관상복사손실

이 글은 대부분의 독자들이 이해하기에는 너무 기술적인 것일 수도 있다. 기술 세부 정보를 제거하지 않고 비전문가가 이해할 수 있도록 개선하십시오.(2011년 3월) (이 템플릿 메시지를 제거하는 방법 및 시기 학습)

천문학과 천체물리학에서 태양 코로나의 복사 손실에 대해서는 태양의 외부 대기(전통적으로 크롬권, 전이 지역, 코로나로 구분)에서 방사되는 에너지 유량을 의미하며, 특히 태양 코로나와 전이 지역에서 나오는 방사선의 생산 과정을 의미한다.혈장은 광학적으로 얇아 반대로 온도가 6000K의 광권 값에서 최소 4400K로 감소하는 크롬권에서는 광학 깊이가 약 1이며, 방사선은 열이다.

코로나는 광권으로부터 태양 반지름보다 훨씬 더 멀리 뻗어 있으며 위성이 촬영한 X선 이미지에서 매우 복잡하고 비균질적으로 보인다(Hinode에 탑승한 XRT가 찍은 오른쪽 그림 참조). 코로나의 구조와 역학은 태양 자기장이 지배한다. 100만도의 고온을 책임지는 가열 메커니즘조차 태양의 자기장과 연관되어 있다는 강력한 증거가 있다.

코로나 변화로부터 조사된 에너지 유량은 활동 지역, 조용한 태양 및 코로나 구멍에서 조사된다. 실제로 에너지의 일부는 외부로 조사되지만 대략 같은 양의 에너지 유량은 가파른 전환 지역을 통해 크롬권을 향해 다시 수행된다. 활성 지역의 에너지 유량은 약 10⁷ erg cmsec이고⁻²⁻¹, 조용한 태양에서는 약 8 10⁵ 10⁶ erg⁻²⁻¹ cmsec이며, 관상동 구멍 5 10⁵ - 8 10⁵ erg cmsec이며⁻²⁻¹, 태양 바람에 의한 손실을 포함한다. ^[1] 필요한 전력은 태양으로부터 조사된 총유속 중 극히 일부분이지만, 이 에너지는 다음 절에서 자세히 알 수 있듯이 밀도가 매우 낮고 방사선의 과정이 광구에서 발생하는 것과 다르기 때문에 플라즈마를 백만도의 온도로 유지하기에 충분하다.

태양 코로나의 방사선 처리

태양 코로나에서 나오는 전자파는 주로 X선에서 방출된다. 이 방사선은 대기에 의해 여과되기 때문에 지구에서는 보이지 않는다. 첫 번째 로켓 임무 이전에 코로나는 일식 동안 흰 빛으로만 관측될 수 있었던 반면, 지난 50년 동안 태양 코로나는 많은 위성들에 의해 EUV와 X-ray에서 촬영되었다(Pioneer 5, 6, 7, 8, 9, Helios, Skylab, SMM, NIXT, Yohkoh, SOHO, 추적, 히노드, 히노드).

방출 플라즈마는 거의 완전히 이온화되어 매우 가벼우며 밀도는 약 10⁻¹⁶⁻¹⁴~10g/cm이다³. 입자들은 너무 고립되어 있어서 거의 모든 광자들이 광권 위의 물질과 상호작용하지 않고 태양 표면을 떠날 수 있다. 즉, 코로나는 방사선에 투명하고 혈장의 방출은 광학적으로 얇다. 태양의 대기는 항성 코로나에서 얇은 은하 할로에 이르기까지 우주의 모든 곳에 뜨거운 플라스마가 존재하기 때문에 X선 선원의 유일한 예는 아니다. 이러한 별빛 환경은 엑스선 천문학에 관한 주제다.

광학적으로 얇은 플라즈마에서는 입자와 광자 사이의 충돌이 매우 드물기 때문에 물질이 방사선과 열역학적 평형 상태에 있지 않으며, 사실 광자, 전자, 양성자 및 이온의 제곱근 평균 속도가 같지 않기 때문에, 우리는 이러한 각 입자 집단에 대한 온도를 정의해야 한다. 그 결과 방출 스펙트럼은 흑체 방사선의 스펙트럼 분포에 맞지 않지만 매우 희귀한 플라즈마에서 발생하는 충돌 과정에만 의존한다.

