Flujos descendentes supra-arcade
From Wikipedia, the free encyclopedia
Los flujos descendentes supra-arcade (SAD, por sus siglas en inglés) son vacíos de plasma que viajan hacia el sol y que a veces se observan en la atmósfera exterior del Sol, o corona, durante las erupciones solares. En física solar, arcade se refiere a un haz de bucles coronales, y el prefijo supra indica que los flujos descendentes aparecen por encima de las arcadas de llamaradas. Se describieron por primera vez en 1999 utilizando el Telescopio de rayos X Blandos (SXT) a bordo del satélite Yohkoh.[1] Los SAD son subproductos del proceso de reconexión magnética que impulsa las erupciones solares, pero su causa precisa sigue siendo desconocida.
Descripción
Los SAD son vacíos de plasma oscuros, parecidos a dedos, que a veces se observan descendiendo a través del plasma denso y caliente sobre arcadas de bucles coronales brillantes durante las erupciones solares. Fueron reportados por primera vez por una erupción y eyección de masa coronal asociada que ocurrió el 20 de enero de 1999, y fue observada por el SXT a bordo del Yohkoh.[1] Los SAD a veces se denominan "renacuajos" por su forma y desde entonces se han identificado en muchos otros eventos.[2][3][4][5] Tienden a observarse más fácilmente en las fases de descomposición de las erupciones de larga duración,[2] cuando se ha acumulado suficiente plasma por encima de la arcada de la erupción para hacer visibles los SAD, pero comienzan antes durante la fase de ascenso.[6] Además de los SAD vacíos, existen estructuras relacionadas conocidas como bucles de flujo descendente supra-arcade (SADL, por sus siglas en inglés). Los SADL son bucles coronales retráctiles (encogidos) que se forman a medida que el campo magnético suprayacente se reconfigura durante la llamarada. Se cree que SAD y SADL son manifestaciones del mismo proceso vistas desde diferentes ángulos, de modo que SADL se observa si la perspectiva del espectador se encuentra a lo largo del eje de la arcada (es decir, a través del arco), mientras que SAD se observa si la perspectiva es perpendicular al eje de la arcada.[7][8]
Propiedades básicas
Los SAD generalmente comienzan 100-200 Mm por encima de la fotosfera y descienden 20-50 Mm antes de disiparse cerca de la parte superior de la arcada de la erupción después de unos minutos.[7] [9] Las velocidades hacia el Sol generalmente caen entre 50 y 500 km s−1[2] [7] pero ocasionalmente pueden acercarse a 1000 km s−1.[7][10] A medida que caen, los flujos descendentes se desaceleran a velocidades de 0,1 a 2 km s-2.[7] Los SAD parecen oscuros porque son considerablemente menos densos que el plasma circundante,[3] mientras que sus temperaturas (100.000 a 10.000.000 K) no difieren significativamente de las de su entorno.[11] Sus áreas transversales oscilan entre unos pocos millones y 70 millones de km2[7] (en comparación, el área transversal de la Luna es de 9,5 millones de km2).
Instrumentación
Los SAD generalmente se observan usando telescopios blandos de rayos X y ultravioleta extremo, o EUV, que cubren un rango de longitud de onda de aproximadamente 10 a 1500 Å, y son sensibles al plasma coronal, a través del cual se mueven los flujos descendentes. Sin embargo, estas emisiones están bloqueadas por la atmósfera terrestre, por lo que las observaciones se realizan utilizando observatorios espaciales. La primera detección se realizó en 1999 con un telescopio de rayos X blandos (SXT) a bordo de la nave espacial Yohkoh,[1] y pronto fue seguida por observaciones del satélite TRACE de la NASA y el instrumento espectroscópico SUMER a bordo del Observatorio SOHO.[3][4] Más recientemente, los estudios sobre SAD han utilizado datos de un SXT a bordo del Hinode, así como del Observatorio de Dinámica Solar.[11] Además de los instrumentos EUV y de rayos X, los SAD también pueden verse con coronógrafos de luz blanca, como el coronógrafo espectrométrico de gran angular a bordo del SOHO,[12] aunque estas observaciones son menos comunes.
