Lunghezza d'onda tipica del brillamento solare

Ho letto che i bagliori solari sono abitualmente visti nella luce H-alfa, come un illuminamento temporaneo di una piccola porzione di cromosfera.

Che cosa tutto può essere interpretato da questo? È perché l'energia della radiazione contenuta dal bagliore si trova attorno a questa lunghezza d'onda? E perché la cromosfera?

I bagliori solari sono osservati a lunghezze d'onda proprio attraverso lo spettro elettromagnetico, non solo H alfa.

Il modello base per un brillamento solare inizia con il campo magnetico nella corona. Puoi pensare che la topologia del campo magnetico sia costituita da anelli che spuntano dalla fotosfera e si estendono nella corona. Tuttavia, la fotosfera del Sole è turbolenta e costantemente in movimento a causa della convezione e della rotazione differenziale. Mentre un anello può essere formato in uno stato di energia minima, può essere attorcigliato e stressato da questi movimenti.

Ad un certo punto viene raggiunta un'instabilità e il campo magnetico può subire un evento di "riconnessione", per tornare a una configurazione a bassa energia. Durante questo evento, le particelle cariche vengono accelerate e viaggiano lungo le linee del campo magnetico verso la fotosfera.

Prima di arrivarci, incontrano la cromosfera, che è dove si deposita la maggior parte dell'energia cinetica delle particelle. cioè la densità aumenta man mano che scendi verso la fotosfera e una volta raggiunta una certa densità di colonna, gli elettroni accelerati vengono fermati e depositano la loro energia cinetica. Ciò comporta il riscaldamento e l'eccessiva emissione di alfa H dal materiale a circa 10 mila kelvin nei punti di svasatura. Qualsiasi più caldo di questo e tutto l'idrogeno è ionizzato. L'H alfa è in emissione perché l'unico materiale sopra di esso è otticamente sottile alla radiazione H alfa. Viene prodotto anche materiale ionizzato più caldo e gran parte di questo viene evaporato in modo tale da riempire i circuiti magnetici con plasma che emette raggi X a temperature di oltre un milione di kelvin.

Nel passaggio da un livello di energia elettronica superiore a uno inferiore, diciamo , un atomo di idrogeno emette un fotone di lunghezza d'onda soddisfacente dove è la costante di Rydberg. Per , ovvero il livello di energia di destinazione è lo stato fondamentale, variando forma la serie Lyman : ( ), ( ), ( ), ecc$m\mapsto n$$\lambda$

$$\frac{1}{\lambda} = R_\infty\left[\frac{1}{n^2}-\frac{1}{m^2}\right]\text{,}$$ $R_\infty = 1.09737315685\,\mathrm{m}^{-1}$$n=1$$m$$\text{Ly}_\alpha$$2\mapsto 1$$\text{Ly}_\beta$$3\mapsto 1$$\text{Ly}_\gamma$$4\mapsto 1$$n=2$ livelli di energia di destinazione formano la serie Balmer : ( ), ( ), ecc., che in realtà era la prima serie da scoprire, ed è invece spesso etichettato semplicemente con idrogeno.$\text{Ba}_\alpha$$3\mapsto 2$$\text{Ba}_\beta$$5\mapsto 2$

Che cosa tutto può essere interpretato da questo? È perché l'energia della radiazione contenuta dal bagliore si trova attorno a questa lunghezza d'onda? E perché la cromosfera?

Un bagliore solare è un evento molto caldo e violento che irradia energia attraverso lo spettro elettromagnetico. L'importanza della linea H-α è dovuta alle comodità dell'osservazione.

Le linee spettrali dell'idrogeno si trovano al di fuori della banda visibile ad eccezione delle prime quattro serie Balmer, dalla linea rossa H-α alla linea viola H-δ. Quando uno ione idrogeno e un elettrone si ricombinano in un atomo, il risultato è generalmente un atomo di idrogeno in uno stato eccitato. Alla fine, decade allo stato fondamentale, ma non deve passare direttamente lì, e in genere lo fa in una sequenza casuale di transizioni. Una frazione molto considerevole di queste transizioni, tuttavia, include il salto che produce la linea H-α.$3\mapsto 2$

Pertanto, la presenza della linea H-α è un modo semplice per identificare l'idrogeno ionizzato e, in particolare, un improvviso schiarimento della linea H-α in uno spettro della linea di emissione è un indicatore del fatto che sta accadendo qualcosa di energetico per ionizzare l'idrogeno (più del solito, cioè). Ed è qui che entra in gioco la cromosfera, l '"atmosfera" a bassa densità che circonda il Sole: ha uno spettro della linea di emissione, cioè il suo spettro è luminoso in bande strette che corrispondono alla sua composizione atomica o molecolare. Questo è diverso dalla fotosfera, che ha invece uno spettro di linea di assorbimento.