Longueur d'onde typique des éruptions solaires

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J'ai lu que les éruptions solaires sont habituellement vues en lumière H-alpha, comme un éclaircissement temporaire d'une petite partie de la chromosphère.

Que peut-on interpréter de tout cela? Est-ce parce que l'énergie du rayonnement contenu par l'éruption se situe autour de cette longueur d'onde? Et pourquoi la chromosphère?

the-sun solar-flare spectra

— recherche_fini
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H-alpha est une lumière visible rouge foncé (656,28 nm). Les éruptions solaires sont classées (A, B, C, M, X) en fonction de la production d'énergie totale entre 0,1 et 0,8 nanomètres unc.edu/~rowlett/units/scales/solar_flares.htm Ce sont des rayons X durs.

— Wayfaring Stranger

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Les éruptions solaires sont observées à des longueurs d'onde à travers le spectre électromagnétique, pas seulement H alpha.

Le modèle de base pour une éruption solaire commence avec le champ magnétique dans la couronne. Vous pouvez penser que la topologie du champ magnétique consiste en des boucles qui sortent de la photosphère et se prolongent dans la couronne. Cependant, la photosphère du Soleil est turbulente et constamment en mouvement en raison de la convection et de la rotation différentielle. Alors qu'une boucle peut être formée dans un état d'énergie minimale, elle peut être tordue et contrainte par ces mouvements.

À un certain point, une instabilité est atteinte et le champ magnétique peut subir un événement de "reconnexion", pour revenir à une configuration d'énergie inférieure. Au cours de cet événement, les particules chargées sont accélérées et descendent le long des lignes de champ magnétique vers la photosphère.

Avant d'y arriver, ils rencontrent la chromosphère, où se dépose l'essentiel de l'énergie cinétique des particules. c'est-à-dire que la densité augmente lorsque vous descendez vers la photosphère et une fois qu'une certaine densité de colonne est atteinte, les électrons accélérés sont arrêtés et déposent leur énergie cinétique. Il en résulte un échauffement et une émission excessive de H alpha du matériau à environ 10 000 degrés kelvin aux points de pied de la torche. Plus chaud que cela et tout l'hydrogène est ionisé. Le H alpha est en émission car le seul matériau au-dessus de lui est optiquement mince par rapport au rayonnement H alpha. Il y a également un matériau ionisé plus chaud, et une grande partie de celui-ci est évaporé de sorte qu'il remplit les boucles magnétiques avec du plasma émettant des rayons X à des températures de plus d'un million de kelvins.

— Rob Jeffries
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Dans la transition d'un niveau d'énergie électronique supérieur à un niveau inférieur, disons , un atome d'hydrogène émet un photon de longueur d'onde satisfaisant où est la constante de Rydberg. Pour , c'est-à-dire que le niveau d'énergie de destination est l'état fondamental, variant forme la série Lyman : ( ), ( ), ( ), etc. $m\mapsto n$ $\lambda$

\frac{1}{λ} = R_{\infty} [\frac{1}{n^{2}} - \frac{1}{m^{2}}],

$\frac{1}{\lambda} = R_\infty\left[\frac{1}{n^2}-\frac{1}{m^2}\right]\text{,}$

R_{\infty} = 1.09737315685 m^{- 1}

$R_\infty = 1.09737315685\,\mathrm{m}^{-1}$

n = 1

$n=1$

m

$m$

{Ly}_{α}

$\text{Ly}_\alpha$

2 \mapsto 1

$2\mapsto 1$

{Ly}_{β}

$\text{Ly}_\beta$

3 \mapsto 1

$3\mapsto 1$

{Ly}_{γ}

$\text{Ly}_\gamma$

4 \mapsto 1

$4\mapsto 1$

n = 2

$n=2$ le niveau d'énergie de destination forme la série Balmer : ( ), ( ), etc., qui était en fait la première série à découvrir, et est souvent étiqueté simplement avec de l'hydrogène à la place.

{Ba}_{α}

$\text{Ba}_\alpha$

3 \mapsto 2

$3\mapsto 2$

{Ba}_{β}

$\text{Ba}_\beta$

5 \mapsto 2

$5\mapsto 2$

Que peut-on interpréter de tout cela? Est-ce parce que l'énergie du rayonnement contenu par l'éruption se situe autour de cette longueur d'onde? Et pourquoi la chromosphère?

Une éruption solaire est un événement violent très chaud qui rayonne de l'énergie à travers le spectre électromagnétique. L'importance de la ligne H-α est due aux commodités d'observation.

Les raies spectrales d'hydrogène sont en dehors de la bande visible à l' exception des quatre premières de la série Balmer, de la raie H-α rouge à la raie H-δ violette. Lorsqu'un ion hydrogène et un électron se recombinent en un atome, le résultat est généralement un atome d'hydrogène dans un état excité. Finalement, il se désintègre à l'état fondamental, mais il n'a pas à y passer directement, et le fait généralement dans une séquence aléatoire de transitions. Une fraction très importante de ces transitions, cependant, inclut le saut qui produit la ligne H-α. $3\mapsto 2$

Ainsi, la présence de la ligne H-α est un moyen facile d'identifier l'hydrogène ionisé, et en particulier, un éclaircissement soudain de la ligne H-α dans un spectre de ligne d'émission est un indicateur que quelque chose d'énergie se produit pour ioniser l'hydrogène (plus que d'habitude, c'est-à-dire). Et c'est là qu'intervient la chromosphère, l '"atmosphère" de faible densité entourant le Soleil: elle a un spectre de ligne d'émission, c'est-à-dire que son spectre est brillant en bandes étroites qui correspondent à sa composition atomique ou moléculaire. C'est différent de la photosphère, qui a plutôt un spectre de raie d'absorption.

— Stan Liou
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Merci d'avoir répondu. Mais pourquoi la photosphère a-t-elle un spectre de raies d'absorption alors que la chromosphère a un spectre de raies d'émission?

— seek_infinity