p As erupções solares são processos explosivos repentinos que convertem a energia do campo magnético em energia cinética de elétrons e íons. Desde o início do século, observações milimétricas de explosões solares tornaram-se rotineiramente possíveis em algumas frequências com resolução espacial limitada (ver Kaufmann 2012, como uma revisão). Um dos aspectos mais intrigantes das observações em comprimentos de onda milimétricos (200-400 GHz) é a presença, em algumas chamas, de um componente espectral brilhante que cresce com frequência. Essa emissão é cerca de cem trilhões de vezes mais potente do que a potência dos scanners de corpo inteiro ativos de milímetro usados ​​em aeroportos em todo o mundo. p O grande fluxo de ~ 10 ⁴ unidades de fluxo solar (sfu) a 400 GHz em alguns flares e uma correlação perceptível com a emissão de raios-X duros levou rapidamente à proposta de que a emissão está provavelmente associada a elétrons não térmicos acelerados (Kaufmann et al. 2001). A medição dos tamanhos das fontes de emissão de rádio pode fornecer restrições observacionais adicionais. Contudo, atualmente não há medições de tamanho de fonte confiáveis ​​perto de 400 GHz e há uma longa lista de mecanismos de emissão propostos (por exemplo, Kaufmann 2012, Fleishman &Kontar, 2011, Zaitsev et al, 2014), que, Infelizmente, têm várias suposições que não podem ser verificadas observacionalmente.

p Contudo, as análises recentes da relação entre a área das fitas do flare e o componente milimétrico do flare sugere que um modelo de emissão térmica, em que a emissão de rádio se origina da região de transição das fitas da explosão solar perturbada pelo aquecimento de elétrons acelerado da explosão, pode explicar as observações intrigantes.

p Observações e comparação de modelos

p Um total de 17 explosões solares com observações de fluxo de rádio na faixa de milímetros foram usadas no estudo. Para os eventos selecionados, os índices espectrais determinados por fluxos de rádio a 212 GHz e 405 GHz são considerados consistentes com vários mecanismos de emissão, incluindo a emissão livre livre opticamente espessa.

p A densidade de fluxo espectral observada é proporcional à área da fonte emissora devido à relação Rayleigh-Jeans. Portanto, a área é um parâmetro importante para um modelo de emissão térmica. Se a emissão em milímetros se origina de plasma térmico opticamente espesso na cromosfera superior / região de transição, então, a área do plasma aquecido (área da fita de alargamento) deve ser suficiente para fornecer o fluxo de rádio observado.

p Para avaliar a área da fita de alargamento, Imagens UV foram estudadas na banda passante de 1600 Å, obtido da Região de Transição e Explorador Coronal (TRACE) e do Solar Dynamics Observatory Atmospheric Imaging Assembly (SDO / AIA). A Figura 2 mostra que todos os fluxos de rádio observados podem ser explicados pela radiação de um plasma opticamente espesso com a temperatura entre 10 ⁴ e 10 ⁶ Kelvin, que é típico para a região de transição da atmosfera solar.

p É importante notar que o plasma relativamente denso aquecido por elétrons energéticos a temperaturas de 0,1-1 milhão Kelvin (MK) leva a um aumento da radiação, de modo que as perdas de radiação levariam a um resfriamento eficaz. As estimativas do tempo de resfriamento radiativo sugerem que o plasma pode resfriar rapidamente (em escala inferior a segundos) se o tempo de aquecimento for maior que o tempo de perda de radiação. Portanto, a interação entre o aquecimento não térmico de elétrons e o resfriamento radiativo do plasma denso pode explicar a variabilidade observada em um segundo da emissão do milímetro do flare.

p Propõe-se que os grandes fluxos espectrais da faixa observada em milímetros (ou sub-THz) estejam associados às grandes áreas dessas fitas de flare. Então, a emissão na faixa milimétrica é produzida por plasma térmico nas fitas do flare aquecido. Flares que demonstram fitas de flare estendidas devem fornecer grandes fluxos na faixa de frequência milimétrica, o que é consistente com as observações. Então, a emissão térmica de uma região de transição opticamente espessa e / ou plasma coronal baixo, com temperaturas entre 0,1-2 ~ MK produz um espectro crescente com frequência conforme exigido pelas observações. A comparação do modelo de flare-ribbon com observações existentes mostra que a densidade de fluxo espectral em milímetros (200-400 GHz) em todos os flares estudados pode ser explicada pelo modelo.