Takakura, K., Tanaka, K., Nitta, N., Kai, K., and Ohki, K., 1987, Sol. Phys. 107, 109

1. Zależność energia-wysokość dla źródeł twardego promieniowania rentgenowskiego obserwowanych przez RHESSI.

2. Takakura, K., Tanaka, K., Nitta, N., Kai, K., and Ohki, K., 1987, Sol. Phys. 107, 109 • HINOTORI 20 - 40 keV • h=7.0  3.5 Mm Matsushita, K., Masuda, S., Kosugi, T., Inda, M., and Yaji, K., 1992, Publ. Astron. Soc. Japan 44, L89 • YOHKOH • h14 = 9.7  2.0 Mm (L) • h23-h14 = -1.0  0.3 Mm • h33-h14 = -2.0  0.5 Mm • h53-h14 = -3.2  0.7 Mm Fletcher, L., 1996, Astron. Astrophys. 310, 661 • ne = 21010 - 31011 cm-3 • L = 13 - 27 Mm

3. Brown, J. C., Aschwanden, M. J., and Kontar, E. P., 2002, Solar Phys. 210, 373 Aschwanden, M. J., Brown, J. C., and Kontar, E. P., 2002, Solar Phys. 210, 383 * C7.5 * N16W80 * NOAA 9825

7. z(ε)=r(ε)-r0=z0(ε/20 keV)a

8. Model gęstości chromosfery: Z modelu grubej tarczy (Brown 1971): Pierwsze przybliżenie: Model gęstości: Z obserwowanej zależności energia - wysokość możemy otrzymać rozkład gęstości w chromosferze.

9. Odwracając zależność energia-wysokość otrzymaną z obserwacji dostajemy: Wstawiamy do modelu:

11. * klasa > M1.0 * położenie r > 800 arcsec * obserwowana była cała faza impulsowa * 15 luty 2002 r. - 23 luty 2004 r. 23 rozbłyski

12. M2.5 N14E63

13. X17+ S18W88

14. M5.8 N04E81

15. X1.0 S16W76

18. 1 23