Los flujos descendentes supra-arcade ( SADs ) son vacíos de plasma que viajan hacia el Sol 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 conjunto de bucles coronales , y el prefijo supra indica que los flujos descendentes aparecen por encima de las arcadas de las erupciones. 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.
Los SAD son huecos de plasma oscuros, similares a dedos, que a veces se observan descendiendo a través del plasma caliente y denso por encima de las arcadas de bucles coronales brillantes durante las erupciones solares . Se informaron por primera vez para una llamarada y una eyección de masa coronal asociada que ocurrió el 20 de enero de 1999, y fue observada por el SXT a bordo del Yohkoh . [1] A los SAD a veces se los denomina " renacuajos " por su forma y desde entonces se han identificado en muchos otros eventos (por ejemplo, [2] [3] [4] [5] ). Suelen observarse más fácilmente en las fases de desintegración de las erupciones de larga duración , [2] cuando se ha acumulado suficiente plasma por encima de la arcada de la llamarada para que los SAD sean visibles, pero comienzan antes durante la fase de ascenso. [6] Además de los huecos de SAD, existen estructuras relacionadas conocidas como bucles descendentes supraarcada (SADL). Las SADL son bucles coronales que se retraen (encogen) y que se forman a medida que el campo magnético suprayacente se reconfigura durante la llamarada . Se cree que las SAD y las SADL son manifestaciones del mismo proceso visto desde diferentes ángulos, de modo que las SADL se observan si la perspectiva del observador está a lo largo del eje de la arcada (es decir, a través del arco), mientras que las SAD se observan si la perspectiva es perpendicular al eje de la arcada. [7] [8]
Los SAD suelen comenzar a 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 llamarada 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 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 sus alrededores. [11] Sus áreas transversales varían desde unos pocos millones hasta 70 millones de km 2 [7] (a modo de comparación, el área transversal de la Luna es de 9,5 millones de km 2 ).
Los SAD se observan típicamente utilizando telescopios de rayos X suaves y ultravioleta extremo (EUV) que cubren un rango de longitud de onda de aproximadamente 10 a 1500 Angstroms (Å) y son sensibles al plasma coronal de alta temperatura (100.000 a 10.000.000 K ) a través del cual se mueven los flujos descendentes. Estas emisiones están bloqueadas por la atmósfera de la Tierra , por lo que las observaciones se realizan utilizando observatorios espaciales . La primera detección fue realizada por el Telescopio de rayos X suaves (SXT) a bordo del Yohkoh (1991-2001). [1] Pronto siguieron las observaciones del Transition Region and Coronal Explorer (TRACE, 1998-2010), un satélite de imágenes EUV , y el instrumento espectroscópico SUMER a bordo del Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO, 1995-2016). [3] [4] Más recientemente, los estudios sobre SAD han utilizado datos del Telescopio de Rayos X (XRT) a bordo del Hinode (2006—presente) y del Ensamblaje de Imágenes Atmosféricas (AIA) a bordo del Observatorio de Dinámica Solar (SDO, 2010—presente). [11] Además de los instrumentos de EUV y rayos X, los SAD también pueden verse mediante coronógrafos de luz blanca como el Coronógrafo Espectrométrico y de Gran Ángulo (LASCO) a bordo del SOHO , [12] aunque estas observaciones son menos comunes.
Se acepta ampliamente que los SAD son subproductos de la reconexión magnética , el proceso físico que impulsa las erupciones solares al liberar energía almacenada en el campo magnético del Sol . La reconexión reconfigura el campo magnético local que rodea el sitio de la llamarada desde un estado de mayor energía (no potencial, estresado ) a un estado de menor energía ( potencial ). Este proceso se ve facilitado por el desarrollo de una capa de corriente , a menudo precedida por o en tándem con una eyección de masa coronal . A medida que se reconfigura el campo, las líneas de campo magnético recién formadas se alejan del sitio de reconexión , produciendo salidas tanto hacia como desde la superficie solar , denominadas respectivamente flujos descendentes y flujos ascendentes. Se cree que los SAD están relacionados con los flujos descendentes de reconexión que perturban el plasma caliente y denso que se acumula sobre las arcadas de las erupciones , [4] pero exactamente cómo se forman los SAD es incierto y es un área de investigación activa.
Los SAD se interpretaron primero como secciones transversales de tubos de flujo magnético , que comprenden bucles coronales , que se retraen hacia abajo debido a la tensión magnética después de formarse en el sitio de reconexión . [1] [7] Esta interpretación se revisó más tarde para sugerir que los SAD son en cambio estelas detrás de bucles de retracción mucho más pequeños (SADL), [8] en lugar de secciones transversales de los propios tubos de flujo . Otra posibilidad, también relacionada con los flujos de salida de reconexión , es que los SAD surjan de una inestabilidad, como la inestabilidad de Rayleigh-Taylor [13] o una combinación de las inestabilidades del modo de desgarro y de Kelvin-Helmholtz . [14]