G R A Ż Y N A B R O M B O S Z C Z
O bserw atorium Astronom iczne U niw ersytetu im. B. Bieruta (Wrocław)
M A R E K S I A R K O W S K I , J A N U S Z S Y L W E S T E R
Pracow nia Związków Słońce-Ziemia, C entrum Badań Kpsmicznych PA N (Wrocław) (O trzym ano 3 listopada 1979 r.)
S t r e s z c z e n i e — W pracy przedstaw iono analizę widm rentgenowskich zmierzonych z bardzo d o b rą rozdzielczością spektralną w przedziale długości fal 9,14 — 9,33
X.
W idm a te zostały zarejestrowane podczas lotu sztucznego satelity 1N TER K O SM O S 16. N a podstawie strumieni zm ierzonych w liniach widmowych w badanym przedziale długości fal wyznaczone zostały param etry fizyczne plazmy obszaru aktywnego M cM ath 14352.AHAJIH3 PEHTCTEHOBCKHX CTIEKTPOB AKTHBHOfł OEJIACTH nOJiy^EHHblX C BblCOKHM CTIEKTPAJIbHblM PA3PEUIEHHEM. r. E p o m 6 o ą M. C h p k o b c k h , R. C M U i B S C i a p .
C o g e p x a i H e - B p a B o ie n p eflcraB n eH aH an irj pem reH O B c k h x cneKTpoB aKTHBHoft o 6 n a c n i
McMath 14352, nonyneHHLix c b u c o k h m cneK TpantH biM pa3peuieHHeM b n n an a3 0 H e b o jih 9 .1 4 -9 .3 3 A.
AHajiH3HpoBaHHue cneK Tpu 6unn noJiyneH bi c 6 o p t a c n y m H K a „HHTEPKOCMOC 16” . Ha 0CH0BaHHH H3MepeHHŁix cneKTpoB BbiJiH onpeneneH U <})H3HMecKne ycnoBHH b nna3M e H3y>iaeMoft aKTHBHoft o&nacrH.
THE ANALYSIS O F H IG H R E S O L U T IO N X-RAY SPECTR A O F SO LAR ACTIVE R EG IO N . S u m m a r y — The analysis of the high resolution X-ray spectra between 9,14
X
and 9,33X
are reported. The spectra were obtained from the IN T E R K O S M O S 16 satellite. The absolute line fluxes in the selected set of lines are used for determ ination of the physical param eters of the plasm a in the active region M cM ath 14352.W ciągu ostatnich lat wiele uwagi pośw ięcono analizie procesów atom ow ych prow adzących do formowania się w plazmie koronalnej tzw. linii satelitarnych. Linie te zostały zidentyfikowane w wysokorozdzielczych widmach rentgenowskich obszarów aktyw nych oraz w widmach plazmy laboratoryj nej, a pow stają w wyniku deekscytacji prom ienistych poziom ów podw ójnie wzbudzonych.
W serii prac teoretycznych ( G a b r i e l 1972; B h a 11 a i in. 1975; V a i n s h t e i n i S a f r o n o v a 1978) rozw ażane były możliwości wykorzystania pom iarów względnych (w stosunku do linii rezonansyjnej) natężeń linii satelitarnych, do określenia struktury tem peraturow ej plazmy.
Stosunkow o dużo linii satelitarnych, formujących się w wyniku przejść prom ienistych z podwójnie w zbudzonych poziom ów (obsadzanych w procesach rekom binacji dielektronowej oraz wzbudzeń
148 Z pracowni i obserwatoriów
wych z pow łok wewnętrznych) leży w okolicy linii rezonansyjnej R ( l s 2 p ' P l — l.v“ Sn) helopodobnycn jonów. W w idmach jonów helopodobnych, w niedalekim sąsiedztwie linii rezonansyjnej, w ystępują dwie inne silne linie: linia interkom binacyjna I(ls 2 p 3P x 2 - l s 21S0) oraz w zbroniona F ( ls 2 s 3S! — l s 21S0). W kilku opublikow anych pracach (np. G a b r i e l i in. 1969; M e w e i in. 1978) podano podstaw y teoretyczne m etody określania gęstości elektronowej N e na podstawie stosunków strum ieni mierzonych w linii w zbronionej i interkom binacyjnej.
Tak więc pom iary widm w okolicy linii rezonansyjnej helopodobnych jonów są bardzo użyteczne przy diagnostyce w arunków fizycznych w plazmie; w stosunkow o wąskim przedziale widma obecnych jest szereg linii, których względne natężenia m ogą służyć do wyznaczenia struktury tem peraturow ej oraz gęstości elektronowej w plazmie.
