太陽フレアの典型的な波長

太陽フレアは、通常、彩層のごく一部の一時的な明るくなるものとして、H-アルファ光で見られると読みました。

これから何が解釈できるでしょうか？フレアに含まれる放射線のエネルギーがこの波長付近にあるからでしょうか？そして、なぜ彩層か？

太陽フレアは、Hアルファだけでなく、電磁スペクトル全体の波長で観測されます。

太陽フレアの基本モデルは、コロナの磁場から始まります。磁場のトポロジーは、光球から突き出てコロナに伸びるループで構成されていると考えることができます。ただし、太陽の光球は乱流であり、対流と回転差により常に動いています。ループは最小のエネルギー状態で形成される可能性がありますが、これらの動きによってねじれたり応力が加えられたりする可能性があります。

ある時点で不安定に達し、磁場は「再結合」イベントを受けて、より低いエネルギー構成に戻る可能性があります。このイベントの間、荷電粒子は加速され、磁力線に沿って光球に向かって移動します。

彼らがそこに到着する前に、彼らは粒子の運動エネルギーの大部分が蓄積されるところの色層に遭遇します。つまり、光球に近づくにつれて密度が増加し、特定の列密度に到達すると、加速された電子が停止し、運動エネルギーが蓄積されます。これにより、フレアフットポイントで約1万ケルビンの加熱と材料からの過剰なHアルファ放出が発生します。これより高温の場合、すべての水素がイオン化されます。その上にある唯一の材料はHアルファ放射に対して光学的に薄いので、Hアルファが放出されます。高温のイオン化された物質も生成され、これの多くは蒸発して、100万ケルビンを超える温度でX線を放出するプラズマで磁気ループを満たします。

高い電子エネルギーレベルから低い電子エネルギーレベルへの遷移、たとえばで、水素原子はを満たす 波長光子を放出します ここで、は定数です。以下のために、すなわち先のエネルギーレベルが変化する、基底状態であるフォームにライマンシリーズ：（）、（）、（）など。λ $m\mapsto n$$\lambda$R∞=

$$\frac{1}{\lambda} = R_\infty\left[\frac{1}{n^2}-\frac{1}{m^2}\right]\text{,}$$ 、N=1、M Lyのα 2↦1 Lyのβ 3↦1 Lyのγ 4↦1、N=2のBa α 3↦2 Baはβ 5↦$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$$n=2$宛先エネルギーレベルはBalmer系列を形成し：（）、（）など。これは実際には最初の系列です発見され、代わりに単に水素で標識されることが多い。$\text{Ba}_\alpha$$3\mapsto 2$$\text{Ba}_\beta$$5\mapsto 2$

これから何が解釈できるでしょうか？フレアに含まれる放射線のエネルギーがこの波長付近にあるからでしょうか？そして、なぜ彩層か？

太陽フレアは、電磁スペクトル全体にエネルギーを放射する非常に熱く激しいイベントです。H-α線の重要性は、観測の都合によるものです。

水素のスペクトル線は、Balmerシリーズの最初の4つを除いて、赤いH-α線から紫のH-δ線まで、可視帯域の外側にあります。水素イオンと電子が原子に再結合すると、通常、励起状態の水素原子になります。最終的には、基底状態に減衰しますが、直接遷移する必要はありません。通常、遷移のランダムなシーケンスで遷移します。ただし、これらの遷移のかなり大きな部分には、H-αラインを生成するジャンプが含まれます。$3\mapsto 2$

したがって、H-α線の存在は、イオン化された水素を識別する簡単な方法であり、特に、輝線スペクトルにおけるH-α線の突然の増光は、水素をイオン化するために何かが活発に起こっていることの指標です（通常よりも、それはそうです）。そして、そこに太陽を取り巻く低密度の「大気」である彩層が入ります。輝線スペクトルがあります。つまり、そのスペクトルは、その原子または分子の組成に対応する狭い帯域で明るくなります。これは、代わりに吸収線スペクトルを持つ光球とは異なります。