Корональные радиационные потери

Эта статья может быть слишком технической для понимания большинством читателей . Пожалуйста, помогите улучшить его, чтобы он был понятен неспециалистам , не удаляя технических деталей. ( Март 2011 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения )

В астрономии и астрофизике , для радиационных потерь солнечной короны , то имеется в виде потока энергии , излучаемый из внешней атмосферы от Солнца (традиционно делится на хромосферу , переходная область и корону ), и, в частности, процессы производства излучение приходит из солнечной короны и переходной области, где плазма оптический тонкая. Напротив, в хромосфере, где температура понижается от фотосферного значения 6000 К до минимума 4400 К, оптическая толщина около 1, а излучение тепловое.

Солнце в мягком рентгеновском диапазоне, видимое рентгеновским телескопом Hinode (XRT) 15 октября 2009 года.

Коронная простирается гораздо дальше , чем радиус Солнца от фотосферы и выглядит очень сложной и неоднородной в рентгенологических снимках , сделанных с помощью спутников (см рисунка справа , принятого XRT на борту Hinode ). В структуре и динамике короны доминирует солнечное магнитное поле . Есть веские доказательства того, что даже механизм нагрева, ответственный за его высокую температуру в миллион градусов, связан с магнитным полем Солнца .

Поток энергии, излучаемый короной, изменяется в активных областях , на спокойном Солнце и в корональных дырах ; на самом деле часть энергии излучается наружу, но примерно такое же количество потока энергии проводится обратно в хромосферу через область крутого перехода . В активных областях поток энергии составляет около 10 ⁷ эрг см ⁻² с ⁻¹ , на спокойном Солнце он составляет примерно 8 10 ⁵  - 10 ⁶ эрг см ⁻² с ⁻¹ , а в корональных дырах 5 10 ⁵ - 8 10 ^5. эрг см ⁻²с ⁻¹ , включая потери от солнечного ветра.^[1] Требуемая мощность составляет небольшую часть от общего потока, излучаемого от Солнца, но этой энергии достаточно для поддержания температуры плазмы в миллион градусов, поскольку плотность очень мала, а процессы излучения отличаются от происходящие в фотосфере, как это подробно показано в следующем разделе.

Процессы излучения солнечной короны [ править ]

Эффективная температура Солнца Серая область представляет излучение абсолютно черного тела с таким же потоком излучения солнечного спектра (желтая область).

Электромагнитные волны, исходящие от солнечной короны , излучаются в основном в рентгеновских лучах . Это излучение не видно с Земли, потому что оно фильтруется атмосферой. До первых запусков ракет корону можно было наблюдать только в белом свете во время затмений, в то время как за последние пятьдесят лет солнечная корона была сфотографирована в EUV и рентгеновских лучах многими спутниками ( Pioneer 5, 6, 7, 8 , 9, Helios , Skylab , SMM , NIXT , Yohkoh , SOHO , TRACE , Hinode ).

Излучающая плазма почти полностью ионизирована и очень легкая, ее плотность составляет около 10 ^-16 - 10 ^-14 г / см ³ . Частицы настолько изолированы, что почти все фотоны могут покинуть поверхность Солнца , не взаимодействуя с веществом над фотосферой : другими словами, корона прозрачна для излучения, а испускание плазмы оптически тонкое. Атмосфера Солнца не является единственным примером источника рентгеновского излучения , поскольку горячая плазма присутствует повсюду во Вселенной: от звездной короны до тонких галактических гало . Эти звездные среды являются предметом рентгеновской астрономии..

В оптически тонкой плазме вещество не находится в термодинамическом равновесии с излучением, потому что столкновения между частицами и фотонами очень редки, и на самом деле среднеквадратичная скорость фотонов, электронов, протонов и ионов не равна то же самое: мы должны определить температуру для каждой из этих популяций частиц. В результате спектр излучения не соответствует спектральному распределению излучения абсолютно черного тела , а зависит только от тех столкновительных процессов, которые происходят в очень разреженной плазме.

В то время как линии фраунгофера, исходящие из фотосферы, являются линиями поглощения , в основном испускаемыми ионами, которые поглощают фотоны с той же частотой перехода на верхний энергетический уровень, корональные линии - это линии излучения, производимые ионами металлов, которые были возбуждены до более высокого состояния за счет столкновительные процессы. Многие спектральные линии излучаются сильно ионизированными атомами, такими как кальций и железо, которые потеряли большую часть своих внешних электронов; эти эмиссионные линии могут образовываться только при определенных температурах, и поэтому их индивидуализации в солнечных спектрах достаточно для определения температуры излучающей плазмы.

Некоторые из этих спектральных линий могут быть запрещены на Земле: фактически, столкновения между частицами могут переводить ионы в метастабильные состояния; в плотном газе эти ионы немедленно сталкиваются с другими частицами, и поэтому они снимают возбуждение с разрешенным переходом на промежуточный уровень, в то время как в короне более вероятно, что этот ион остается в своем метастабильном состоянии, пока не встретит фотон та же частота запрещенного перехода в нижнее состояние. Этот фотон заставляет ион излучать с той же частотой с помощью стимулированного излучения . Запрещенные переходы из метастабильных состояний часто называют сателлитными линиями.

