NAVRH METODY URCOVANIA ABUNDANCIE ZELEZA V KORONE ZA PRITOMNOSTI NEHOMOGENITY

Metodu, ktoru tu navrhnem, by som chcel pouzit na urcenie abundancie zeleza fotometriou emisnych ciar. Tato metoda spaja vyhody druzicoveho pozorovania korony nad diskom v XUV oblasti spektra a vyhody pozorovania korony na limbe pozemskym koronografom. Pomocou obrazkov pristroja EIT (Delaboudinère et al., 1995) umiestneneho na druzici SOHO budem moct pozorovat prechod vybranej aktivnej oblasti diskom a sledovat zmeny, ktore v nej prebiehaju, a tak vytvorit geometricky model nehomogenity, nachadzajucej sa nad aktivnou oblastou v momente, ked je na zapadnom limbe. Tam prave vtedy budem merat koronografom na Lomnickom Stite zavislost intenzity vybranych spektralnych ciar  I_obs(h) na vyske h, teda v mieste vyskytu nehomogenity a jej blizkom okoli. Zjednoduseny schematicky priklad modelu nehomogenity, ktory pomocou obrazkov z EIT zostrojim je na obrazku 5 (pohlad na nehomogenitu zhora, teda ked je nad diskom) a na obrazku 6 (pohlad na nehomogenitu zboku). Tento model nemusi byt tak symetricky a mat iba tri oblasti, toto je iba schematicky priklad.

  

OBRAZOK 5: Pohlad na model nehomogenity zhora, teda ked je nad diskom. Tento model obsahuje tri oblasti A, B, C s roznymi teplotami a hustotami volnych elektronov

  

OBRAZOK 6: Pohlad na model nehomogenity zboku. Oblast A siaha do vysky h_A nad povrchom Slnka, oblast B do vysky h_B , atd.

Hned po zmerani intenzit vybranych spektralnych ciar roznych ionov zeleza v oblasti vyskytu nehomogenity natocim strbinu spektrografu do oblasti hned vedla nehomogenity, kde by sa mala nachadzat pokojna korona, pricom predpokladam, ze aj pred a za nehomogenitou sa nachadza pokojna korona s podobnymi fyzikalnymi podmienkami. Nameriam zavislost intenzity danej spektralnej ciary v pokojnej korone I_o(h)na vyske nad limbom h. Intenzita spektralnej ciary sfercky symetrickej pokojnej korony je objemova svietivost $\varepsilon_{o}(r)$ zintegrovana pozdlz celeho zorneho luca dy:

$$I_{o}(h)=R_{\odot}~\int_{-\infty}^{\infty}~\varepsilon_{o}(r)~dy$$ (3)

pricom  $r^{2}=\rho^{2}+y^{2}$ (pozri obrazok 6); y a r su v jednotkach polomeru Slnka $R_{\odot}$. Potom pre objemovu svietivost $\varepsilon_{o}(r)$ plati (riesenie Abelovej integralnej rovnice):

(4)

Potom prispevok k intenzite od hmoty pred a za nehomogenitou vypocitam z nasledujuceho vztahu:

(5)

teda integrujem objemovu svietivost danej spektralnej ciary pozdlz zorneho luca mimo hranic nehomgenity y₁ a y₂ (pozri obrazok 5).

Aby som dostal iba ziarenie v danej emisnej spektralnej ciare vyziarene z nehomogenity I_inh , musim od pozorovanej intenzity odcitat ziarenie v danej spektralnej ciare z pokojnej korony, teda I_inh(h)=I_obs(h)-I_q(h). Teoreticka intenzita emisnej spektralnej ciary vyziarenej z nehomogenity je definovana nasledovne:

(6)

kde suma $\sum_{\rm area}$ vyjadruje sumaciu cez vsetky oblasti nehomogenity, cez ktore v danom pripade zorny luc prechadza a $d_{\rm area}$  je draha zorneho luca cez danu oblast nehomogenity (vid obrazok 5). K je konstanta pre danu spektralnu ciaru (vid rovnicu (1) z kapitoly 3). Ak pozname teoreticky funkcie $f(n_{\rm e},T)$ a g(T), teda pomer konecentracie daneho ionu s obsadenou hornou hladinou prechodu ku celkovej koncentracii ionu $\frac{N_{u}}{N(\rm ion)}$ z excitacnej rovnovahy, resp. pomer koncentracie daneho ionu ku celkovej koncentracii zeleza $\frac{N({\rm ion})}{N(Fe)}$ z ionizacnej rovnovahy, mozeme urcit $n_{\rm e}$, T a A(Fe) v jednotlivych oblastiach nehomogenity minimalizaciou funkcie:

$$\Phi=\sum_{i}\left[I_{\rm inh,i}-K~\sum_{\rm area}A(Fe)~f(n_{\rm e},T) \times\right. ...$$ (7)

pricom I_inh,i su intenzity z roznych miest nehomogenity, ked nou zorny luc prechadza v roznych miestach a cez jej rozne oblasti.
<-PREVIOUS | [INDEX] | NEXT->