W naszej pracy analizowaliśmy wysokorozdzielcze widma rentgenowskie helopodobnego jo n u magnezu (M g XI) w przedziale długości fal 9,14—9,33 A, zarejestrow ane podczas lotu sztucznego satelity IN TER - K O SM O S 16. Jon M g XI występuje obficie w plazmie o tem peraturach z przedziału (3 —10) 106 K. Analiza widm tego jo n u pozw ala więc badać w arunki fizyczne panujące w takich interesujących dla hełiofizyki strukturach koronalnych, jak obszary aktywne oraz rozbłyski.
W pierwszym okresie pracy satelity IN T E R K O S M O S 16 (2 — 6 sierpnia 1976 r.) na tarczy Słońca dominował obszar aktyw ny M cM ath 14352. M am y więc podstawę sądzić, że prom ieniowanie rentgenow skie zarejestrow ane w tych dniach, w przedziale długości fal 9 ,1 4 -9 ,3 3
X,
zostało wyemitowane przez ten obszar aktywny.W oparciu o widma zarejestrow ane w eksperymencie przeprowadziliśmy identyfikację linii widmowych. N a rys. 1 zostało przedstaw ione widmo, które otrzym ano przez zsum owanie 20 pojedynczych skanów; pod
Rys. 1. W idm o w przedziale długości fal 9,14 — 9,33 A otrzym ane przez zsum owanie 20 pojedynczych widm. N a widmie zaznaczono położenia linii satelitarnych oraz ich względne, w stosunku do linii rezonansyjnej, natężenia (linie pionowe). N atężenia linii zostały policzone dla Tc = 3 • lO6 K (jak wynika z tab. 1, jest to tem peratura charakterystyczna obszaru aktyw nego M cM ath 14352). Długości fali dla linii satelitarnych oraz ich natężenia policzono na podstawie prac cytow anych w tekście. W yeksponow anie linii satelitarnych
Z
pracow ni i obserw atoriów149
nim z a z n ac zo n o p o ło żen ie linii w ystępujących w tym p rzed ziale w id m a (oznaczenia d la linii p rz y ję to n a p o d staw ie o racv G a b r i e l a 1972 o ra z S t e e n m a n a -C 1 a r k a i in. 1979).
N a p o d staw ie an alizy stru m ie n i m ierzonych w w y b ra n y ch liniach w iam o w y cn m o ż n a było ok reślać p a ra m e try fizyczne p lazm y o b sz a ru ak ty w n eg o M c M a th 14352. S tru k tu rę te m p e ra tu ro w ą o b szaru , czyli tzw. m o d el o b sz a ru a k ty w n eg o , w y zn aczan o p rzy założeniu, że: 1) o b szar jes t izoterm iczny, 2) m ia ra em isji w o b szarze p o sia d a pew ien ro z k ła d p o te m p e ra tu ra c h . D o o k re ślan ia m odeli o b sz a ru w y k o rzy stan o strum ienie m ierzone w linii rezo n an sy jn ej o ra z w lin iach satelita rn y ch m, q i r o ra z s i t (p a trz rys. 1). Ja k w ia d o m o z teorii, sto su n e k stru m ie n ia w linii sa telitarn ej d o stru m ie n ia w linii rezo n an sy jn ej silnie zależy od tem p e ra tu ry elektronow ej.
W p rzybliżeniu izoterm icznym 1) d o o k re ślan ia te m p e ra tu ry o b sz a ru Tcff w y k o rz y stan o sto su n e k s tru m ie n ia w linii sa telita rn ej m d o stru m ie n ia w linii rezo n an sy jn ej. W p rz y p a d k u nieizoterm icznym 2),
2 3 1 . 5 6 2 3 4 5 6
Te 1106 K ]
Kys. 2. P a ra m e try fizyczne p lazm y o b sz a ru a k ty w n eg o M c M a th 14352: ro z k ła d różniczkow ej m iary emisji (g ru b a linia), całk o w ita m ia ra em isji o b sz a ru £ M tot, te m p e ra tu ra o b sz a ru Tcf[ o ra z p a ra m e tr a n ach y len ia
150 Z pracowni i obserwatoriów
rozkłady różniczkowej miary emisji q> (7) = - - , j N 2e dV w badanym obszarze aktyw nym wyznaczano
m etodą kolejnych przybliżeń opisaną w pracy S y l w e s t r a i in. (1980). M etoda ta, na drodze iteracji, wylicza model poprzez dopasow anie strumieni wyliczonych, wynikających z modelu do strumieni mierzonych w liniach widmowych.
