Typische Wellenlänge der Sonneneruption

Ich habe gelesen, dass Sonneneruptionen üblicherweise in H-Alpha-Licht als vorübergehende Aufhellung eines kleinen Teils der Chromosphäre betrachtet werden.

Was kann man daraus alles interpretieren? Liegt es daran, dass die Energie der von der Fackel enthaltenen Strahlung um diese Wellenlänge liegt? Und warum Chromosphäre?

Sonneneruptionen werden bei Wellenlängen direkt über das elektromagnetische Spektrum beobachtet, nicht nur bei H alpha.

Das Grundmodell für eine Sonneneruption beginnt mit dem Magnetfeld in der Korona. Sie können sich vorstellen, dass die Topologie des Magnetfelds aus Schleifen besteht, die aus der Photosphäre herausragen und sich in die Korona erstrecken. Die Photosphäre der Sonne ist jedoch turbulent und aufgrund von Konvektion und Differenzialrotation ständig in Bewegung. Während eine Schleife in einem Zustand minimaler Energie gebildet werden kann, kann sie durch diese Bewegungen verdreht und belastet werden.

Irgendwann ist eine Instabilität erreicht und das Magnetfeld kann ein "Wiederverbindungs" -Ereignis erfahren, um zu einer Konfiguration mit niedrigerer Energie zurückzukehren. Während dieses Ereignisses werden geladene Teilchen beschleunigt und wandern entlang der Magnetfeldlinien in Richtung der Photosphäre.

Bevor sie dort ankommen, treffen sie auf die Chromosphäre, in der der Großteil der kinetischen Energie der Partikel abgelagert wird. Das heißt, die Dichte nimmt zu, wenn Sie in Richtung Photosphäre absteigen. Sobald eine bestimmte Säulendichte erreicht ist, werden die beschleunigten Elektronen gestoppt und lagern ihre kinetische Energie ab. Dies führt zu einer Erwärmung und einer übermäßigen H-Alpha-Emission von Material bei etwa 10 000 Kelvin in den Flare-Fußpunkten. Jeder heißer als dieser und der gesamte Wasserstoff wird ionisiert. Das H alpha ist emittiert, weil das einzige darüber liegende Material für die H alpha-Strahlung optisch dünn ist. Es wird auch heißeres, ionisiertes Material erzeugt, und ein Großteil davon wird so verdampft, dass es die Magnetschleifen bei Temperaturen von mehr als einer Million Kelvin mit Röntgenstrahlen emittierendem Plasma füllt.

Beim Übergang von einem höheren Elektronenenergieniveau zu einem niedrigeren, beispielsweise , emittiert ein Wasserstoffatom ein Photon der Wellenlänge λ , das 1 erfüllt $m\mapsto n$$\lambda$ wobeiR∞=

$$\frac{1}{\lambda} = R_\infty\left[\frac{1}{n^2}-\frac{1}{m^2}\right]\text{,}$$ $R_\infty = 1.09737315685\,\mathrm{m}^{-1}$$n=1$$m$$\text{Ly}_\alpha$$2\mapsto 1$$\text{Ly}_\beta$$3\mapsto 1$$\text{Ly}_\gamma$$4\mapsto 1$$n=2$$\text{Ba}_\alpha$$3\mapsto 2$$\text{Ba}_\beta$$5\mapsto 2$

Was kann man daraus alles interpretieren? Liegt es daran, dass die Energie der von der Fackel enthaltenen Strahlung um diese Wellenlänge liegt? Und warum Chromosphäre?

Eine Sonneneruption ist ein sehr heißes, heftiges Ereignis, das Energie über das elektromagnetische Spektrum ausstrahlt. Die Bedeutung der H-α-Linie beruht auf den Bequemlichkeiten der Beobachtung.

$3\mapsto 2$

Somit ist das Vorhandensein der H-α-Linie ein einfacher Weg, um ionisierten Wasserstoff zu identifizieren, und insbesondere eine plötzliche Aufhellung der H-α-Linie in einem Emissionslinienspektrum ist ein Indikator dafür, dass etwas Energetisches passiert, um den Wasserstoff zu ionisieren (mehr als sonst). Und hier kommt die Chromosphäre ins Spiel, die die Sonne umgebende "Atmosphäre" niedriger Dichte: Sie hat ein Emissionslinienspektrum, dh ihr Spektrum ist in schmalen Bändern hell, die ihrer atomaren oder molekularen Zusammensetzung entsprechen. Dies ist anders als bei der Photosphäre, die stattdessen ein Absorptionslinienspektrum aufweist.