Корональные радиационные потери

В астрономии и в астрофизике под радиационными потерями солнечной короны понимают поток энергии, ( традиционно разделяемой на излучаемый из внешней атмосферы Солнца хромосферу , переходную область и корону ), и, в частности, процессы образования излучение , исходящее из солнечной короны и переходной области, где плазма оптически тонка. Напротив, в хромосфере, где температура снижается от фотосферного значения 6000 К до минимума 4400 К, оптическая толща составляет около 1, а излучение тепловое.

Солнце в мягких рентгеновских лучах, видимое Hinode (XRT) 15 октября 2009 года. рентгеновским телескопом

Корона и выглядит простирается гораздо дальше радиуса Солнца от фотосферы очень сложной и неоднородной на рентгеновских изображениях, полученных со спутников (см. рисунок справа, полученный с помощью XRT на борту Hinode ).В структуре и динамике короны доминирует магнитное поле Солнца . Есть убедительные доказательства того, что даже механизм нагрева, ответственный за его высокую температуру в миллионы градусов, связан с магнитным полем Солнца .

, Поток энергии излучаемой короной, изменяется в активных областях , на спокойном Солнце и в корональных дырах ; на самом деле часть энергии излучается наружу, но примерно такое же количество потока энергии переносится обратно в хромосферу , через область крутого перехода . В активных областях поток энергии составляет около 10 ⁷ эрг см ⁻² сек ⁻¹ , на спокойном Солнце примерно 8 10 ⁵  – 10 ⁶ эрг см ⁻² сек ⁻¹ , а в корональных дырах 5 10 ⁵ - 8 10 ⁵ эрг см ⁻² сек ⁻¹ , включая потери от солнечного ветра. Требуемая мощность составляет малую долю от общего потока, излучаемого Солнцем, но этой энергии достаточно, чтобы поддерживать плазму при температуре в миллионы градусов, поскольку плотность очень мала и процессы излучения отличны от происходящих в фотосфера, как это подробно показано в следующем разделе.

Процессы излучения солнечной короны

Эффективная температура Солнца. Серая область представляет излучение абсолютно черного тела с тем же потоком излучения, что и солнечный спектр (желтая область).

Электромагнитные волны, исходящие от солнечной короны, излучаются в основном в рентгеновских лучах . Это излучение не видно с Земли, поскольку оно фильтруется атмосферой. До первых запусков ракет корону можно было наблюдать только в белом свете во время затмений, тогда как за последние пятьдесят лет солнечная корона была сфотографирована в EUV и рентгеновских лучах многими спутниками ( Пионер 5, 6, 7, 8). , 9, Гелиос , Скайлэб , СММ , NIXT , Йохко , СОХО , ТРЕЙС , Хиноде ).

Излучающая плазма практически полностью ионизована и очень легка, ее плотность около 10 ⁻¹⁶ - 10 ⁻¹⁴ г/см ³ . Частицы настолько изолированы, что почти все фотоны могут покинуть поверхность Солнца , не взаимодействуя с веществом над фотосферой : иными словами, корона прозрачна для излучения, а излучение плазмы оптически тонкое. Атмосфера Солнца не является уникальным примером источника рентгеновского излучения , поскольку горячая плазма присутствует повсюду во Вселенной: от звездных корон до тонких галактических гало . Эти звездные среды являются предметом рентгеновской астрономии .

В оптически тонкой плазме вещество не находится в термодинамическом равновесии с излучением, поскольку столкновения между частицами и фотонами очень редки и, по сути, среднеквадратическая скорость фотонов, электронов, протонов и ионов не равна то же самое: мы должны определить температуру для каждой из этих популяций частиц. В результате спектр излучения не соответствует спектральному распределению излучения абсолютно черного тела , а зависит только от тех столкновительных процессов, которые происходят в очень разреженной плазме.

Линии Фраунгофера в солнечном спектре.

В то время как линии Фраунгофера , исходящие из фотосферы , представляют собой линии поглощения , испускаемые в основном ионами, которые поглощают фотоны той же частоты перехода на верхний энергетический уровень, корональные линии представляют собой линии излучения, создаваемые ионами металлов, которые были возбуждены до более высокого состояния под действием коллизионные процессы. Многие спектральные линии излучаются сильно ионизированными атомами, такими как кальций и железо, которые потеряли большую часть своих внешних электронов; эти эмиссионные линии могут образовываться только при определенных температурах, и поэтому их индивидуализация в солнечных спектрах достаточна для определения температуры излучающей плазмы.

Некоторые из этих спектральных линий могут быть запрещены на Земле: фактически, столкновения между частицами могут переводить ионы в метастабильные состояния; в плотном газе эти ионы сразу же сталкиваются с другими частицами и поэтому девозбуждаются с разрешенным переходом на промежуточный уровень, тогда как в короне более вероятно, что этот ион останется в своем метастабильном состоянии, пока не встретит фотон та же частота запрещенного перехода в нижнее состояние. Этот фотон заставляет ион излучать с той же частотой путем вынужденного излучения . Запрещенные переходы из метастабильных состояний часто называют линиями-сателлитами.

