Koronale strålingstap - Coronal radiative losses

I astronomi og i astrophysics , for strålingstapet for solens korona , menes det energifluksen utstrålt fra den ytre atmosfære av Sun (tradisjonelt oppdelt i chromosphere , overgangsområdet og corona ), og, i særdeleshet, prosesser for fremstilling av den stråling som kommer fra solens korona og overgangsområde, hvor plasma er optisk tynn. Tvert imot, i kromosfæren, hvor temperaturen synker fra den fotosfæriske verdien på 6000 K til minimum 4400 K, er den optiske dybden omtrent 1, og strålingen er termisk.

Solen i de myke røntgenbildene sett av Hinode røntgenteleskop (XRT) 15. oktober 2009.

Den korona strekker seg mye lenger enn et solradius fra den foto og utseende meget kompliserte og inhomogene på røntgenbilder tatt av satellitter (se figuren til høyre tatt av XRT ombord Hinode ). Strukturen og dynamikken i korona domineres av solens magnetfelt . Det er sterke bevis for at selv oppvarmingsmekanismen, som er ansvarlig for den høye temperaturen på millioner grader, er knyttet til magnetfeltet til solen .

Den energifluksen bestrålt fra korona endringer i aktive områder , i det stille sø og i kranshull ; faktisk bestråles en del av energien utover, men omtrent samme mengde energistrøm føres tilbake mot kromosfæren , gjennom den bratte overgangsregionen . I aktive regioner er energistrømmen ca 10 7 erg cm −2 sek −1 , i den stille solen er den omtrent 8 10 5  - 10 6 erg cm −2 sek −1 , og i koronale hull 5 10 5 - 8 10 5 erg cm −2 sek −1 , inkludert tap på grunn av solvinden. Den nødvendige kraften er en liten brøkdel av den totale strømmen som bestråles fra solen, men denne energien er nok til å opprettholde plasmaet ved en temperatur på millioner grader, siden tettheten er veldig lav og strålingsprosessene er forskjellige fra de som forekommer i fotosfæren, som det vises i detalj i neste avsnitt.

Prosesser for stråling av solkoronaen

Den effektive temperaturen av sø Det grå området representerer den svarte kroppsstrålingen med samme strålingsstrøm av solspekteret (gult område).

De elektromagnetiske bølgene som kommer fra solkoronaen , sendes hovedsakelig ut i røntgenstrålene . Denne strålingen er ikke synlig fra jorden fordi den filtreres av atmosfæren. Før de første rakettoppdragene kunne koronaen bare observeres i hvitt lys i formørkelsene, mens de siste femti årene er solkoronaen blitt fotografert i EUV og røntgen av mange satellitter ( Pioneer 5, 6, 7, 8 , 9, Helios , Skylab , SMM , NIXT , Yohkoh , SOHO , TRACE , Hinode ).

Det emitterende plasmaet er nesten fullstendig ionisert og veldig lett, dens tetthet er omtrent 10 −16 - 10 −14 g / cm 3 . Partikler er så isolerte at nesten alle fotoner kan forlate solens overflate uten å samhandle med saken over fotosfæren : med andre ord, koronaen er gjennomsiktig for stråling og utslipp av plasma er optisk tynn. Solens atmosfære er ikke det unike eksemplet på røntgenkilde , siden det er varme plasmaer overalt i universet: fra stjernekoronaer til tynne galaktiske glorier . Disse stjernemiljøene er gjenstand for røntgenastronomi .

I et optisk tynt plasma er materien ikke i termodynamisk likevekt med strålingen, fordi kollisjoner mellom partikler og fotoner er svært sjeldne, og faktisk er kvadratrotens middelhastighet for fotoner, elektroner, protoner og ioner ikke det samme: vi bør definere en temperatur for hver av disse partikkelpopulasjonene. Resultatet er at emisjonsspekteret ikke passer til spektralfordelingen av en svart kroppsstråling , men det avhenger bare av de kollisjonsprosessene som forekommer i et veldig sjeldent plasma.

Fraunhofer-linjer i solspekteret.

Mens Fraunhofer-linjene som kommer fra fotosfæren er absorpsjonslinjer , hovedsakelig utgitt fra ioner som absorberer fotoner med samme frekvens som overgangen til et øvre energinivå, er koronale linjer emisjonslinjer produsert av metallioner som hadde blitt begeistret til en overlegen tilstand av kollisjonsprosesser. Mange spektrallinjer sendes ut av høyt ioniserte atomer, som kalsium og jern, som har mistet det meste av sine eksterne elektroner; disse emisjonslinjer kan dannes bare ved bestemte temperaturer, og derfor er deres individualisering i solenergi -spektrene er tilstrekkelig for å bestemme temperaturen av det emitterende plasma.

