Urychlené částice z pohledu sluneční rentgenové emise

Rozměr: px

Začít zobrazení ze stránky:

Download "Urychlené částice z pohledu sluneční rentgenové emise"

Bohuslav Kolář
před 5 lety
Počet zobrazení:

1 Urychlené částice z pohledu sluneční rentgenové emise Jana Kašparová Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov kasparov@asu.cas.cz Vybrané kapitoly z astrofyziky, MFF UK, 25. října 2006

2 sluneční erupce stručný přehled pozorování, modelů, družicových dat role svazků urychlených částic, jejich detekce parametry slunečního plasmatu elektronové svazky I procesy vzniku X-ray emise(termální/netermální) modely tlustého/tenkého terče(thick/thin target) aplikace na spektra z RHESSI, fitování zadanými funkcemi(forward fitting) elektronové svazky II problém inverze fotonových spekter(regularised inversion), data z RHESSI vliv částečné ionizované atmosféry anisotropie fotonové emise, elektronů, albedo, imaging spectroscopy modely urychlení elektronů versus pozorování horké novinky z RHESSI, nové přístroje

3 Trocha historie objeveníerupce: (whitelightflare) nezávisle pozorována R.C. Carringtonem a R. Hodgsonem magnetická bouře následující den spekulace o spojitosti mezi erupcí a mag. bouří v Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 1860 Carrington, MNRAS 1859, 20, p. 13 dřívější pozorování zřejmě v Číně( ): nasluncibylačernáskvrnaačernéamodréabílévýpary

4 Big Bear Solar Observatory

1972 Big Bear Solar Observatory http://www.bbso.njit.

5 Hαklasifikace plocha:s,1 4 relativní intensita: f, n, b mořský koník Big Bear Solar Observatory Sluneční patrola Ondřejov, Asú AV ČR

gov/ GOES klasifikace A,B,C,M,X parametry plasmatu z GOES 3kT(EM předpoklad

6 Světelné křivky(light curves) eostationary atellites: GOES perational 0.5 4Å(3 25keV) 1 8Å(1.6 12keV) nvironmental GOES klasifikace A,B,C,M,X parametry plasmatu z GOES 3kT(EM předpoklad isotermální plasmy, abundance, zářivých procesů míra emise EM(emission measure) teplota T termální energie(při znalosti objemu) V) 1/2

erupce se vyskytují v aktivních oblastech předpovědi aktivity na základě klasifikace magnetického pole aktivních oblastí (např. McIntosh, Mt.

7 erupce se vyskytují v aktivních oblastech předpovědi aktivity na základě klasifikace magnetického pole aktivních oblastí (např. McIntosh, Mt. Wilson) Předpověď( ) Activitylevel VERYLOW noflares inpasttwodays. Regionmostlikely to flare: NOAA Probabilities: X(2%),M(11%),C(38%)

TRACE- ransition egion nd oronal xplorer, 29. 6.

8 TRACE- ransition egion nd oronal xplorer, Å 1MK,FeIX 195Å 1.5MK,FeXII 284Å 2MK,FeXV

SOHO/EITSOHO xtreme Ultraviolet maging elescope, 24.10. 2006 http://umbra.nascom.

9 SOHO/EITSOHO xtreme Ultraviolet maging elescope, Åkorona,přechodováoblast 304ÅHeII/SiXI Kchromosféra

10 TRACE171Å

11 Bastilledayflare, ,X5.7,TRACE UV continuum 171Å 1MK 195Å 1.5MK movies...

12 několik emisních mechanismů, zoo typů např. gyrosynchrotronní záření, vzplanutí typu III typy dat: dynamická spektra, obrazová informace na dané frekvenci

emisní mechanismus: bremsstrahlung(volno volný přechod) Yohkoh(sluneční paprsek) 31.8.1991-14.

13 emisní mechanismus: bremsstrahlung(volno volný přechod) Yohkoh(sluneční paprsek) SXT, HXT Masuda flare, kontury33 53keV

14 RHESSI vynikajícíspektrálnírozlišení rozsah3kev 20MeV,prostorovérozlišení euven amaty igh vypuštěna nergy olar 1keV pectroscopic mager 2arcsec termální emise netermální emise positronové a nukleární gamma čáry Linetal.,2002

15 Linetal.,2002 demo...

2 MeV neutron capture line p+p H+n n+..,p+ 4 He D+γ ionty urychlené v erupci n+.

16 neobvyklý hard X-ray zdroj ve vrcholu smyčky(looptopsource),25 50keV (kontury6 12keV) vysoká sloupcová hustota 1. pozorování dvojitého γ zdroje 2.2 MeV neutron capture line p+p H+n n+..,p+ 4 He D+γ ionty urychlené v erupci n+... neobjasněný posun mezi X-ray a γ zdroj movies... Veronig& Brown, 2004 Hurford et al., 2006

17 Martens& Kuin, 1989 standardní model erupce dvouvláknová erupce uvolnění energie při rekonexi mag. pole ohřev plasmy, urychlení částic svazky: forma transportu energie do nižších vrstev ztráta energie v Coulombických srážkách ohřev X-ray, rádiová emise, polarizace záření expanze horké plasmy postupné chladnutí smyček

18 Lin&Forbes,2002

19 viz archív hhudson/cartoons/ Smith, 2004

chromosféra n korona n 10 9 10 12 10 14 cm 3, T 10 4 K 10 11 cm 3, T 10 7 K erupčníoblast: L 10 9 cm, V 10 27 cm 3, N= nv 10 37 částic magnetickáenergie: E B = B 2 V/8π 4 10 25 B 2 erg, B 100G

20 chromosféra n korona n cm 3, T 10 4 K cm 3, T 10 7 K erupčníoblast: L 10 9 cm, V cm 3, N= nv částic magnetickáenergie: E B = B 2 V/8π B 2 erg, B 100G středníenergienačástici Ē= B 2 /8πn 2.5 B 2 ev 25keV velký počet energetických částic, nemaxwellovské rozdělení Typický elektronový svazek mocninnáfunkce energie δ=2 7 početčástic10 37 s erg E δ Emslieetal.2004

21 Tandberg-Hanssen, E.& Emslie, A. G.: The physics of solar flares, Cambridge University Press, 1988 Solar Magnetic Phenomena- Proceedings of the 3rd Summerschool and Workshop held at the Solar Observatory Kanzelhöhe, Astronomy and Astrophysics Space Science Library, Vol. 320, 2005 Letní škola o sluneční fyzice vysokých energií zejména G. Holman: Introduction to Solar Flares

Podobné dokumenty

Urychlené částice z pohledu sluneční rentgenové emise Elektronová spektra

Urychlené částice z pohledu sluneční rentgenové emise Elektronová spektra Jana Kašparová Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov kasparov@asu.cas.cz Vybrané kapitoly z astrofyziky, MFF UK, 8. listopadu 2006