Parowanie chromosfery w obserwacjach

Podobne dokumenty
Czy w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego obserwujemy kurczenie pętli magnetycznych?

Energia obcięcia w widmie elektronów nietermicznych.

Zatrzymana erupcja rury magnetycznej modele i obserwacje

Zmiany rozmiarów źródeł szczytowych obserwowane przez RHESSI

Rozmiary źródeł promieniowania rentgenowskiego w obserwacjach RHESSI

Wspólne obserwacje RHESSI i SphinX

Aktywne Słońce. Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny. Uniwersytet Wrocławski

O aktywności słonecznej i zorzach polarnych część I

Od centrum Słońca do zmian klimatycznych na Ziemi

Słońce i jego miejsce we Wszechświecie. Urszula Bąk-Stęślicka, Marek Stęślicki Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

Oddziaływanie cząstek z materią

Wstęp do astrofizyki I

Wykład 10 - Charakterystyka podstawowych systemów gwiazdowych: otoczenie Słońca, Galaktyka, gromady gwiazd, galaktyki, grupy i gromady galaktyk

HINODE i STeReO. Nowe satelitarne obserwatoria słoneczne. dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski 11:41

Słońce a sprawa ziemskiego klimatu

GŁÓWNE CECHY ŚWIATŁA LASEROWEGO

Aktywne Słońce. Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny. Uniwersytet Wrocławski

Wyznaczanie profilu wiązki promieniowania używanego do cechowania tomografu PET

ANALIZA OBSERWACYJNA GORĄCEJ PLAMY RADIOŹRÓDŁA PICTOR A W SZEROKIM ZAKRESIE WIDMA

Własności światła laserowego

Ewolucja w układach podwójnych

Słooce. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słooca CBK PAN

Ćwiczenie nr 5. Pomiar górnej granicy widma energetycznego Promieniowania beta metodą absorpcji.

Pracownia Jądrowa. dr Urszula Majewska. Spektrometria scyntylacyjna promieniowania γ.

Reakcje jądrowe. X 1 + X 2 Y 1 + Y b 1 + b 2

Podstawy fizyki subatomowej. 3 kwietnia 2019 r.

Promieniowanie X. Jak powstaje promieniowanie rentgenowskie Budowa lampy rentgenowskiej Widmo ciągłe i charakterystyczne promieniowania X

cz. 1. dr inż. Zbigniew Szklarski

Słońce. Mikołaj Szopa

Niezwykłe światło. ultrakrótkie impulsy laserowe. Piotr Fita

Dane o kinematyce gwiazd

Zad Sprawdzić, czy dana funkcja jest funkcją własną danego operatora. Jeśli tak, znaleźć wartość własną funkcji.

Ciemna materia w sferoidalnych galaktykach karłowatych. Ewa L. Łokas Centrum Astronomiczne PAN, Warszawa

Reakcje syntezy lekkich jąder

Zadanie 2. (1 pkt) Uzupełnij tabelę, wpisując wzory sumaryczne tlenków w odpowiednie kolumny. CrO CO 2 Fe 2 O 3 BaO SO 3 NO Cu 2 O

ZASTOSOWANIE NAŚWIETLANIA LASEROWEGO DO BLOKADY PROPAGACJI PĘKNIĘĆ ZMĘCZENIOWYCH

Miejsce Wirtualnego Nauczyciela w infrastruktureze SILF

Ć W I C Z E N I E N R J-1

Pomiar energii wiązania deuteronu. Celem ćwiczenia jest wyznaczenie energii wiązania deuteronu

Budowa i ewolucja gwiazd I. Skale czasowe Równania budowy wewnętrznej Modele Diagram H-R Ewolucja gwiazd

Trzy rodzaje przejść elektronowych między poziomami energetycznymi

Budowa i ewolucja gwiazd I. Skale czasowe Równania budowy wewnętrznej Modele Diagram H-R Ewolucja gwiazd