Noen av disse spektrallinjene kan være forbudt på jorden: Faktisk kan kollisjoner mellom partikler stimulere ioner til metastabile tilstander; i en tett gass kolliderer disse ionene øyeblikkelig med andre partikler, og de exciterer derfor med en tillatt overgang til et mellomnivå, mens det i korona er mer sannsynlig at dette ionet forblir i sin metastabile tilstand, til det møter et foton av samme frekvens av den forbudte overgangen til den lavere staten. Denne foton induserer ionet til å avgi med samme frekvens ved stimulert utslipp . Forbudte overganger fra metastabile stater kalles ofte som satellittlinjer.

Den Spektroskopi av korona tillater bestemmelse av mange fysiske parametere av den utsendende plasma. Sammenligning av intensiteten i linjer av forskjellige ioner av det samme elementet, kan temperatur og tetthet måles med en god tilnærming: de forskjellige tilstandene av ionisering reguleres av Saha-ligningen . Den Doppler-forskyvningen gir en god måling av hastighetene langs siktelinjen , men ikke i det loddrette planet. Den Linjebredden bør være avhengig av Maxwell-Boltzmann-fordeling av hastigheter ved temperaturen til linjedannelse (termisk utvidelse linje), mens det ofte er større enn forutsagt. Utvidelsen kan skyldes trykkutvidelse , når kollisjoner mellom partikler er hyppige, eller det kan være på grunn av turbulens : i dette tilfellet kan linjebredden brukes til å estimere den makroskopiske hastigheten også på solens overflate, men med stor usikkerhet. Magnetfeltet kan måles takket være linjedeling på grunn av Zeeman-effekten .

Optisk tynn plasmautslipp

De viktigste prosessene med stråling for et optisk tynt plasma er

  • utslipp i resonanselinjer av ioniserte metaller (bundet bundet utslipp);
  • strålingsrekombinasjonene (fri bundet stråling) på grunn av de mest koronale ionene;
  • for veldig høye temperaturer over 10 MK, bremsstrahlung (fri-utslipp).

Derfor kan strålingsstrømmen uttrykkes som summen av tre termer:

der er antall elektroner per volumenhet, det ion antallstettheten, den Plancks konstant , frekvensen av den utsendte stråling svarer til den energi hopp , er koeffisienten til kollisjons de-eksitasjon i forhold til den ion overgang, at strålingstapene for plasma rekombinasjon og den bremsestråling bidrag.

Den første termen skyldes utslipp i hver eneste spektrallinje . Med en god tilnærming er antall okkuperte tilstander på overordnet nivå og antall tilstander på lavere energinivå gitt av likevekten mellom kollisjonell eksitasjon og spontan utslipp

hvor er overgangssannsynligheten for spontan utslipp.

Det andre begrepet beregnes som energien som sendes ut per volumsenhet og tid når frie elektroner fanges opp fra ioner for å rekombinere til nøytrale atomer (dielektronisk fangst).

Det tredje begrepet skyldes elektronspredningen av protoner og ioner på grunn av Coulomb-kraften : hver akselerert ladning avgir stråling i henhold til klassisk elektrodynamikk. Denne effekten gir et betydelig bidrag til kontinuumspektret bare ved de høyeste temperaturene, over 10 MK.

Tatt i betraktning alle dominerende strålingsprosesser, inkludert satellittlinjer fra metastabile tilstander, kan utslippet av et optisk tynt plasma uttrykkes enklere som

hvor avhenger bare av temperaturen. Alle strålingsmekanismene krever kollisjonsprosesser og er i utgangspunktet avhengig av den kvadratiske tettheten ( ). Integralet av den kvadratiske tettheten langs siktelinjen kalles utslippstiltak og brukes ofte i røntgenastronomi . Funksjonen er modellert av mange forfattere, men med forskjeller som avhenger sterkt av de antatte elementære overflodene i plasmaet, og selvfølgelig av atomparametrene og deres estimering.

For å beregne strålingsstrømmen fra et optisk tynt plasma i en praktisk analytisk form, Rosner et al. (1978) foreslo en formel for P (T) (erg cm 3 s −1 ) som følger:

Se også

Referanser

Bibliografi