Post on 10-Jan-2016
description
Zależność energia-wysokość dla źródeł twardego promieniowania
rentgenowskiego obserwowanych przez RHESSI.
Takakura, K., Tanaka, K., Nitta, N., Kai, K., and Ohki, K., 1987, Sol. Phys. 107, 109
Matsushita, K., Masuda, S., Kosugi, T., Inda, M., and Yaji, K., 1992, Publ. Astron. Soc. Japan 44, L89
* HINOTORI 20 - 40 keV
* h=7.0 3.5 Mm
* YOHKOH * h14 = 9.7 2.0 Mm (L)* h23-h14 = -1.0 0.3 Mm* h33-h14 = -2.0 0.5 Mm* h53-h14 = -3.2 0.7 Mm
Fletcher, L., 1996, Astron. Astrophys. 310, 661
* ne = 21010 - 31011 cm-3 * L = 13 - 27 Mm
Aschwanden, M. J., Brown, J. C., and Kontar, E. P., 2002, Solar Phys. 210, 383
* C7.5
* N16W80
* NOAA 9825
Brown, J. C., Aschwanden, M. J., and Kontar, E. P., 2002, Solar Phys. 210, 373
z(ε)=r(ε)-r0=z0(ε/20 keV)a
Model gęstości chromosfery:
Z modelu grubej tarczy (Brown 1971):
K
EEN
2)(
2
max
')'()(z
z
dzznzN2364 )(107.62 cmergeK
Pierwsze przybliżenie: E
Model gęstości:dz
d
Kdz
zdNzn
)()(
Z obserwowanej zależności energia - wysokość możemy otrzymaćrozkład gęstości w chromosferze.
Odwracając zależność energia-wysokość otrzymaną z obserwacji dostajemy:
a
z
zz
1
0
20)(
Wstawiamy do modelu:
3
00
12 11105.1)(
cm
z
z
z
Mm
azn
b
12
a
b
* klasa > M1.0
* położenie r > 800 arcsec
* obserwowana była cała faza impulsowa
* 15 luty 2002 r. - 23 luty 2004 r.
23 rozbłyski
M2.5
N14E63
X17+
S18W88
M5.8
N04E81
X1.0
S16W76
1 2 3
310
310
310
103.9)3(
105.6)2(
102.5)1(
cmn
cmn
cmn