Zależność energia-wysokość dla źródeł twardego promieniowania

rentgenowskiego obserwowanych przez RHESSI.

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

Matsushita, K., Masuda, S., Kosugi, T., Inda, M., and Yaji, K., 1992, Publ. Astron. Soc. Japan 44, L89

* HINOTORI 20 - 40 keV

* h=7.0 3.5 Mm

* 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 = 21010 - 31011 cm-3 * L = 13 - 27 Mm

Aschwanden, M. J., Brown, J. C., and Kontar, E. P., 2002, Solar Phys. 210, 383

* C7.5

* N16W80

* NOAA 9825

Brown, J. C., Aschwanden, M. J., and Kontar, E. P., 2002, Solar Phys. 210, 373

z(ε)=r(ε)-r0=z0(ε/20 keV)a

Model gęstości chromosfery:

Z modelu grubej tarczy (Brown 1971):

K

EEN

2)(

2

max

')'()(z

z

dzznzN2364 )(107.62 cmergeK

Pierwsze przybliżenie: E

Model gęstości:dz

d

Kdz

zdNzn

)()(

Z obserwowanej zależności energia - wysokość możemy otrzymaćrozkład gęstości w chromosferze.

Odwracając zależność energia-wysokość otrzymaną z obserwacji dostajemy:

a

z

zz

1

0

20)(

Wstawiamy do modelu:

3

00

12 11105.1)(

cm

z

z

z

Mm

azn

b

12

a

b

* klasa > M1.0

* położenie r > 800 arcsec

* obserwowana była cała faza impulsowa

* 15 luty 2002 r. - 23 luty 2004 r.

23 rozbłyski

M2.5

N14E63

X17+

S18W88

M5.8

N04E81

X1.0

S16W76

1 2 3

310

310

310

103.9)3(

105.6)2(

102.5)1(

cmn

cmn

cmn