miniaturadeimagen|350x350px|Erupción solar observada por TRACE 195 Å el 21 de abril de 2002. Se pueden ver SAD en el centro del fotograma; obsérvese los «renacuajos» oscuros que descienden hacia el brillante arco de la corona solar. 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. Los SAD son subproductos del proceso de reconexión magnética que impulsa las erupciones solares, pero su causa precisa sigue siendo desconocida.
Observaciones
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. Los SAD a veces se denominan "renacuajos" por su forma y desde entonces se han identificado en muchos otros eventos. Tienden a observarse más fácilmente en las fases de descomposición de las erupciones de larga duración, 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. 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.
Propiedades básicas miniaturadeimagen|SAD observados por SDO, 131 Å el 2 de octubre de 2011. 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. Las velocidades hacia el Sol generalmente caen entre 50 y 500 km s−1 pero ocasionalmente pueden acercarse a 1000 km s−1. A medida que caen, los flujos descendentes se desaceleran a velocidades de 0,1 a 2 km s-2. Los SAD parecen oscuros porque son considerablemente menos densos que el plasma circundante, mientras que sus temperaturas (100.000 a 10.000.000 K) no difieren significativamente de las de su entorno. Sus áreas transversales oscilan entre unos pocos millones y 70 millones de km2 (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, y pronto fue seguida por observaciones del satélite TRACE de la NASA y el instrumento espectroscópico SUMER a bordo del Observatorio SOHO. Más recientemente, los estudios sobre SAD han utilizado datos de un SXT a bordo del Hinode, así como del Observatorio de Dinámica Solar. 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, aunque estas observaciones son menos comunes.
Causas
Se acepta ampliamente que los SAD son subproductos de la reconexión magnética, el proceso físico que impulsa las erupciones solares al liberar la energía almacenada en el campo magnético del Sol. La reconexión magnética cambia el campo magnético local que rodea el lugar de la erupción de un estado de mayor energía (no potencial, tensionado) a un estado de menor energía (potencial). Este proceso se ve facilitado por el desarrollo de una lámina de corriente, a menudo precedida por una eyección de masa coronal o similar a ella. A medida que se reconfigura el campo, las líneas del campo magnético recién formadas son barridas del lugar de la reconexión, produciendo nuevos flujos tanto hacia la superficie solar como alejándose de ella, denominados respectivamente flujos descendentes y 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 solares, pero no se sabe con certeza cómo se forman los SAD, lo que constituye un área de investigación activa.
Los SAD se interpretaron inicialmente como secciones transversales de tubos de flujo magnético, que comprenden bucles coronales, que se retraen debido a la tensión magnética tras formarse en el lugar de reconexión. Esta interpretación se revisó posteriormente para sugerir que los SAD son, en realidad, estelas detrás de SADL mucho más pequeños, en lugar de secciones transversales de los propios tubos de flujo. Otra posibilidad, también relacionada con los flujos de salida de la reconexión, es que los SAD surjan de una inestabilidad, como la inestabilidad de Rayleigh-Taylor o una combinación de las inestabilidades del modo de desgarro y Kelvin-Helmholtz.
Referencias
Enlaces externos
Flujos descendentes supraarcádicos - RHESSI Wiki (berkeley.edu) NASA: Primer plano de los «renacuajos» solares (nasa.gov) Hinode/XRT: Flujos descendentes supraarcádicos tras una erupción solar X (cfa.harvard.edu) Hinode/XRT: Bucles descendentes supraarcádicos (cfa.harvard.edu)
Categoría:Física de plasma Categoría:Fenómenos solares