N a rys. 2 pokazano modele obszaru aktyw nego wyznaczone na podstawie widm zarejestrowanych w różnych dniach lotu satelity. N a rysunku tym pod an o także tem peraturę obszaru Tcfl oraz całkow itą miarę emisji obszaru £ M lo„ k tó rą otrzym ano przez scalkowanie po tem peraturach rozkładu różniczkowej m iary emisji (EM un =
J
,p (T)dT).Widać, że dla badanego obszaru aktyw nego zarów no kształt modeli, jak również tem peratura Tcff obszaru zm ieniają się z dnia na dzień w niewielkich granicach. W idać także, że otrzym ane m etodą iteracyjną modele m ożna dość dobrze opisać łatwymi do porów nyw ania, dw uparam etrow ym i funkcjami wykładniczy mi typu <p (7) = C -1 0 ~ * '7', gdzie a oraz C są param etram i funkcji.
Na rys. 2 cienką linią zaznaczono rozkłady wykładnicze, które dobrze przybliżają modele wyliczone m etodą iteracyjną.
N a podstaw ie stosunku strumieni mierzonych w linii w zbronionej i interkom binacyjnej określano także gęstości elektronow e N e plazm y obszaru aktyw nego M cM ath 14352.
W tab. 1 podano wyznaczone przez nas param etry fizyczne plazm y obszaru aktywnego; dla porów nania przedstaw iono tam również inne charakterystyki tego obszaru (dane wzięto z „Solar G eophysical D a ta ’’, N r 386, P.l).
T a b e l a 1
Porów nanie wyliczonych param etrów plazm y obszaru aktywnego M cM ath 14352 z obserwowanymi charakterystykam i tego obszaru
D ata Pole Względna liczba Strumień 2800 M H z W skaźnik rozblvs-k o \\) Tc{t " ,
Param etry roz kładu <p (7) = C -1 0 "“T EM,,„ = 6.0
J
V (T)dT plam plam R x [1 0 (>K] [1 0 loc m “ 3] C [105°] a [1049] 2 Aug 1976 480 18 77,8 13 ! 2,9 16,0 4,5 0,65 5,8 3 Aug 580 19 82,3 0 2,5 1,8 3,1 0,75 6,3 5 Aug 450 14 84,2 7. 3,0 6,6 1,6 0,55 2,2 6 Aug 450 15 84,3 4 3,2 84,0 2,0 0,50 3,9W artości zamieszczonych w tabeli tem peratur Tetf, całkowitych m iar emisji E M lal oraz gęstości elektronow ych N e są obarczone błędam i wynikającymi z błędów pom iarów strum ieni w liniach widmowych. Błąd określania tem peratury Tet[ ze stosunku strumieni w linii satelitarnej (m) i rezonansyjnej wynosi średnio + 0 ,7 -101’ K. G ó rn a granica gęstości elektronow ych, wyliczonych po uwzględnieniu błędów strumieni mierzonych w linii wzbronionej oraz interkom binacyjnej, wynosi 2 ,5 - 1012c m -3 . Błąd wyznaczania całkowitej m iary emisji obszaru nie przekracza 20%.
Z pracowni i obserwatoriów
Z porow nam a charakterystyk obszaru m ożna wnioskować, że zm ianom pola plam towarzyszy zm iana całkowitej m iary emisji obszaru: im większe jest pole plam, tym większa jest całkow ita m iara emisji obszaru. W yznaczone przez nas wartości param etrów fizycznych plazm y obszaru aktyw nego M cM ath 14352 pozostają w zgodzie z w artościam i oszacow anymi przez innych autorów (A c t o n i in. 1972; P y e i in. 1978) dla obszarów aktyw nych o podobnych charakterystykach.
L I T E R A T U R A
A c t o n, L.W., C a t u r a, R.C., M e y e r o 11, A.J., W o 1 f s o n, C.J., 1972, Solar Phys., 26, 183. B h a 1 1 a, C.P., G a b r i e l , A.H., P r e s n y a k o v , L.P., 1975, M.N.R.A.S., 172, 359.
G a b r i e l , A.H., 1972, M.N.R.A.S., 160, 99.
G a b r i e l , A.H., J o r d a n , C., 1969, M.N.R.A.S., 145, 241. M e w e, R., S c h r i j v e r, J„ 1978, Astron. Astrophys., 65, 99.
P y e, J.P., E v a n s , K.D., H u t c h e o n, R.J., G e r a s s i m e n k o , M. , D a v i s , J.M., K r i e g e r, A.S., V e s e c k y, J.F., 1978, A stron. Astrophys., 65, 123.
S t e e n m a n-C l a r k , L., B e 1 y-D u b a u, F., F a u c h e r, P., 1979, M.N.R.A.S. (w druku). S y l w e s t e r , J., S c h r i j v e r, J., M e w e, R., 1980, Solar Phys. (w druku).
PO ST Ę PY A ST R O N O M II Tom XXVIII (1980). Zeszyt 2