|
ИСТИНА |
Войти в систему Регистрация |
ИСТИНА ИНХС РАН |
||
Модель вспышки 2017-04-21, построенная по излучению в линиях бальмеровской сериитезисы доклада
- Авторы: Малютин В.А., Бычков К.В., Купряков Ю.А., Горшков А.Б., Белова О.М.
- Сборник: Двадцатая ежегодная конференция «Физика плазмы в солнечной системе», 10-14.02.2025
- Тезисы
- Год издания: 2025
- Место издания: ИКИ РАН Москва
- Первая страница: 68
- Последняя страница: 68
- Аннотация: В настоящей работе мы восстанавливаем параметры излучающего газа во время вспышки 21 апреля 2017 года по наблюдаемым потокам в трех линиях водорода: Hα, Hβ и Hε. В Hα значение потока, приведенное к поверхности Солнца, не превышает 6·10^6 эрг/см2/с. В качестве входных величин для модельных слоев газа рассматриваются температура, концентрация, толщина слоя, турбулентная скорость. Число слоев и их параметры подбираем таким образом, чтобы значения теоретических и наблюдаемых потоков совпали сразу для трех линий. Использован разработанный нами метод расчёта, учитывающий свойства хромосферного газа по отношению к излучению. А именно, газ прозрачен в непрерывном спектре оптического диапазона, но возможно самопоглощение в спектральных линиях. Рассматривается влияние фотосферного излучения в рамках чернотельного приближения. В отличие от известных пакетов программ, нами учитывается число возбуждённых уровней К, достаточное для уверенного определения состояния ионизации. Так, по критерию Инглиса-Теллера у водорода при электронной плотности менее 3·10^13 см-3 реализуется более тридцати дискретных уровней. Принимаемая в расчётах величина К зависит от конкретных условий и определяется до начала расчётов. В рассматриваемой задаче нами принято К=18, поскольку бóльшие К не приводят к изменению состояния ионизации и теоретического потока в спектральных линиях водорода [1]. Учёт рассеяния в частотах линий выполнен в рамках модели вероятности выхода фотона. Для вычисления вероятности произведены собственные расчёты свёртки доплеровского и хольцмарковского контуров. Для поиска населенностей дискретных уровней и состояния ионизации решалась система уравнений баланса [2]. Расчёты показали, что наблюдаемые потоки нельзя объяснить в рамках модели однородного слоя газа. Большое отношение потоков в линиях Hα и Hβ (более 3.0) характерно для полупрозрачного в линиях разреженного газа, в то время как относительно большая величина отношения потоков Hε и Hβ (более 0.4), наоборот, свидетельствует о плотном газе с самопоглощением. Излучение в линиях удалось объяснить в двухслойной модели газа: излучающая область состоит из плотного холодного ядра с концентрацией частиц более 10^12 см-3 и температурой около 4000 К; ближе к наблюдателю по лучу зрения расположен разреженный слой газа с концентрацией менее 10^11 см-3. 1. Белова О.М., Бычков К.В. // Астрофизика 2017. 60, выпуск 1. С. 127. 2. Белова О.М., Бычков К.В. // Астрофизика 2018. 61, выпуск 1. С. 119.
- Добавил в систему: Горшков Алексей Борисович