VYPOCET INTENZITY EMISNYCH SPEKTRALNYCH CIAR

Pocital som teoreticke intenzity tychto vybranych emisnych spektralnych ciar roznych ionov zeleza:

Fe IX	435,9 nm	(prechod $$\ ^{3} F^{2}$ - $\^{1}D_{2}$ )
Fe X	637,4 nm	$\ ^{2} P^{3/2}$ - $\ ^{2}P_{1/2}$
Fe XI	398,7 nm	$\ ^{3} P^{1}$ - $\ ^{1}D_{2}$
Fe XIV	530,3 nm	$\ ^{2} P^{1/2}$ - $\ ^{2}P_{3/2}$
Fe XV	705,86 nm

Intenzitu danej spektralnej ciary v danom mieste korony som pocital podla vztahu:

$\begin{displaymath}{\rm I}=K~\int f(n_{\rm e},T)~g(T)~n_{e}~dy\end{displaymath}$

(1)

Pricom konstanta K je zadefinovana nasledovne:

$\begin{displaymath}K=\frac{h~c~A(Fe)~A_{ul}}{4\pi\lambda}~\frac{N(H)}{n_{\rm e}}\end{displaymath}$

kde h je Planckova konstanta, c rychlost svetla vo vakuu, A(Fe)celkova abundancia zeleza v korone, A_ul je Einsteinov koeficient spontannej emisie, $\lambda$ vlnova dlzka a $\frac{N(H)}{n_{\rm e}}$ pomer koncentracie neutralneho vodika ku koncentracii volnych elektronov.

Pod integralom pozdlz celeho zorneho luca $\int dy$ su dve funkcie $f(n_{\rm e},T)$ , g(T) a hustota volnych elektronov $n_{\rm e}$ .

Funkcia $f(n_{\rm e},T)$ vyjadruje zavislost pomeru koncentracie ionov s obsadenou hornou hladinou prechodu ku celkovej koncentracii daneho ionu $\frac{N_{u}}{N(\rm ion)}$ . Tieto pomery som pocital z excitacnej rovnovahy pomocou CHIANTI databazy (Dere et al., 1999) Funkcia g(T) vyjadruje zavislost pomeru koncentracie daneho ionu ku celkovej koncentracii zeleza $\frac{N({\rm ion})}{N(Fe)}$ . Tieto pomery sa pocitaju pomocou ionizacnej rovnovahy a ja som ich zobral z prace Dzifcakovej (1998) pre Maxwellovsku distribuciu rychlosti volnych elektronov v korone. Pre pomer $\frac{N(H)}{n_{\rm e}}$ som dosadil hodnotu 0,833 (Pottasch, 1963) a za abundanciu A(Fe) hodnotu Fludru a Schmelzovej (1999) 4,5 . 10^-5 .

Intenzitu ciar v zavislosti od vysky nad limbom h som pocital pre tri modelove pripady:

Pripad a) bez nehomogenity so sfericky symetrickou distribuciou hustoty volnych elektronov a teplote 1,5 . 10⁶ K (obrazok 1). Pre hustotu volnych elektronov som pouzil merania Doscheka et al. (1997) z blizkosti juznej koronalnej diery, ktore mi posluzili ako vhodne pozadie nehomogenity. Elektronova hustota bola urcena z pomeru intenzit emisnych ciar na nu citlivych $\lambda$ 1445,76 a $\lambda$ 1440,49 ionu Si VIII. Elektronova hustota $n_{\rm e}$ klesa exponencialne s vyskou od hodnoty 5.71 . 10⁷ cm^-3 vo vyske 0,05 $R_{\odot}$ na hodnotu 4,06 . 10⁶cm^-3 vo vyske 0,3 $R_{\odot}$ .

**OBRAZOK 1:***Pripad a) bez nehomogenity. Zorny luc - line of sight prechadza slnecnou koronou vo vyske h (vzdialenost medzi slnecnym povrchom - solar surface a bodom M)*
$\begin{figure}\begin{center}\centerline{\epsfig{file=a.eps, height=4cm,width=8.0cm}}\end{center}\end{figure}$

Pripady b) (obrazok 2) a c) (obrazok 3) predstavuju dva rozne modely nehomogenity. Tieto modely su tvorene dvoma oblastami. V oblasti A je teplota 5,0 . 10⁶ K a elektronova hustota 10¹⁰cm^-3, v oblasti B je teplota 2,0 . 10⁶ K a elektronova hustota 10⁹cm^-3. Mimo nehomogenit je teplota a rozdelenie elektronovej hustoty rovnake ako v pripade bez nehomogenity (obrazok 1).

**OBRAZOK 2:***Pripad b) s nehomogenitou obdlznikoveho tvaru. Jej rozmery su:* a=1,2'; b=1,5'; c=0,20 $R_{\odot}$ ; d=0,36 $R_{\odot}$
$\begin{figure}\begin{center}\centerline{\epsfig{file=b.eps, height=4.5cm, width=8.0cm}}\end{center}\end{figure}$

**OBRAZOK 3:***Pripad c) s okruhlou nehomogenitou. Jej rozmery su:*a=0,07 $R_{\odot}$ ; b=0,09 $R_{\odot}$
$\begin{figure}\begin{center}\centerline{\epsfig{file=c.eps, height=4cm, width=8.0cm}}\end{center}\end{figure}$

<-PREVIOUS | [INDEX] | NEXT->

Pavol Schwartz

2000-07-31