Pierderi radiative ale coroanei solare

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

În astronomie și astrofizică , prin pierderi radiative ale coroanei solare se înțelege fluxul de energie radiat de atmosfera externă a Soarelui (care este în mod tradițional împărțită în cromosferă , regiune de tranziție și coroană ) și, în special, întreaga producție de radiații electromagnetic provenind din coroana solară și din regiunea de tranziție, unde plasma este optic subțire. În cromosferă, pe de altă parte, sub punctul minim de temperatură de 4400 K , adică în zona în care temperatura scade spre exterior începând de la valoarea fotosferică de aproximativ 6000 K, adâncimea optică este de ordinul 1 iar radiația emisă este termică.

Coroana se extinde pentru mai multe raze solare dincolo de fotosferă și apare foarte complexă și eterogenă în imaginile luate de sateliți în raze X. Structura și dinamica coroanei sunt dominate de câmpul magnetic . Există dovezi puternice că mecanismul de încălzire, responsabil pentru temperatura sa ridicată de milioane de grade, este legat și de câmpul magnetic al Soarelui.

Fluxul de energie radiat de la coroană variază în regiunile active, în Soarele liniștit și în găurile coronare; într-adevăr, o parte din energie este radiată spre exterior, dar aproximativ aceeași cantitate de energie este condusă către cromosferă, prin regiunea de tranziție abruptă. În regiunile active fluxul de energie este de aproximativ 10 7 erg cm −2 s −1 , în Soarele nemișcat este de aproximativ 8 10 5 - 10 6 erg cm −2 s −1 , iar în găurile coronare 5 10 5 - 8 10 5 erg cm −2 s −1 , inclusiv predicțiile datorate vântului solar [1] . Puterea necesară este o mică fracțiune din fluxul total radiat de Soare, dar această energie este suficientă pentru a menține plasma la o temperatură de milioane de grade, având în vedere că densitatea este foarte mică, iar procesele de radiații sunt diferite de cele care au loc în fotosferă, așa cum este detaliat în paragraful următor.

Procesul și descrierea pierderilor radiative ale coroanei solare

Undele electromagnetice din coroana solară sunt emise în principal în raze X. Această radiație nu este vizibilă de pe Pământ , deoarece este filtrată de atmosferă . Înainte de lansarea sondelor spațiale, coroana putea fi observată numai în lumină albă în timpul eclipselor , dar din anii 1960 a fost fotografiată în raze UV și X de la numeroși sateliți ( Pioneer 5 , 6, 7, 8, 9 , Helios , Skylab , SMM , NIXT , Yohkoh , SOHO , TRACE , Hinode ).

Temperatura reală a Soarelui (zona galbenă) în comparație cu cea a unui corp negru de aceeași dimensiune care emite aceeași cantitate de energie radiantă (zona gri).

Plasma pe care o emite este aproape complet ionizată și foarte ușoară, densitatea sa este între 10 −16 și 10 −14 g / cm 3 . Particulele sunt atât de rare încât aproape toți fotonii pot părăsi suprafața Soarelui fără a interacționa cu materia de deasupra fotosferei : cu alte cuvinte, coroana este transparentă la radiații și emisia de plasmă este optic subțire. Atmosfera Soarelui nu este singurul exemplu de sursă de raze X, deoarece plasmele fierbinți sunt prezente peste tot în Univers: de la coroane stelare la halouri galactice. Aceste medii stelare fac obiectul astronomiei cu raze X.

Într-o plasmă optic subțire, materia nu se află în echilibru termodinamic cu radiațiile, deoarece coliziunile dintre particule și fotoni sunt foarte rare și, de fapt, viteza pătrată medie a fotonilor, electronilor , protonilor și ionilor nu este aceeași: ar trebui să definim o temperatură pentru fiecare dintre aceste populații de particule. Rezultatul este că spectrul de emisie nu urmărește distribuția spectrală a radiației corpului negru , ci depinde doar de acele procese colizionale care apar într-o plasmă foarte rarefiată .

Liniile Fraunhofer sau liniile spectrului solar.

În timp ce liniile Fraunhofer din fotosferă sunt linii de absorbție, emise în principal de ioni care absorb fotonii cu aceeași frecvență ca trecerea la un nivel mai ridicat de energie, liniile coronare sunt linii de emisie produse de ioni metalici care fuseseră excitați la o stare superioară din procese colizionale. Multe linii spectrale sunt emise de atomi puternic ionizați, cum ar fi calciu și fier , care și-au pierdut majoritatea electronilor externi; aceste linii de emisie se pot forma doar la anumite temperaturi și, prin urmare, identificarea lor în spectre este suficientă pentru a determina temperatura plasmei pe care o emite.

Unele dintre aceste linii spectrale pot fi interzise pe Pământ. De fapt, coliziunile dintre particule pot excita ionii în stări metastabile; într-un gaz dens acești ioni se ciocnesc imediat cu alte particule și apoi se dezactivează cu o tranziție permisă la un nivel intermediar, în timp ce în coroană acest ion este mai probabil să rămână în starea sa metastabilă, până când întâlnește un foton de aceeași frecvență ca tranziția interzisă în cel mai jos stat. Acest foton face ca ionul să emită cu aceeași frecvență pe emisie stimulată. Tranzițiile interzise de statele metastabile sunt adesea numite linii de satelit.

