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 keV * h= Mm * YOHKOH * h 14 = Mm (L) * h 23 -h 14 = Mm * h 33 -h 14 = Mm * h 53 -h 14 = Mm Fletcher, L., 1996, Astron. Astrophys. 310, 661 * n e = cm -3 * L = 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)-r 0 =z 0 (ε/20 keV) a
Model gęstości chromosfery: Z modelu grubej tarczy (Brown 1971): Pierwsze przybliżenie: Model gęstości: Z obserwowanej zależności energia - wysokość możemy otrzymać rozkład gęstości w chromosferze.
Odwracając zależność energia-wysokość otrzymaną z obserwacji dostajemy: Wstawiamy do modelu:
* klasa > M1.0 * położenie r > 800 arcsec * obserwowana była cała faza impulsowa * 15 luty 2002 r luty 2004 r. 23 rozbłyski
M2.5 N14E63
X17+ S18W88
M5.8 N04E81
X1.0 S16W76
1 2 3