Спектроскопия короны позволяет определить многих физических параметров излучающей плазмы. Сравнивая интенсивность линий разных ионов одного и того же элемента, температуру и плотность можно измерить с хорошим приближением: различные состояния ионизации регулируются уравнением Саха . Доплеровский сдвиг дает хорошее измерение скоростей вдоль линии прямой видимости , но не в перпендикулярной плоскости. Ширина линии должна зависеть от распределения Максвелла-Больцмана скоростей при температуре образования линий (уширение линии термического), в то время как часто бывает больше , чем предсказано. Расширение может быть связано срасширение давления , когда столкновения между частицами часты, или это может быть связано с турбулентностью : в этом случае ширину линии можно использовать для оценки макроскопической скорости также на поверхности Солнца, но с большой погрешностью. Магнитное поле можно измерить благодаря расщеплению линий из-за эффекта Зеемана .

Излучение оптически тонкой плазмы [ править ]

Наиболее важными процессами излучения для оптически тонкой плазмы ^{[2] [3] [4]} являются

• излучение в резонансных линиях ионизированных металлов (связанно-связанное излучение);
• излучательные рекомбинации (свободно связанное излучение) из-за наиболее распространенных корональных ионов;
• при очень высоких температурах выше 10 МК - тормозное излучение (свободное свободное излучение).

Следовательно, поток излучения можно выразить как сумму трех членов:

${\ displaystyle L_ {r} = n_ {e} \ sum n_ {l} C_ {lk} h \ nu _ {lk} + L_ {rec} + L_ {brems}}$

где представляет собой количество электронов в единице объема, ионной плотности, постоянная Планка , частота испускаемого излучения , соответствующей энергии скачка , коэффициент столкновительном высвечивания относительно ионного перехода, радиационные потери для рекомбинации плазмы и тормозное вклад.${\ displaystyle n_ {e}}$${\ displaystyle n_ {k}}$${\ displaystyle h}$${\ displaystyle \ nu}$${\ displaystyle h \ nu}$${\ displaystyle C_ {lk}}$${\ displaystyle L_ {rec}}$${\ displaystyle L_ {brems}}$

Первый член связан с излучением в каждой отдельной спектральной линии . В хорошем приближении число занятых состояний на верхнем уровне и число состояний на нижнем энергетическом уровне задаются равновесием между столкновительным возбуждением и спонтанным излучением.${\ displaystyle n_ {u}}$${\displaystyle n_{l}}$

${\displaystyle n_{l}n_{e}C_{lu}=n_{u}A_{ul}}$

где - вероятность перехода спонтанного излучения.${\displaystyle A_{lu}}$

Второй член рассчитывается как энергия, излучаемая на единицу объема, и время, когда свободные электроны захватываются ионами для рекомбинации в нейтральные атомы (диэлектронный захват).${\displaystyle L_{rec}}$

Третий член обусловлен рассеянием электронов на протонах и ионах из-за кулоновской силы : каждый ускоренный заряд испускает излучение согласно классической электродинамике. Этот эффект дает заметный вклад в непрерывный спектр только при самых высоких температурах, выше 10 МК.${\displaystyle L_{brems}}$

С учетом всех доминирующих радиационных процессов, в том числе спутниковых линий из метастабильных состояний, излучение оптически тонкой плазмы проще выразить как

${\displaystyle L_{r}=n_{e}n_{H}P(T)~~{W~m^{-3}}}$

где зависит только от температуры. Все механизмы излучения требуют процессов столкновения и в основном зависят от квадрата плотности ( ). Интеграл от квадрата плотности вдоль луча зрения называется мерой эмиссии и часто используется в рентгеновской астрономии . Функция была смоделирована многими авторами, но в этих расчетах все еще есть много несоответствий: различия в основном происходят от спектральных линий, которые они включают в свои модели, и от атомных параметров, которые они используют.${\displaystyle P(T)}$${\displaystyle n_{e}=n_{H}}$${\displaystyle P(T)}$

Для расчета потока излучения от оптически тонкой плазмы можно использовать линейную аппроксимацию, примененную к некоторым модельным расчетам Рознера и др. (1978). ^[5] В единицах cgs, в эрг см ³ с ⁻¹ , функция P (T) может быть аппроксимирована следующим образом:

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-21.85}~~~~~~~~~~~(10^{4.3}<T<10^{4.6}K)}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-31}~T^{2}~~~~~~~~~(10^{4.6}<T<10^{4.9}K)}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-21.2}~~~~~~~~~~~~(10^{4.9}<T<10^{5.4}K)}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-10.4}~T^{-2}~~~~~~(10^{5.4}<T<10^{5.75}K)}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-21.94}~~~~~~~~~~~(10^{5.75}<T<10^{6.3}K)}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-17.73}~T^{-2/3}~~~(10^{6.3}<T<10^{7}K)}$

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Библиография [ править ]

• Гюдель М (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон» (PDF) . Astron Astrophys Rev . 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph / 0406661 . Bibcode : 2004A и ARv..12 ... 71G . DOI : 10.1007 / s00159-004-0023-2 . Архивировано из оригинального (PDF) 11 августа 2011 года.
• Такер WH (1977). Радиационные процессы в астрофизике . MIT Press . ISBN 978-0262700108.