Spectroscopia Corona permite determinarea multor parametri fizici ai plasmei pe care o emite. Prin compararea intensităților liniilor diferiților ioni ai aceluiași element, temperatura și densitatea pot fi măsurate cu o bună aproximare: diferitele stări de ionizare sunt reglementate de ecuația Saha . Deplasarea Doppler oferă o bună măsură a vitezei de-a lungul liniei de vedere, dar nu în plan perpendicular. Lățimea liniei ar trebui să depindă de distribuția Maxwell-Boltzmann a vitezei la temperatura de formare a liniei ( răspândirea termică), în timp ce este adesea mai mare decât se aștepta. Mărirea poate fi cauzată de presiune, atunci când coliziile dintre particule sunt rare sau poate fi cauzată de turbulențe: în acest caz lățimea liniei poate fi utilizată pentru a estima viteza macroscopică și pe suprafața Soarelui, dar cu o mare incertitudine . Câmpul magnetic poate fi măsurat datorită efectului Zeeman .

Emisia unei plasme optic subțiri

Cele mai importante procese de radiații pentru o plasmă optic subțire [2] [3] [4] sunt:

  • emisia în liniile de rezonanță a metalelor ionizate (radiații legate); electronul se mișcă (tranziții) între stări electronice legate, în care totuși este limitat la atom, astfel încât tranziția este uneori denumită o tranziție „ legată ” (de la stare legată la legată, legată ),
  • recombinările radiative (radiații libere) datorate ionilor mai abundenți; electronul liber renunță la energie atunci când este capturat de un atom (liber la legat, liber ).
  • și pentru temperaturi peste 10 mK, bremstrahlung (emisie liberă, cunoscută și sub denumirea de radiație de frânare ). Deci, este un electron care suferă o schimbare a energiei cinetice care trece în apropierea unui ion și emite radiații de frânare (de la liber la liber, liber ).

Fluxul radiativ poate fi exprimat ca suma a trei termeni:

unde este este numărul de electroni pe unitate de volum, numărul de ioni pe unitate de volum, Constanta lui Planck , frecvența radiației emise corespunzătoare saltului de energie între cele două niveluri atomice , coeficientul de de-excitație colizional legat de tranziția ionică, pierderile radiative datorate recombinării e contribuția bremstrahlung.

Primul termen se datorează emisiei în toate liniile spectrale. Pentru o bună aproximare, numărul de stări ocupate la un nivel superior de energie și numărul de state la nivelul inferior este dat de echilibrul dintre excitația colizională și emisia spontană :

unde este este probabilitatea unei tranziții de emisii spontane.

Al doilea termen se calculează ca energia emisă pe unitate de volum și timp când electronii liberi sunt capturați de ioni pentru a se recombina în atomi neutri (captare dielectronică).

Al treilea termen se datorează împrăștierii electronilor de către protoni și ioni datorită forței Coulomb : fiecare sarcină accelerată emite radiații conform electrodinamicii clasice . Acest efect aduce o contribuție apreciabilă la spectrul continuu numai la cele mai înalte temperaturi, peste 10 MK.

Luând în considerare toate procesele dominante ale radiației, inclusiv liniile de satelit din stări metastabile, emisia unei plasme optic subțiri poate fi exprimată mai simplu ca:

unde este depinde doar de temperatură. De fapt, toate mecanismele de radiații necesită procese colizionale și depind în mod substanțial de densitatea pătrată ( ). Integrala liniei de vedere a densității pătrate se numește măsură de emisie și este adesea utilizată în astronomie cu raze X. a fost calculat de mulți autori, dar numeroase discrepanțe sunt încă prezente în aceste modele: diferențele derivă în esență din liniile spectrale pe care le includ în modelele lor și din parametrii atomici pe care îi folosesc.

Pentru a calcula fluxul radiativ al unei plasme optic subțiri, se poate utiliza aproximarea liniară făcută de Rosner și colab. (1978) [5] comparând rezultatele diferitelor modele.
În unități cgs, adică în erg cm³ s −1 , funcția P (T) poate fi aproximată în fiecare interval de temperatură indicat:

Notă

  1. ^ GL Withbroe, The Astrophysical Journal , vol. 325, 1988, p. 442.
  2. ^ Monsignori Fossi Landini, Mem. SAIT , vol. 41, 1970, pp. 467L.
  3. ^ Smith Raymond, Spectrul de raze X moi al unei plasme fierbinți , în The Astrophysical Journal Suppl. , vol. 35, 1977, p. 419.
  4. ^ Mewe Gronenshild, radiații X calculate din plasme optic subțiri , în The Astrophysical Journal Suppl. , vol. 32, 1978, pp. 283-305.
  5. ^ Vaiana, GS Rosner, R., Tucker, WH, Dinamica coroanei solare în repaus , în The Astrophysical Journal , vol. 220, 1978, pp. 643-665.

Bibliografie

Elemente conexe

linkuri externe