太阳色球谱线与非热粒子的诊断

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1、太阳色球谱线与非热粒子的诊断创新团组系列报告之十徐稚在许多太阳活动现象过程中，都会产生大量的能量可达到keV~GeV范围的非热粒子（电子或者质子）。射电辐射X-rayγ-ray谱线非热粒子产生色球受到粒子轰击色球谱线特征响应怎样的非热粒子？3色球谱线的轰击线偏振1原子的非热激发和电离2非热质子束与中性氢原子的电荷交换1.原子的非热激发和电离能量堆积率非热激发电离谱线的响应变化(1)氢的Balmer和Lyman线的非热轮廓(2)连续谱的变化主要的影响因素：大气状态、非热粒子的总能流和谱指数、冕层质量、非热粒子的属性等等.氢的Balmer/Lyman线的非热轮廓‘e’非热粒子流的总能流F=4H

2、LyLy(1)总能流F越大，谱线发射越强尤其是在较冷的大气模型下比较明显(2)轮廓据有线心反转的特征(3)线翼对F的响应要比线心明显非热粒子流的谱指数δδ=3δ=4δ=5(1)δ越小,能谱越硬,则氢线的辐射越强,特别是在线翼波段。(2)谱线对δ的变化不如对F的变化敏感。F1F2F=5*1011ergcm-2S-1eM0=0M0=m0F1电子束δ=4F=5*1011ergcm-2s-1质子束δ=4F=1*1011ergcm-2s-1冕层大气质量(M0)的影响冕层大气质量最小时,非热谱线轮廓发射最强。当耀斑发展到缓变相,我们将很难探测到非热效应。电子束δ=4F=5*1011ergcm-2s

3、-1质子束δ=4F=1*1011ergcm-2s-1总能量相同不同的非热粒子(电子/质子)产生的影响非热电子对谱线的影响比具有相同总能量的非热质子的影响大HLyLy色球谱线强度与非热粒子的探测谱线的积分强度比Flux1:non-thermalFlux0:thermalVAL3ＣF1F2HLyLyVSF&δepHα的观测谱线轮廓宁静大气Hα谱线轮廓δ=4氢谱线对于非热电离激发的响应变化(1)氢的Balmer和Lyman线的非热轮廓(2)连续谱的变化Balmer连续谱（3640Å）Paschen连续谱(可见光)（5000Å）---aheatedatmospherewithoutele

4、ctronbombardment---aninitialatmospherewithelectronbombardment---aheatedatmospherewithelectronbombardmentDingetal.1999非热粒子的产生色球受到粒子轰击色球谱线特征响应怎样的非热粒子？3.色球谱线的轰击线偏振1.原子的非热激发和电离2.非热质子束与中性氢原子的电荷交换2.非热质子束与中性氢原子的电荷交换2.非热质子束与中性氢原子的电荷交换低能质子束获取氢原子的一个电子，形成速度较快的“超热粒子”，（）该粒子的辐射会带有Doppler位移，使得色球线(Lyα,Lyβ)线翼的发射增强。

5、PP’VHVp’1234明显的Layman谱线的红翼辐射增强天体偏振的产生机制？(1)固体表面反射、微粒散射、分子散射、自由电子散射、回旋辐射、同步辐射…(2)（谱线偏振）Zeeman效应、共振辐射、轰击偏振…原子的sublevel的占有数不均衡各向异性的外辐射场弱磁场强磁场非热粒子轰击Hanle效应Zeeman效应氢原子受到各向异性的非热粒子的轰击而碰撞激发3.非热粒子轰击与色球谱线的线偏振物理试验结果：试验发现：Skinner(1926)完整的理论讨论：Percival&Seaton(1958)试验及理论总结：Kleinpoppen(1969)&Heddle(1979)Eth(12ev)

6、Etov(200ev---e;200kev---P)“光谱偏振测量（spectropolarimetric）”望远镜LargeSolarVacuumTelescopeofBaikalAstrophysicalObservatory（Russia）THEMIS(Franco-Italian)色球谱线的线偏振-----速度呈各向异性的粒子（1）粒子的属性（电子？质子？中性粒子流？）（2）粒子束的注入方向（一般为当地的径向）（3）粒子速度的各向异性的程度研究色球谱线线偏振物理意义(2)探究低能质子(100Kev)的间接观测方法(3)低层大气磁重联的佐证（EllermanBombetc.）(1)诊断

7、非热粒子束的属性及能量谱线偏振方向与非热粒子的属性、能量的“基本结论”电子束：P为切向方向质子束：P为object-to-centerHenoux&Vogt2003Zharkova&Syniavskii2000TheplaneofpolarizationinHα–lineisnormallyperpendiculartothedirectionofelectronbeampropagation.Dependi