Figure 2 - La densité de flux spectrale observée (croix avec barres d'erreur) et la densité de flux (lignes pleines) à 212 GHz (à gauche) et 405 GHz (à droite) prédites par le modèle d'émission de ruban de torche pour les températures de la région de transition sont représentées en rose, lignes jaune foncé et bleu foncé respectivement.
Les éruptions solaires sont des processus explosifs soudains qui convertissent l'énergie du champ magnétique en énergie cinétique des électrons et des ions. Depuis le début du siècle, les observations millimétriques des éruptions solaires sont devenues systématiquement possibles à quelques fréquences avec une résolution spatiale limitée (voir Kaufmann 2012, comme une critique). L'un des aspects les plus déroutants des observations aux longueurs d'onde millimétriques (200-400 GHz) est la présence, dans certaines fusées éclairantes, d'une composante spectrale brillante qui croît avec la fréquence. Cette émission est environ cent mille milliards de fois plus puissante que la puissance des scanners corporels millimétriques actifs utilisés dans les aéroports du monde entier.
Le grand flux de ~10 4 unités de flux solaire (sfu) à 400 GHz dans certaines éruptions et une corrélation notable avec l'émission de rayons X durs ont rapidement conduit à la proposition que l'émission est probablement associée à des électrons non thermiques accélérés (Kaufmann et al. 2001). La mesure de la taille des sources d'émission radio pourrait fournir des contraintes d'observation supplémentaires. Cependant, il n'existe actuellement aucune mesure fiable de la taille de la source près de 400 GHz et il existe une longue liste de mécanismes d'émission proposés (par exemple, Kaufmann 2012, Fleishman &Kontar, 2011, Zaitsev et al, 2014), lequel, Malheureusement, ont plusieurs hypothèses qui ne peuvent être vérifiées par observation.
Cependant, les analyses récentes de la relation entre la surface des rubans de torche et la composante millimétrique de torche suggèrent qu'un modèle d'émission thermique, dans laquelle l'émission radio provient de la région de transition des rubans d'éruption solaire perturbée par le chauffage électronique accéléré par l'éruption, peut expliquer les observations déroutantes.
Observations et comparaison de modèles
Un total de 17 éruptions solaires avec des observations de flux radio à une distance millimétrique ont été utilisées dans l'étude. Pour les événements sélectionnés, les indices spectraux déterminés par les flux radio à 212 GHz et 405 GHz sont cohérents avec plusieurs mécanismes d'émission, y compris l'émission libre-libre optiquement épaisse.
Figure 1 – Le spectre de densité de flux montrant la composante millimétrique montante (indiquée par une ellipse verte) au-dessus de 200 GHz (à gauche) et le ruban d'éruption solaire UV observé par le satellite TRACE (à droite). Crédit :La figure de Kontar et al, 2018.
La densité spectrale de flux observée est proportionnelle à la surface de la source émettrice en raison de la relation de Rayleigh-Jeans. Par conséquent, la surface est un paramètre important pour un modèle d'émission thermique. Si l'émission millimétrique provient d'un plasma thermique optiquement épais dans la chromosphère supérieure/région de transition, alors la zone du plasma chauffé (zone du ruban évasé) doit être suffisante pour fournir le flux radio observé.
Pour évaluer la zone du ruban évasé, Les images UV ont été étudiées à la bande passante 1600 Å, obtenu de la Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) et de la Solar Dynamics Observatory Atmospheric Imaging Assembly (SDO/AIA). La figure 2 montre que tous les radio-flux observés peuvent être expliqués par le rayonnement d'un plasma optiquement épais avec une température comprise entre 10 4 et 10 6 Kelvin, ce qui est typique de la région de transition de l'atmosphère solaire.
Il est important de noter qu'un plasma relativement dense chauffé par des électrons énergétiques à des températures de 0,1 à 1 million de Kelvin (MK) conduit à un rayonnement accru, de sorte que les pertes par rayonnement conduiraient à un refroidissement efficace. Les estimations du temps de refroidissement radiatif suggèrent que le plasma peut rapidement (à une échelle inférieure à la seconde) se refroidir si le temps de chauffage est supérieur au temps de perte de rayonnement. D'où, l'interaction entre le chauffage électronique non thermique et le refroidissement radiatif d'un plasma dense peut expliquer la variabilité observée sous la seconde de l'émission millimétrique de la torche.
Il est proposé que les grands flux spectraux de l'émission observée dans la gamme millimétrique (ou sub-THz) soient associés aux grandes surfaces de ces rubans de torches. Puis, l'émission millimétrique est produite par plasma thermique au niveau des rubans de torche chauffés. Les fusées éclairantes qui présentent des rubans de fusées éclairantes étendus devraient donner des flux importants dans une gamme de fréquences millimétriques, ce qui est cohérent avec les observations. Puis, l'émission thermique d'une zone de transition optiquement épaisse et/ou d'un plasma faiblement coronal, avec des températures comprises entre 0,1 et 2 ~MK produit un spectre croissant avec la fréquence requise par les observations. La comparaison du modèle torche-ruban avec les observations existantes montre que la densité spectrale de flux millimétrique (200-400 GHz) dans toutes les torches étudiées peut être expliquée par le modèle.
