les seues sigles en anglés) són buits de plasma que viagen cap al sol i que a voltes s'observen en l'atmòsfera exterior del Sol, o corona, durant les erupció solars. En física solar, arcade es referix a un fes de bucles coronales, i el prefix supra indica que els fluix descendents apareixen per damunt de les arcades de llamaradas. Es varen descriure per primera volta en 1999 utilisant el Telescopi de rajos X Blans (SXT) a bordo del satèlit Yohkoh. Els SAD són subproductes del procés de reconexión magnètica que impulsa les erupció solars, pero la seua causa precisa seguix sent desconeguda.

Observacions

Descripció

Els SAD són buits de plasma obscurs, semblats a dits, que a voltes s'observen descendint a través del plasma dens i calent sobre arcades de bucles coronales lluents durant les erupció solars. Varen ser reportats per primera volta per una erupció i eyección de massa coronal associada que va ocórrer el 20 de giner de 1999, i va ser observada per el SXT a bordo del Yohkoh. Els SAD a voltes es denominen "taperots" per la seua forma i des de llavors s'han identificat en molts atres events. Tendixen a observar-se més fàcilment en les fases de descomposició de les erupció de llarga duració, quan s'ha acumulat suficient plasma per damunt de l'arcada de l'erupció per a fer visibles els SAD, pero comencen abans durant la fase d'ascens. Ademés dels SAD buits, existixen estructures relacionades conegudes com a bucles de fluix descendent supra-arcade (SADL, per les seues sigles en anglés). Els SADL són bucles coronales retràctils (encollits) que es formen a mida que el camp magnètic suprayacente es reconfigura durant la llamarada. Es creu que SAD i SADL són manifestacions del mateix procés vistes des de diferents ànguls, de modo que SADL s'observa si la perspectiva de l'espectador es troba a lo llarc de l'eix de l'arcada (és dir, a través de l'arc), mentres que SAD s'observa si la perspectiva és perpendicular a l'eix de l'arcada.

Propietats bàsiques

Archiu:Supra-Arcade Downflows from SDOAIAon 2011 Oct 02.gif

SAD observats per SDO, 131 Å el 2 d'octubre de 2011.

Els SAD generalment comencen 100-200 Mm per damunt de la fotosfera i descendixen 20-50 Mm abans de dissipar-se prop de la part superior de l'arcada de l'erupció despuix d'uns minuts. Les velocitats cap al Sol generalment cauen entre 50 i 500 km s⁻¹ pero ocasionalment poden acostar-se a 1000 km s⁻¹. A mida que cauen, els fluix descendents es desacceleren a velocitats de 0,1 a 2 km s-2. Els SAD semblen obscurs perque són considerablement menys densos que el plasma circumdant, mentres que les seues temperatures (100.000 a 10.000.000 K) no diferixen significativament de les del seu entorn. Les seues àrees travesseres oscilen entre uns pocs millons i 70 millons de km² (en comparació, l'àrea travessera de la Lluna és de 9,5 millons de km²).

Instrumentació

Els SAD generalment s'observen usant telescopis blans de rajos X i ultravioleta extrem, o EUV, que cobrixen un ranc de llongitut d'ona d'aproximadament 10 a 1500 Å, i són sensibles al plasma coronal, a través del com es mouen els fluix descendents. No obstant, estes emissions estan bloquejades per l'atmòsfera terrestre, per lo que les observacions es realisen utilisant observatoris espacials. La primera detecció es va realisar en 1999 en un telescopi de rajos X blans (SXT) a bordo de la nau espacial Yohkoh, i pronte va ser seguida per observacions del satèlit TRACE de la NASA i l'instrument espectroscópico SUMER a bordo de l'Observatori SOHO. Més recentment, els estudis sobre SAD han utilisat senyes d'un SXT a bordo del Hinode, aixina com del Observatori de Dinàmica Solar. Ademés dels instruments EUV i de rajos X, els SAD també poden vore's en coronógrafos de llum blanca, com el coronógrafo espectrométrico de gran angular a bordo de el SOHO, encara que estes observacions són menys comunes.

Causes

S'accepta àmpliament que els SAD són subproductes de la reconexión magnètica, el procés físic que impulsa les erupció solars en lliberar l'energia almagasenada en el camp magnètic del Sol. La reconexión magnètica canvia el camp magnètic local que rodeja el lloc de l'erupció d'un estat de major energia (no potencial, tensionado) a un estat de menor energia (potencial). Este procés es veu facilitat pel desenroll d'una làmina de corrent, a sovint precedida per una eyección de massa coronal o similar a ella. A mida que es reconfigura el camp, les llínees del camp magnètic recent formades són agranades del lloc de la reconexión, produint nous fluix tant cap a la superfície solar com alluntant-se d'ella, denominats respectivament fluix descendents i ascendents. Es creu que els SAD estan relacionats en els fluix descendents de reconexión que pertorben el plasma calenta i dens que s'acumula sobre les arcades de les erupció solars, pero no se sap en certea cóm es formen els SAD, lo que constituïx un àrea d'investigació activa.

Els SAD es varen interpretar inicialment com a seccions travesseres de tubos de fluix magnètic, que comprenen bucles coronales, que es retrauen per la tensió magnètica despuix de formar-se en el lloc de reconexión. Esta interpretació es va revisar posteriorment per a sugerir que els SAD són, en realitat, esteles darrere de SADL molt més menuts, en lloc de seccions travesseres dels propis tubos de fluix. Una atra possibilitat, també relacionada en els fluix d'eixida de la reconexión, és que els SAD sorgixquen d'una inestabilitat, com l'inestabilitat de Rayleigh-Taylor o una combinació de les inestabilitat del modo d'esgarre i Kelvin-Helmholtz.