太阳色球谱线与非热粒子的诊断
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太阳色球谱线与非热粒子的诊断
创新团组系列报告之十
徐 稚
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)。
射电辐射
X - ray
γ - ray
谱线
非热粒子产生
色球受到粒子轰击
色球谱线特征响应
怎样的非热粒子 ?
3 色球谱线的轰击线偏振
1 原子的非热激发和电离
2 非热质子束与中性氢原子的电荷交换
1. 原子的非热激发和电离
能量堆积率
非热激发电离
谱线的响应变化
(1) 氢的 Balmer 和 Lyman 线的非热轮廓
(2) 连续谱的变化
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 .
氢的 Balmer / Lyman 线的非热轮廓
‘e’
非热粒子流的总能流 F =4
H
Ly
Ly
(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
非热粒子流的谱指数 δ
δ =3 δ = 4 δ = 5
(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。
F1
F2
F = 5*1011erg cm-2 S-1 e
M0 = 0M0 = m0
F1
电子束δ = 4F=5*1011ergcm-2s-1
质子束δ = 4F=1*1011ergcm-2s-1
冕层大气质量 (M0) 的影响 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。
电子束δ = 4F=5*1011ergcm-2s-1
质子束δ = 4F=1*1011ergcm-2s-1
总能量相同
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
色球谱线强度与非热粒子的探测
谱线的积分强度比
Flux 1 : non-thermal
Flux 0 : thermal
dIFlux
0
01
Flux
FluxFlux
VAL 3 C F1 F2
H
Ly
Ly
0
01
Flux
FluxFlux VS F &δ
e
p
Hα 的观测谱线轮廓
宁静大气 Hα谱线轮廓
128.0/)( 001 FFF
δ= 4
氢谱线对于非热电离激发的响应变化
(1) 氢的 Balmer 和 Lyman 线的非热轮廓
(2) 连续谱的变化
Balmer 连续谱 ( 3640 Å )
Paschen 连续谱 ( 可见光 ) ( 5000Å )
--- a heated atmosphere without electron bombardment
+ --- an initial atmosphere with electron bombardment
∆ --- a heated atmosphere with electron bombardment
Ding et al. 1999
001 /)( III
非热粒子的产生
色球受到粒子轰击
色球谱线特征响应
怎样的非热粒子 ?
3. 色球谱线的轰击线偏振
1. 原子的非热激发和电离
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
2. 非热质子束与中性氢原子的电荷交换
bjHHeP ,)(
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。
P
P’
V H
V p’
1
2
3
4
明显的 Layman 谱线的红翼辐射增强
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…
原子的 sublevel 的占有数不均衡
各向异性的外辐射场 弱磁场 强磁场 非热粒子轰击
Hanle 效应
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
3. 非热粒子轰击与色球谱线的线偏振
物理试验结果:
)/()(),( 1111 IIIIEP
2
2
cos),90(1
sin),90(),(
EPEPEP
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)
Eth
(12ev)
Etov
(200ev --- e ; 200kev ---P)
“光谱偏振测量( spectropolarimetric )”望远镜
Large Solar Vacuum Telescope of
Baikal Astrophysical Observatory
( Russia )
THEMIS
(Franco-Italian)
色球谱线的线偏振 ----- 速度呈各向异性的粒子
( 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
研究色球谱线线偏振物理意义
(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. )
(1) 诊断非热粒子束的属性及能量
)/()(),( 1111 IIIIEP
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
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 …
然而 ---
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
2002 年 7 月 23 日耀斑的偏振观测 :
I up = I + S
Idown = I - S
S / I = (Iup-Idown) / (Iup+Idow
n)
0.5”
~ 11 秒
H-X 辐射源 较宽的反转轮廓
位置
3%~ 10%
观测时间
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
高能电子近乎move horizontally
非热电子束轰击
δ= 4 ~ 5 F ~ 1011ergs/cm-2/s-1
考虑到非热激发和电离的谱线轮廓 (积分强度比)
3 色球谱线的轰击线偏振
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
太阳色球谱线与非热粒子的诊断
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