Zależność energia-wysokość dla źródeł twardego promieniowania rentgenowskiego obserwowanych przez RHESSI.

Prezentacja na temat: "Zależność energia-wysokość dla źródeł twardego promieniowania rentgenowskiego obserwowanych przez RHESSI."— Zapis prezentacji:

1 Zależność energia-wysokość dla źródeł twardego promieniowania rentgenowskiego obserwowanych przez RHESSI.

2 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 20 - 40 keV * h=7.0 3.5 Mm * YOHKOH * h 14 = 9.7 2.0 Mm (L) * h 23 -h 14 = -1.0 0.3 Mm * h 33 -h 14 = -2.0 0.5 Mm * h 53 -h 14 = -3.2 0.7 Mm Fletcher, L., 1996, Astron. Astrophys. 310, 661 * n e = 2 10 10 - 3 10 11 cm -3 * L = 13 - 27 Mm

3 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

4

5

6

7 z(ε)=r(ε)-r 0 =z 0 (ε/20 keV) a

8 Model gęstości chromosfery: Z modelu grubej tarczy (Brown 1971): Pierwsze przybliżenie: Model gęstości: Z obserwowanej zależności energia - wysokość możemy otrzymać rozkład gęstości w chromosferze.

9 Odwracając zależność energia-wysokość otrzymaną z obserwacji dostajemy: Wstawiamy do modelu:

10

11 * klasa > M1.0 * położenie r > 800 arcsec * obserwowana była cała faza impulsowa * 15 luty 2002 r. - 23 luty 2004 r. 23 rozbłyski

12 M2.5 N14E63

13 X17+ S18W88

14 M5.8 N04E81

15 X1.0 S16W76

16

17

18 1 2 3