Zonnevlammen zijn plotselinge explosieve processen die de energie van het magnetische veld omzetten in de kinetische energie van elektronen en ionen. Sinds het begin van de eeuw, millimeterwaarnemingen van zonnevlammen werden routinematig mogelijk op enkele frequenties met beperkte ruimtelijke resolutie (zie Kaufmann 2012, als recensie). Een van de meest raadselachtige aspecten van de waarnemingen op millimetergolflengten (200-400 GHz) is de aanwezigheid, in sommige uitbarstingen, van een heldere spectrale component die met frequentie groeit. Deze emissie is ongeveer honderd biljoen keer krachtiger dan de kracht van de actieve millimeter full body scanners die op luchthavens over de hele wereld worden gebruikt.

De grote flux van ~10 ⁴ zonnefluxeenheden (sfu) op 400 GHz in sommige fakkels en een merkbare correlatie met harde röntgenstraling leidden al snel tot het voorstel dat de emissie waarschijnlijk geassocieerd is met versnelde niet-thermische elektronen (Kaufmann et al. 2001). Het meten van de afmetingen van radio-emissiebronnen zou aanvullende observatiebeperkingen kunnen opleveren. Echter, er zijn momenteel geen betrouwbare metingen van de brongrootte in de buurt van 400 GHz en er is een lange lijst van voorgestelde emissiemechanismen (bijv. Kaufmann 2012, Fleishman &Kontar, 2011, Zaitsev et al, 2014), die, helaas, hebben verschillende aannames die niet observationeel kunnen worden geverifieerd.

Echter, de recente analyses van de relatie tussen het gebied van flare-linten en de flare-millimetercomponent suggereren dat een thermisch emissiemodel, waarin radio-emissie afkomstig is van het overgangsgebied van linten van zonnevlammen die worden verstoord door opvlammingsversnelde elektronenverwarming, kan de raadselachtige observaties verklaren.

Observaties en modelvergelijking

In het onderzoek zijn in totaal 17 zonnevlammen met radiofluxwaarnemingen op millimeterbereik gebruikt. Voor de geselecteerde evenementen de spectrale indexen bepaald door radiofluxen op 212 GHz en 405 GHz blijken consistent te zijn met verschillende emissiemechanismen, waaronder de optisch dikke vrije-vrije emissie.

De waargenomen spectrale fluxdichtheid is evenredig met het gebied van de emitterende bron vanwege de Rayleigh-Jeans-relatie. Daarom, de oppervlakte is een belangrijke parameter voor een thermisch emissiemodel. Als de millimeteremissie afkomstig is van optisch dik thermisch plasma in de bovenste chromosfeer/overgangsregio, dan moet het oppervlak van het verwarmde plasma (flare ribbon-gebied) voldoende zijn om de waargenomen radioflux te leveren.

Om het flare-lintgebied te evalueren, UV-beelden zijn bestudeerd bij de 1600 Å doorlaatband, verkregen van de Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) en van de Solar Dynamics Observatory Atmospheric Imaging Assembly (SDO/AIA). Figuur 2 laat zien dat alle waargenomen radiofluxen verklaard kunnen worden door straling van een optisch dik plasma met een temperatuur tussen 10 ⁴ en 10 ⁶ Kelvin, wat typerend is voor het overgangsgebied van de zonneatmosfeer.

Het is belangrijk op te merken dat relatief dicht plasma verwarmd door energetische elektronen tot temperaturen van 0,1-1 miljoen Kelvin (MK) leidt tot verhoogde straling, zodat de stralingsverliezen tot effectieve koeling zouden leiden. De schattingen van de stralingskoeltijd suggereren dat het plasma snel (op een schaal van minder dan een seconde) kan afkoelen als de verwarmingstijd groter is dan de stralingsverliestijd. Vandaar, de interactie tussen niet-thermische elektronenverwarming en de stralingskoeling van dicht plasma kan de waargenomen sub-seconde variabiliteit van flare millimeter emissie verklaren.

Er wordt voorgesteld dat de grote spectrale fluxen van de waargenomen emissie in het millimeterbereik (of sub-THz) worden geassocieerd met de grote gebieden van deze flare-linten. Vervolgens, de emissie in het millimeterbereik wordt geproduceerd door thermisch plasma bij de verwarmde flare-linten. Fakkels die verlengde flare-linten vertonen, moeten grote fluxen geven in het frequentiebereik van millimeters, wat in overeenstemming is met de waarnemingen. Vervolgens, de thermische emissie van een optisch dik overgangsgebied en/of laag coronaal plasma, met temperaturen tussen 0,1-2 ~ MK produceert een spectrum dat met de frequentie groeit zoals vereist door de waarnemingen. De vergelijking van het flare-lintmodel met bestaande waarnemingen laat zien dat de millimeter spectrale fluxdichtheid (200-400 GHz) in alle bestudeerde flares door het model kan worden verklaard.