Спектроскопия . короны позволяет определить многие физические параметры излучающей плазмы Сравнивая интенсивность линий разных ионов одного и того же элемента, можно с хорошим приближением измерить температуру и плотность: разные состояния ионизации регулируются уравнением Саха .Доплеровский сдвиг дает хорошее измерение скорости вдоль луча зрения , но не в перпендикулярной плоскости. должна Ширина линии зависеть от распределения скоростей Максвелла-Больцмана при температуре образования линии (теплового уширения линии), при этом она часто оказывается больше прогнозируемой.Расширение может быть связано с расширением давления , когда столкновения между частицами часты, или из-за турбулентности : в этом случае ширину линии можно использовать для оценки макроскопической скорости также на поверхности Солнца, но с большой неопределенностью.Магнитное поле можно измерить благодаря расщеплению линий из-за эффекта Зеемана .

Оптически тонкое плазменное излучение

Важнейшие процессы излучения оптически тонкой плазмы являются

• излучение в резонансных линиях ионизированных металлов (связанное излучение);
• радиационная рекомбинация (свободно-связанное излучение) за счет наиболее распространенных корональных ионов;
• при очень высоких температурах выше 10 МК — тормозное излучение (свободное излучение).

Следовательно, радиационный поток можно выразить как сумму трех слагаемых:

$L_{r}=n_{e}\sum n_{l}C_{lk}h\nu _{lk}+L_{rec}+L_{brems}$

где $n_{e}$ - количество электронов в единице объема, $n_{k}$ ионов плотность , $h$ Планка постоянная , $\nu$ частота испускаемого излучения, соответствующая скачку энергии $h\nu$, $C_{lk}$ коэффициент столкновительного снятия возбуждения относительно ионного перехода, $L_{rec}$ радиационные потери на плазменную рекомбинацию и $L_{brems}$ вклад тормозного излучения .

Первый член обусловлен излучением в каждой отдельной спектральной линии . При хорошем приближении количество оккупированных штатов высшего уровня $n_{u}$ и количество состояний на нижнем энергетическом уровне $n_{l}$ задаются равновесием между столкновительным возбуждением и спонтанным излучением.

$n_{l}n_{e}C_{lu}=n_{u}A_{ul}$

где $A_{lu}$ – вероятность перехода спонтанного излучения.

Второй срок $L_{rec}$ рассчитывается как энергия, выделяемая на единицу объема и за время, когда свободные электроны захватываются у ионов для рекомбинации в нейтральные атомы (диэлектронный захват).

Третий срок $L_{brems}$ происходит из-за рассеяния электронов на протонах и ионах из-за силы Кулона : каждый ускоренный заряд излучает излучение в соответствии с классической электродинамикой. Этот эффект дает заметный вклад в континуальный спектр только при самых высоких температурах, выше 10 МК.

С учетом всех доминирующих радиационных процессов, включая сателлитные линии из метастабильных состояний, излучение оптически тонкой плазмы проще выразить как

$L_{r}=n_{e}n_{H}P(T)~~{W~m^{-3}}$

где $P(T)$ зависит только от температуры. Все механизмы излучения требуют столкновительных процессов и в основном зависят от квадрата плотности ( $n_{e}=n_{H}$). Интеграл от квадрата плотности вдоль луча зрения называется мерой излучения и часто используется в рентгеновской астрономии .Функция $P(T)$ моделировалось многими авторами, но с различиямикоторые сильно зависят от предполагаемого содержания элементов в плазме и, конечно же,об атомных параметрах и их оценке.

Для расчета потока излучения оптически тонкой плазмы в удобнойаналитическая форма, Rosner et al. (1978) предложил формулу для P(T) (эрг см ³ с ⁻¹ ) следующее:

$P(T)\approx 10^{-21.85}~~~~~~~~~~~(10^{4.3}<T<10^{4.6}K)$

$P(T)\approx 10^{-31}~T^{2}~~~~~~~~~(10^{4.6}<T<10^{4.9}K)$

$P(T)\approx 10^{-21.2}~~~~~~~~~~~~(10^{4.9}<T<10^{5.4}K)$

$P(T)\approx 10^{-10.4}~T^{-2}~~~~~~(10^{5.4}<T<10^{5.75}K)$

$P(T)\approx 10^{-21.94}~~~~~~~~~~~(10^{5.75}<T<10^{6.3}K)$

$P(T)\approx 10^{-17.73}~T^{-2/3}~~~(10^{6.3}<T<10^{7}K)$

См. также

• Спектральные линии
• Спектроскопия
• Физика плазмы

• Рентгеновская астрономия
• Солнце
• Корона

• Фотосфера
• Хромосфера
• Солнечная переходная область

• Солнечный ветер
• Нановспышки

Библиография

• Гюдель М (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон» (PDF) . Astron Astrophys Rev. 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph/0406661 . Бибкод : 2004A&ARv..12...71G . дои : 10.1007/s00159-004-0023-2 . S2CID   119509015 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 августа 2011 г.
• Такер WH (1977). Радиационные процессы в астрофизике . МТИ Пресс . ISBN  978-0262700108 .