광권으로부터 오는 프라운호퍼 라인은 흡수선이며 주로 상층 에너지 수준으로 이행하는 동일한 주파수의 광자를 흡수하는 이온에서 방출되는 반면, 관상선은 충돌 과정에 의해 우월한 상태로 흥분되었던 금속 이온에 의해 생성되는 방출선이다. 많은 스펙트럼 라인은 칼슘과 철과 같이 외부 전자의 대부분을 상실한 고이온화 원자에 의해 방출된다. 이러한 방출 라인은 특정 온도에서만 형성될 수 있으며, 따라서 태양 스펙트럼에서 그 개별화는 방출 플라즈마의 온도를 결정하기에 충분하다.

이러한 스펙트럼 라인의 일부는 지구에서 금지될 수 있다: 사실, 입자 사이의 충돌은 이온을 측정 가능한 상태로 자극할 수 있다; 밀도가 높은 기체에서 이온들은 즉시 다른 입자와 충돌하여 중간 수준으로의 전환이 허용되면서 이온을 제거한다. 반면 코로나에서는 이 이 이온을 충족된 상태로 유지할 가능성이 더 높다.예측 가능한 상태, 하한 상태로의 전환이 금지된 동일한 주파수의 광자와 마주칠 때까지. 이 광자는 이온이 자극을 받아 같은 주파수로 방출되도록 유도한다. 측정 가능한 상태로부터의 금지된 전환을 위성 회선이라고 부르는 경우가 많다.

코로나의 분광법은 방출 플라즈마의 많은 물리적 파라미터를 결정할 수 있다. 동일한 원소의 서로 다른 이온 라인에서의 강도를 비교하면, 온도와 밀도를 좋은 근사치로 측정할 수 있다: 이온화의 다른 상태는 사하 방정식에 의해 조절된다. 도플러 시프트는 시야를 따라 속도를 잘 측정하지만 수직면에서는 측정하지 않는다. 라인 폭은 종종 예측된 것보다 큰 반면, 라인 형성 온도(열선 확대)에서 맥스웰-볼츠만 속도 분포에 따라 달라져야 한다. 팽창은 압력 확대에 기인하거나 입자 간의 충돌이 빈번할 때 또는 난류에 기인할 수 있다. 이 경우 선 폭을 사용하여 태양 표면에서도 거시적 속도를 추정할 수 있지만 불확실성이 크다. 자기장은 지만 효과로 인한 선분할로 측정이 가능하다.

광학적으로 얇은 플라즈마 방출

광학적으로 얇은 플라즈마에 대한 방사선의 가장 중요한 과정은^[3][4]

• 이온화 금속의 공명선 방출(경계 방출)
• 가장 풍부한 관상 이온으로 인한 복사 재조합(자유 결합 방사선)
• 10 MK 이상의 매우 높은 온도의 경우, 브렘스스트라흘룽(무료 배출).

따라서 복사 유량은 다음과 같은 세 용어의 합으로 표현할 수 있다.

${\displaystyle L_{r}=n_{e}\sum n_{l}C_{lk}h\nu_{lk}+L_{rec}+L_{brems}}}}$

여기서 $n{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle e_{}}$ ${\$은 단위 부피당 전자 수, ${\displaystyle n_{}}$ k$${\$displaystyle n_{k}$ 이온 번호 밀도, $h{\displaystyle }${\$displaystyle$ $h}$ 플랑크 상수, ν${\displaystyle }$ ${\$$displaystyle$ $\nu$} 에너지 점프 ${\displaystyle h}$ $}$ ${\nu$ C ${\displaystyle l_{}}$ ${\displaystyle k_{}}$.${\displaystyle C_{lk}$이온 전환에 따른 충돌$$ 탈출 계수, $L{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle r_{}}$ e ${\displaystyle c_{}}$ ${\$ 플라즈마 재결합에 대한 복사$$ 손실 및 L $b{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle r_{}}$ ${\displaystyle e_{}}$ m ${\$ 브렘스스트롤룽 기여$$.

