# Evolution of the flow field in decaying active regions II. Converging flows at the periphery of naked spots

**Authors:** Hanna Strecker, Nazaret Bello González  
**arXiv:** [2208.14272](https://arxiv.org/abs/2208.14272)  
**Date:** 2022-08-30  
**Summary page:** https://www.summarizepaper.com/fr/paper/2208.14272v1/

## Key points

- Les auteurs analysent le profil de vitesse horizontale des taches solaires obtenues à partir d'observations par le Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) à bord du Solar Dynamics Observatory (SDO).
- Lorsque la tache commence à décliner, il existe deux scénarios possibles pour l'évolution de la région de flux entourant la tache : soit elle implose et disparaît sous l'action des supergranules environnants, soit elle survit.
- Dans ce dernier cas, un flux entrant vers la tache nue restante se développe dans sa périphérie directe et est suivi d'un écoulement sortant plus loin.
- Les observations confirment les prédictions théoriques des simulations magnétohydrodynamiques réalistes (MHD) des régions des taches et des fossés.
- Le flux Evershed et le flux du fossé associés aux taches complètement développées disparaissent lorsque les pénombres se dissipent et sont remplacés par des écoulements supergranulaires.
- La survie ou non d'une cellule de tache dépend donc de son interaction avec les cellules supergranulaires environnantes.
- Lorsqu'elle ne s'effondre pas, une convergence vers l'intérieur se produit autour de la tache nue restante due à un refroidissement radiatif et à un alignement géométrique des granules.
- Cette étude fournit une image complète de l'influence du profil radial du flux sur les taches en déclin et permet une meilleure compréhension du rôle joué par les grands flux présents dans les cellules solaires.

## Summary

Dans cette étude, les auteurs analysent le profil de vitesse horizontale des taches solaires obtenu à partir d'observations par le Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) à bord du Solar Dynamics Observatory (SDO). Les résultats montrent que lorsque la tache commence à décliner, il existe deux scénarios possibles pour l'évolution de la région de flux entourant la tache : soit elle implose et disparaît sous l'action des supergranules environnants, soit elle survit. Dans ce dernier cas, un flux entrant vers la tache nue restante se développe dans sa périphérie directe et est suivi d'un écoulement sortant plus loin. Ces observations confirment les prédictions théoriques des simulations magnétohydrodynamiques réalistes (MHD) des régions des taches et des fossés. Le flux Evershed et le flux du fossé associés aux taches complètement développées disparaissent lorsque les pénombres se dissipent et sont remplacés par des écoulements supergranulaires. La survie ou non d'une cellule de tache dépend donc de son interaction avec les cellules supergranulaires environnantes. Lorsqu'elle ne s'effondre pas, une convergence vers l'intérieur se produit autour de la tache nue restante due à un refroidissement radiatif et à un alignement géométrique des granules. Cette étude fournit une image complète de l’influence du profil radial du flux sur les taches en déclin et permet une meilleure compréhension du rôle joué par les grands flux présents dans les cellules solaires.