The magnetic field topology associated to two M flares

On 27 October, 2003, two GOES M-class flares occurred in the lapse of three hours in active region NOAA 10486. The two flares were confined and their associated brightenings appeared at the same location, displaying a very similar shape both at the chromospheric and coronal levels. We focus on the analysis of magnetic field (SOHO/MDI), chromospheric (HASTA, Kanzelhoehe Solar Observatory, TRACE) and coronal (TRACE) observations. By combining our data analysis with a model of the coronal magnetic field, we compute the magnetic field topology associated to the two M flares. We find that both events can be explained in terms of a localized magnetic reconnection process occurring at a coronal magnetic null point. This null point is also present at the same location one day later, on 28 October, 2003. Magnetic energy release at this null point was proposed as the origin of a localized event that occurred independently with a large X17 flare on 28 October, 2003, at 11:01 UT. The three events, those on 27 October and the one on 28 October, are homologous. Our results show that coronal null points can be stable topological structures where energy release via magnetic reconnection can happen, as proposed by classical magnetic reconnection models.Comment: 14 pages, 7 figure

Balance energético durante la fase impulsiva de una fulguración solar

Se analiza la fulguración solar del 21 de Mayo de 1980 en base a los datos obtenidos por el Hard X-ray Image Spectrometer (HXIS) a bordo del satélite Solar Maximum Mission (SMM). A partir de los parámetros físicos deducidos de las observaciones se estudia el balance energético de los "loops" coronales durante la fase impulsiva de la fulguración. Se tienen en cuenta los términos de variación intrínseca de la energía, pérdidas por conducción y radiación y el flujo de energía por evaporación cromosférica. Este análisis se complementa con datos provenientes de otros instrumentos del satélite como el Bent Crystal Spectrometer (BCS) y el Hard X-ray Bust Spectrometer (HXRBS).Asociación Argentina de Astronomí

Nu Carinae, una binaria visual ABI + B

Espectrogramas obtenidos con el espectrógrafo con supresor de cielo en el telescopio de 1 m del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo muestran que la componente más débil de la binaria visual Nu Carinae tiene espectro del tipo B temprano y no F0 como figura en las publicaciones. Se comparan los parámetros del sistema binario Nu Car con otros sistemas similares y se discute su estado evolutivo.Asociación Argentina de Astronomí

Estudio en rayos X de las fulguraciones de noviembre de 1980

Se analizan dos fulguraciones del 6 de noviembre de 1980 con datos de rayos X obtenidos con el Hard X-Ray Imaging Spectrometer a bordo del SMM. Se hace un estudio comparativo de la morfología y de la variación temporal de los parámetros físicos de ambas fulguraciones.Asociación Argentina de Astronomí

Zones with quasi-discontinuous magnetic connections in the photosphere and solar flares

The topological structure of active regions is related with flare brightening. (Mandrini et a!, 1991, 1993; Démoulin et ai, 1992, 1993, 1994). In these works, we modeled the observed longitudinal magnetic field by means of a discrete number of sub-photospheric magnetic poles, and derived the magnetic topology taking into account the connections between these poles (source method, MF). We present here a new method (quasi-discontinuity method, MQD). It finds the regions above the photosphere where the connectivity of field lines changes drastically.Asociación Argentina de Astronomí

HD 94546, un sistema múltiple?

HD 94546 es un sistema binario que espectroscópicamente aparece compuesto por una WN4+O. Niemela (1980) determinó la órbita preliminar del mismo. Con el objeto de mejorar los parámetros orbitales de HD 94546 se obtuvieron 46 espectrogramas adicionales, entre 1981 y 1984, en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo con el telescopio de 1 m. El análisis de las variaciones de velocidad radial de las líneas de emisión de la estrella WN y de las absorciones confirma la existencia de un período de 4,385 días y muestra que la velocidad del centro de masa del sistema varía de época en época de observación, sugiriendo que se trata de un sistema múltiple. Se analizan los elementos orbitales de este sistema.Asociación Argentina de Astronomí

Observational evidences of the particle acceleration process in a solar flare

The electrons accelerated in solar flares give rise to X-ray emission through thick and thin bremsstrahlung when interacting with the plasma within the loops. We have made a detailed study of the behaviour of the hard X-ray emission for the Nov. 6 1980, 17:25 U.T. flare so as to identify these processes and get information about the energy release mechanism. The observations are in good agreement with a two component model: a thermal emission superimposed to a non-thermal one produced by a power law spectrum of accelerated electrons.Asociación Argentina de Astronomí

Comparative analysis of X-Ray flares

In order to interpret the intervening processes in the energy release during solar flares, an statistical study in 20 events produced in solar active regions, was performed. Their intensities comprises a wide range including from the more intense flares up to microflares. We analyze X2-ray data obtained from the Hard X-Ray Imaging Spectrometer (HXIS) and the Hard X-Ray Burst Mission satellite. We establish correlations among the maximum counting rates in soft and hard X-rays, their slopes, the integrated counting rates over all both HXIS and HXRBS spectral ranges, and the total duration of the events. The results of the correlation coefficients suggest a strong causality between the hard (> 16 keV), and soft X-ray brightening, responsible of the hard X-ray emission during the flare impulsive phase, loose afterwards their energy, producing the soft X-ray emission.Asociación Argentina de Astronomí

The "onset" phase in the two ribbon flares

Classical two-ribbon flare models explain the evolution of these type of events after a filament ejection, and the posterior reconnection of the magnetic field lines opened in this process. These models do not take into account the flare onset phase. We analyze the X-ray data obtained by the Hard X-Ray Imaging Spectrometer (3.5 - 30 keV) in two-ribbon flares. During the flare onset phase, we obsreve the presence of coral plasma at 10⁷ K surrounding the active region filament. Our observations are in good agreement with the predictions of recent two-ribbon flares circuit models.Asociación Argentina de Astronomí

Interpretación de las observaciones de fulguraciones solares en función de la topología de la región activa

Con el objeto de comprender el rol que juega la topología a gran escala durante las fulguraciones solares, realizamos un estudio detallado de la estructura topológica de la región activa (AR) 2776 y la comparamos con observaciones en Hα , UV, rayos X y radio de dos fulguraciones que tuvieron lugar el 5 de Noviembre de 1980. Como en casos anteriores el campo magnético coronal se modeló usando un conjunto de fuentes subfotosféricas, cuyas posiciones e intensidades se dedujeron a partir de un ajuste por cuadrados mínimos al campo longitudinal observado. En este caso, dado que el campo de AR 2776 no es potencial, se uso en el modelo una extrapolación libre de fuerzas lineal. La relación entre la posición de los cuatro abrillantamientos en Hα de distintas fulguraciones y la topología de regiones activas cuadrupolares ha sido estudiada anteriormente. En este caso la región es bipolar y las fulguraciones muestran una estructura de dos bandas. Estas se ubican sobre las separatrices cuando se tiene en cuenta el shear del campo, deducido de la dirección de las fibrillas observadas a nivel cromosférico. Este estudio esta de acuerdo con la hipótesis de que la energía magnética está almacenada en corrientes alineadas con el campo y que se libera por reconección del mismo, en la región del separador, antes de ser transportada a la cromosfera. También es posible que parte de la energía magnética se almacene y se libere sobre las separatrices. La ubicación de las corrientes fotosféricas, deducidas de los magnetogramas vectoriales, en la intersección de las separatrices con la fotosfera concuerda con este último punto.Asociación Argentina de Astronomí