Łukowe platerowanie jonowe

Klimat w Polsce w 21. wieku

Reakcje syntezy lekkich jąder

2008/2009. Seweryn Kowalski IVp IF pok.424

Reakcje rozszczepienia i energetyka jądrowa

Struktura terminowa rynku obligacji

Galaktyki aktywne II. Przesłanki istnienia,,centralnego silnika'' Dyski akrecyjne Czarne dziury

Pomiary widm fotoluminescencji

Energetyka konwencjonalna odnawialna i jądrowa

J. Szantyr Wykład nr 20 Warstwy przyścienne i ślady 2

Ćwiczenie 3++ Spektrometria promieniowania gamma z licznikiem półprzewodnikowym Ge(Li) kalibracja energetyczna i wydajnościowa

Wyznaczanie prędkości dźwięku w powietrzu

Biuletyn Śniegowy dla Tatr Polskich nr 12/14 za okres

Wykład Budowa atomu 3

Fluorescencyjna detekcja śladów cząstek jądrowych przy użyciu kryształów fluorku litu

Akrecja przypadek sferyczny

Politechnika Politechnika Koszalińska

Ciało doskonale czarne absorbuje całkowicie padające promieniowanie. Parametry promieniowania ciała doskonale czarnego zależą tylko jego temperatury.

Zmiany klimatu a zagrożenie suszą w Polsce

Funkcjonalność urządzeń pomiarowych w PyroSim. Jakich danych nam dostarczają?

Atom wodoru w mechanice kwantowej. Równanie Schrödingera

Powstawanie żelazianu(vi) sodu przebiega zgodnie z równaniem: Ponieważ termiczny rozkład kwasu borowego(iii) zachodzi zgodnie z równaniem:

Galaktyki aktywne I. (,,galaktyki o aktywnych jądrach'') (,,aktywne jądra galaktyk'') ( active galactic nuclei =AGN)

Teoria ewolucji gwiazd (najpiękniejsza z teorii) dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

Raport Specjalny z Rejsu Wielki Wlew do Bałtyku

Tomasz Mrozek 1,2, Sylwester Kołomański 1 1. Instytut Astronomiczny UWr 2. Zakład Fizyki Słońca CBK PAN. Astro Izery

Wykłady z Geochemii Ogólnej

Wzajemne relacje pomiędzy promieniowaniem a materią wynikają ze zjawisk związanych z oddziaływaniem promieniowania z materią. Do podstawowych zjawisk

Fizyka jądrowa z Kosmosu wyniki z kosmicznego teleskopu γ

Odległość mierzy się zerami

S. Baran - Podstawy fizyki materii skondensowanej Półprzewodniki. Półprzewodniki

Przejścia promieniste

Opis czytnika TRD-FLAT CLASSIC ver Naścienny czytnik transponderów UNIQUE w płaskiej obudowie

Wpływ pól magnetycznych na rotację materii w galaktykach spiralnych. Joanna Jałocha-Bratek, IFJ PAN

LX Olimpiada Astronomiczna 2016/2017 Zadania z zawodów III stopnia. S= L 4π r L

Atmosfera ziemska w obserwacjach promieni kosmicznych najwyższych energii. Jan Pękala Instytut Fizyki Jądrowej PAN

Podstawowe własności jąder atomowych

autor: Włodzimierz Wolczyński rozwiązywał (a)... ARKUSIK 39 ATOM WODORU. PROMIENIOWANIE. WIDMA TEST JEDNOKROTNEGO WYBORU

WYDZIAŁ LABORATORIUM FIZYCZNE

KARTOTEKA TESTU I SCHEMAT OCENIANIA - gimnazjum - etap wojewódzki. Rodzaj/forma zadania. Max liczba pkt. zamknięte 1 1 p. poprawna odpowiedź

Teoria Wielkiego Wybuchu FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ

Menu. Badania temperatury i wilgotności atmosfery

Długoterminowa obserwacja betonu komórkowego wyprodukowanego z popiołu fluidalnego. Dr inż. Svetozár Balcovic PORFIX Słowacja

Teoria kinetyczna gazów

POGODA 2005 GMINY LIPOWIEC KOŚCIELNY. Pomiary dokonywane w Turzy Wielkiej (53 o N, 20 o E ; 130 m n.p.m.)

