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太阳色球谱线与非热粒子的诊断

太阳色球谱线与非热粒子的诊断. 徐 稚. 创新团组系列报告之十. 射电辐射. X - ray. γ - ray. 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）。. 谱线. 非热粒子产生. 1 原子的非热激发和电离. 色球受到粒子轰击. 2 非热质子束与中性氢原子的电荷交换. 怎样的非热粒子 ？. 3 色球谱线的轰击线偏振. 色球谱线特征响应. (1) 氢的 Balmer 和 Lyman 线的非热轮廓.

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太阳色球谱线与非热粒子的诊断

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Presentation Transcript

  1. 太阳色球谱线与非热粒子的诊断 徐 稚 创新团组系列报告之十

  2. 射电辐射 X - ray γ - ray 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）。 谱线

  3. 非热粒子产生 1 原子的非热激发和电离 色球受到粒子轰击 2 非热质子束与中性氢原子的电荷交换 怎样的非热粒子 ？ 3 色球谱线的轰击线偏振 色球谱线特征响应

  4. (1) 氢的 Balmer 和 Lyman线的非热轮廓 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. 谱线的响应变化 (2) 连续谱的变化 1. 原子的非热激发和电离 能量堆积率 非热激发电离

  5. 非热粒子流的总能流 F ‘e’ =4 H Ly Ly 氢的Balmer / Lyman 线的非热轮廓 (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

  6. (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。 • 非热粒子流的谱指数δ e F = 5*1011erg cm-2 S-1 δ =3 δ = 4 δ = 5 F1 F2

  7. F1 M0 = m0 M0 = 0 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。 • 冕层大气质量 (M0) 的影响 电子束 δ = 4 F=5*1011ergcm-2s-1 质子束 δ = 4 F=1*1011ergcm-2s-1

  8. 电子束 δ = 4 F=5*1011ergcm-2s-1 总能量相同 质子束 δ = 4 F=1*1011ergcm-2s-1 • 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

  9. 色球谱线强度与非热粒子的探测 Flux 1 : non-thermal Flux 0 : thermal 谱线的积分强度比

  10. VS F &δ F2 VAL 3Ｃ F1 e H p Ly Ly

  11. Hα的观测谱线轮廓 宁静大气Hα谱线轮廓 δ= 4

  12. (1) 氢的 Balmer 和 Lyman线的非热轮廓 氢谱线对于非热电离激发的响应变化 Balmer 连续谱 （3640 Å） (2) 连续谱的变化 Paschen 连续谱(可见光)（5000Å） • --- an initial atmosphere with electron bombardment • --- a heated atmosphere with electron bombardment • --- a heated atmosphere without electron bombardment Ding et al. 1999

  13. 非热粒子的产生 1. 原子的非热激发和电离 色球受到粒子轰击 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 怎样的非热粒子 ？ 3. 色球谱线的轰击线偏振 色球谱线特征响应

  14. P P’ 2. 非热质子束与中性氢原子的电荷交换 1 2 3 V H 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。 4 V p’

  15. 明显的Layman谱线的红翼辐射增强

  16. 各向异性的外辐射场 弱磁场 强磁场 非热粒子轰击 原子的sublevel 的占有数不均衡 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 Hanle 效应 3. 非热粒子轰击与色球谱线的线偏振 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…

  17. 物理试验结果： 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) Etov (200ev --- e ; 200kev ---P) Eth (12ev)

  18. “光谱偏振测量（spectropolarimetric）”望远镜 Large Solar Vacuum Telescope of Baikal Astrophysical Observatory （Russia） THEMIS (Franco-Italian)

  19. （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 色球谱线的线偏振 ----- 速度呈各向异性的粒子 研究色球谱线线偏振物理意义 (1) 诊断非热粒子束的属性及能量 (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.）

  20. 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

  21. 然而 --- 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 … 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

  22. I up = I + S S / I = (Iup-Idown) / (Iup+Idown) Idown = I - S 2002年7月23日耀斑的偏振观测 ：

  23. 0.5” ~ 11秒

  24. 观测时间 较宽的反转轮廓 H-X 辐射源 位置 3%~ 10%

  25. 高能电子近乎 move horizontally 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 非热电子束轰击 考虑到非热激发和电离的谱线轮廓 （积分强度比） δ= 4 ~ 5 F ~ 1011ergs/cm-2/s-1

  26. 太阳色球谱线与非热粒子的诊断 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 3 色球谱线的轰击线偏振

  27. 谢谢各位老师同学

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