Izquierda: Imágenes claras de rayos X RHESSI usando detectores \#3 y \#6 durante un intervalo de 20 segundos centrado a las 15:58~UT, con tres áreas de interés identificadas. La imagen en escala de colores muestra la emisión térmica (10–12 keV). Las líneas discontinuas azules son contornos al 20, 70 y 90 % de la emisión máxima no térmica de 50 a 100 keV. La región de interés etiquetada como ROI-0 está definida por un contorno azul continuo en el 50 % de la imagen de 50–100 keV. ROI-1 y ROI-2 están representados por líneas de borde sólidas en negro y magenta, respectivamente. Derecha: mapa de densidad de plasma térmico, que también muestra ROI-1 y ROI-2. Esto se construyó aplicando un algoritmo de medición de emisiones diferenciales reguladas (Hannah y Kontar, 2012) a los datos SDO/AIA específicos del evento, asumiendo la misma distancia de línea de visión de 8′ que Fleishman et al., 2022. Fuente: Kontar et al., 2023
Se sabe que las erupciones solares son aceleradores de electrones prolíficos, pero la identificación de los mecanismos para tal aceleración eficiente de electrones en eventos de reconexión magnética solar (y entornos astrofísicos similares) presenta gran reto en astrofísica. Los electrones acelerados con energías superiores a ∼20 keV se revelan mediante la emisión de bremsstrahlung de rayos X duros (HXR), mientras que los electrones acelerados con energías aún más altas generalmente se manifiestan a través de la emisión de radio girosincrotrón.
La naturaleza del proceso de aceleración de partículas a altas energías y las proporciones de las densidades numéricas (cm−3) de electrones no térmicos y térmicos (nnth y nth, respectivamente) a la densidad numérica total de electrones de fondo en la región de aceleración son muy interesante.
Recientemente, Eduard Kontar y sus colegas combinaron observaciones RHESSI HXR de una llamarada solar bien observada con observaciones EUV simultáneas del Ensamblaje de Imágenes Atmosféricas del Observatorio de Dinámica Solar para limitar mejor tanto el número total de electrones acelerados como la proporción más importante (nnth/np) .
Los resultados indican que la proporción de electrones no térmicos a electrones ambientales en ROI-1 en un momento cercano al pico de emisión de rayos X es nnth/np ≃ 0,01–0,02. Los resultados fueron publicados en Cartas de una revista de astrofísica.
Curiosamente, el análisis del espectro de microondas por Fleishman et al. el uso de píxeles de 2 pulgadas que son más pequeños que la resolución del haz EOVSA de (45–5)” para el rango de (2–18) GHz produce aproximadamente 100 veces la fracción de electrones acelerados en la misma región de ráfaga.
Proporcionado por la Comunidad Europea de Radioastrónomos Solares