첫 번째 항은 모든 스펙트럼 라인에서 방출되기 때문이다. 좋은 근사치를 통해 상위 $n{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle u_{}}$ ${\$의 점유 상태 수와 하위$$ 에너지 수준 $n{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle l_{}}$ ${\$의 상태 수는 충돌 흥분과 자발적 방출 사이의 평형에 의해 주어진다$$.

${\displaystyle n_{l}n_{e}C_{lu}=n_{u}A_{{ul}}}$

${\displaystyle {여기}_{}}$서 a ${\$는 자발적 배출의 전환 확률이다$$.

두 번째 용어 $L{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle r_{}}$ ${\displaystyle e_{}}$ ${\displaystyle c_{}}$ ${\$는 단위 부피 당 방출되는 에너지와 이온에서 자유 전자를 포착하여 중립 원자로 재결합하는 시간(전자기포착)으로 계산한다$$.

세 번째 용어 $L{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle b_{}}$ r ${\displaystyle e_{}}$ ${\displaystyle m_{}}$ ${\displaystyle s_{}}$ ${\$은 쿨롱 힘 때문에 양자와 이온에 의해 전자가 산란하기 때문이다$$. 즉, 모든 가속 전하가 고전적인 전기 역학에 따라 방사선을 방출한다. 이 효과는 10 MK 이상의 최고 온도에서만 연속체 스펙트럼에 상당한 기여를 한다.

측정 가능한 상태로부터의 위성 회선을 포함한 모든 지배적인 방사선 과정을 고려하면 광학적으로 얇은 플라즈마의 방출은 보다 단순하게 표현될 수 있다.

${\displaystyle L_{r}=n_{e}n_{H}P(T)~{W~m^{-3}}}}$

여기서 $P{\displaystyle }$( ${\displaystyle T}$) ${\displaystyle P(T)}$은 온도에만 의존한다$$. 모든 방사선 메커니즘은 충돌 프로세스를 필요로 하며 기본적으로 제곱 밀도에 의존한다(${\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle e_{}}$= ${\displaystyle n_{}}$ ${\displaystyle {}_{}}$ ${\$ 시선을 따라 제곱 밀도의 적분은 방출 측정치라고 불리며 X선 천문학에 자주 사용된다. 함수 $P{\displaystyle }$( $){\displaystyle P(T)}$는 많은 저자에 의해 모델링되었지만$$ 플라즈마의 가정된 원소적 풍요로움 및 물론 원자 매개변수와 그 추정에 크게 의존하는 차이를 가지고 있다.

편리한 분석 형태로 광학적으로 얇은 플라즈마에서 복사 유량을 계산하기 위해, Rosner 외 연구진(1978)은 다음과 같이 P(T) (erg cm³ s⁻¹)에 대한 공식을 제안했다.

${\displaystyle P(T)\ 약 10^{-21.85}~~~~~~~~~~~~~~(10^{4)3}<T<10^{4.6}K)}$

${\displaystyle P(T)\ 약 10^{-31}~T^{2}~~~~~~~~~~(10^{4)6}<T>10^{4.9}}K)}$

$P(T)\ 대략 10^{-212}~~~~~~~~~~~~(10^{4.9}<T>10^{5.4}}K)}$

${\displaystyle P(T)\ 약 10^{-10.4}~~T^{-2}~~~~(10^{5)4}<T<10^{5.75}K)}$

${\displaystyle P(T)\ 약 10^{-21.94}~~~~~~~~~~~~(10^{5.75}<10^{6.3)}}K)}$

${\displaystyle P(T)\ 약 10^{-17.73}~T^{-2/3}~~(10^{6)3}<T<10^{7}K)}$

참고 항목

참조

참고 문헌 목록

• Güdel M (2004). "X-ray astronomy of stellar coronae" (PDF). Astron Astrophys Rev. 12 (2–3): 71–237. arXiv:astro-ph/0406661. Bibcode:2004A&ARv..12...71G. doi:10.1007/s00159-004-0023-2. Archived from the original (PDF) on 2011-08-11.
• Tucker W. H. (1977). Radiation processes in Astrophysics. MIT Press. ISBN 978-0262700108.