1 / 28

太阳色球谱线与非热粒子的诊断

太阳色球谱线与非热粒子的诊断. 徐 稚. 创新团组系列报告之十. 射电辐射. X - ray. γ - ray. 在许多太 阳活动现象过程中，都会产生大量的能量可达到 keV ~ GeV 范围的非热粒子（电子或者质子）。. 谱线. 非热粒子产生. 1 原子的非热激发和电离. 色球受到粒子轰击. 2 非热质子束与中性氢原子的电荷交换. 怎样的非热粒子 ？. 3 色球谱线的轰击线偏振. 色球谱线特征响应. (1) 氢的 Balmer 和 Lyman 线的非热轮廓.

geoffrey-kristian
Download Presentation

太阳色球谱线与非热粒子的诊断

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 太阳色球谱线与非热粒子的诊断 徐 稚 创新团组系列报告之十

  2. 射电辐射 X - ray γ - ray 在许多太阳活动现象过程中，都会产生大量的能量可达到 keV ~ GeV范围的非热粒子（电子或者质子）。 谱线

  3. 非热粒子产生 1 原子的非热激发和电离 色球受到粒子轰击 2 非热质子束与中性氢原子的电荷交换 怎样的非热粒子 ？ 3 色球谱线的轰击线偏振 色球谱线特征响应

  4. (1) 氢的 Balmer 和 Lyman线的非热轮廓 主要的影响因素：大气状态、非热粒子的总能流和谱指数、冕层质量、非热粒子的属性等等. 谱线的响应变化 (2) 连续谱的变化 1. 原子的非热激发和电离 能量堆积率 非热激发电离

  5. 非热粒子流的总能流 F ‘e’ =4 H Ly Ly 氢的Balmer / Lyman 线的非热轮廓 (1) 总能流 F 越大，谱线发射越强 尤其是在较冷的大气模型下比较明显 (2) 轮廓据有线心反转的特征 (3) 线翼对F的响应要比线心明显

  6. (1)δ越小,能谱越硬,则氢线的 辐射越强,特别是在线翼波段。 (2)谱线对δ的变化不如对 F 的变化敏感。 • 非热粒子流的谱指数δ e F = 5*1011erg cm-2 S-1 δ =3 δ = 4 δ = 5 F1 F2

  7. F1 M0 = m0 M0 = 0 冕层大气质量最小时, 非热谱线 轮廓发射最强。当耀斑发展到 缓变相,我们将很难探测到 非热效应。 • 冕层大气质量 (M0) 的影响 电子束 δ = 4 F=5*1011ergcm-2s-1 质子束 δ = 4 F=1*1011ergcm-2s-1

  8. 电子束 δ = 4 F=5*1011ergcm-2s-1 总能量相同 质子束 δ = 4 F=1*1011ergcm-2s-1 • 不同的非热粒子 (电子/质子) 产生的影响 非热电子对谱线的影响比 具有相同总能量的非热质子的 影响大 H Ly Ly

  9. 色球谱线强度与非热粒子的探测 Flux 1 : non-thermal Flux 0 : thermal 谱线的积分强度比

  10. VS F &δ F2 VAL 3Ｃ F1 e H p Ly Ly

  11. Hα的观测谱线轮廓 宁静大气Hα谱线轮廓 δ= 4

  12. (1) 氢的 Balmer 和 Lyman线的非热轮廓 氢谱线对于非热电离激发的响应变化 Balmer 连续谱 （3640 Å） (2) 连续谱的变化 Paschen 连续谱(可见光)（5000Å） • --- an initial atmosphere with electron bombardment • --- a heated atmosphere with electron bombardment • --- a heated atmosphere without electron bombardment Ding et al. 1999

  13. 非热粒子的产生 1. 原子的非热激发和电离 色球受到粒子轰击 2. 非热质子束与中性氢原子的电荷交换 2. 非热质子束与中性氢原子的电荷交换 怎样的非热粒子 ？ 3. 色球谱线的轰击线偏振 色球谱线特征响应

  14. P P’ 2. 非热质子束与中性氢原子的电荷交换 1 2 3 V H 低能质子束获取氢原子的一个电子， 形成速度较快的“超热粒子”，（ ） 该粒子的辐射会带有 Doppler位移， 使得色球线( Lyα, Lyβ) 线翼的发射增强。 4 V p’

  15. 明显的Layman谱线的红翼辐射增强

  16. 各向异性的外辐射场 弱磁场 强磁场 非热粒子轰击 原子的sublevel 的占有数不均衡 Zeeman 效应 氢原子受到各向异性的非热粒子的轰击而碰撞激发 Hanle 效应 3. 非热粒子轰击与色球谱线的线偏振 天体偏振的产生机制 ？ (1)固体表面反射、微粒散射、分子散射、自由电子散射、回旋辐射、同步辐射… (2) （谱线偏振）Zeeman效应、共振辐射、轰击偏振…

  17. 物理试验结果： 试验发现：Skinner (1926) 完整的理论讨论 ：Percival & Seaton (1958) 试验及理论总结：Kleinpoppen (1969) & Heddle (1979) Etov (200ev --- e ; 200kev ---P) Eth (12ev)

  18. “光谱偏振测量（spectropolarimetric）”望远镜 Large Solar Vacuum Telescope of Baikal Astrophysical Observatory （Russia） THEMIS (Franco-Italian)

  19. （1）粒子的属性 （电子？质子 ？ 中性粒子流？） （2）粒子束的注入方向 （一般为当地的径向） （3）粒子速度的各向异性的程度 色球谱线的线偏振 ----- 速度呈各向异性的粒子 研究色球谱线线偏振物理意义 (1) 诊断非热粒子束的属性及能量 (2)探究低能质子 (100 Kev) 的间接观测方法 (3) 低层大气磁重联的佐证 （Ellerman Bomb etc.）

  20. 谱线偏振方向与非热粒子的属性、能量的 “基本结论” 电子束 ：P为切向方向 质子束 ：P为 object-to- center

  21. 然而 --- Henoux & Vogt 2003 Zharkova & Syniavskii 2000 The plane of polarization in Hα– line is normally perpendicular to the direction of electron beam propagation. Depending on a viewing angle it can be either parallel or perpendicular to the flare-to-solar center direction … 单单从偏振方向上不能敲定非热粒子的属性，要结合其他观测结果

  22. I up = I + S S / I = (Iup-Idown) / (Iup+Idown) Idown = I - S 2002年7月23日耀斑的偏振观测 ：

  23. 0.5” ~ 11秒

  24. 观测时间 较宽的反转轮廓 H-X 辐射源 位置 3%~ 10%

  25. 高能电子近乎 move horizontally Gan et al. 发现在空间上没有探测到7月23日耀斑的高能粒子 ---- 推测磁场位型可能是闭合场 非热电子束轰击 考虑到非热激发和电离的谱线轮廓 （积分强度比） δ= 4 ~ 5 F ~ 1011ergs/cm-2/s-1

  26. 太阳色球谱线与非热粒子的诊断 1 原子的非热激发和电离 --- 非热谱线轮廓 2 非热质子束与中性氢原子的电荷交换 3 色球谱线的轰击线偏振

  27. 谢谢各位老师同学

More Related