26 Okresowy układ pierwiastków

Oddziaływanie promieniowania jonizującego z materią

ROZBŁYSKI SŁONECZNE. prof. UWr Paweł Rudawy Zakład Heliofizyki i Fizyki Kosmicznej Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

Spektroskop, rurki Plückera, cewka Ruhmkorffa, aparat fotogtaficzny, źródło prądu

Wykład 9 - Ewolucja przed ciągiem głównym. Ciąg główny wieku zerowego (ZAMS)

Spektroskopia charakterystycznych strat energii elektronów EELS (Electron Energy-Loss Spectroscopy)

Metody spektroskopowe:

Delegacje otrzymują w załączeniu dokument D051482/01 ANNEX.

ANALITYKA W KONTROLI JAKOŚCI

Spektroskopia. mössbauerowska

Zderzenia. Fizyka I (B+C) Wykład XVI: Układ środka masy Oddziaływanie dwóch ciał Zderzenia Doświadczenie Rutherforda

Wykład Budowa atomu 1

LABORATORIUM ANALITYCZNEJ MIKROSKOPII ELEKTRONOWEJ (L - 2)

Transkrypt:

Parowanie chromosfery w obserwacjach RHESSI

RHESSI CDS (Milligan i in. 2006)

RHESSI - CDS (Milligan i in. 2006) He I (584.33A, log T =4.5) O V (629.73 A, log T =5.4) Mg X (624.94 A, log T =6.1) Fe XVI (360.76 A, log T =6.4) Fe X I X (592.23A, log T =6.9) Kontury: RHESSI 12-25 kev ( - - - - ) 25-60 kev ( )

RHESSI - CDS (Milligan i in. 2006) Prędkości i ich rozkład zgodne z modelami (Fisher i in. 1985) Fe > 4*1010 erg cm-2 s-1

RHESSI (Liu i in. 2006)

RHESSI (Liu i in. 2006) 30 obrazów uzyskanych w kilku przedziałach energii i czasu. Profile jasności wyznaczone z obrazów zrekonstruowanych dla energii 15-20 kev oraz 12-15 kev. Wybrane zostały przedziały czasowe o długości 4 s.

RHESSI (Liu i in. 2006) Prędkości rzędu 102 103 km/s Systematyczny wzrost gęstości w pętli

3 VIII 2002 r. NOAA 0039 Położenie S15W83 Klasa GOES: X1.0

3 VIII 2002 r. Obserwacje wykonane za pomocą różnych instrumentów. Uzgadnianie przestrzenne odbywało się w kolejności: EIT TRACE Hα RHESSI bez poprawek

3 VIII 2002 r. RHESSI: 15-17 kev 30-40 kev

Zależność E-H Najsilniejszy impuls: 19:03:50 19:04:45 Przedziały energetyczne: 6 20 kev ( ΔE = 2 kev ) 19 31 kev ( ΔE = 4 kev ) 49 59 kev ( ΔE = 10 kev) 59 89 kev ( ΔE = 20 kev) 79 139 kev( ΔE = 40 kev)

Zależność E-H Poziom referencyjny wyznaczony przez centroidy źródeł w najwyższych energiach Wysokości źródeł były określane względem tego poziomu

Zależność E-H Szczególny przypadek - dwa składniki w stopie: - termiczny (T ~ 20 MK, EM ~ 1048) - nietermiczny ( potęgowa zależność między energią i wysokością)

Względne jasności źródeł Jaki wpływ na wyznaczenie centroidu ma blisko położone sąsiednie źródło? Względne jasności źródeł HXR są funkcją energii zaburzenia w przebiegu zależności E-H

Zaburzenia zależności Stopa północna Stopa południowa Widoczny wpływ źródła szczytowego dla krótszych przedziałów czasu, kiedy mamy gorszą statystykę.

Zaburzenia zależności Stopa północna Stopa południowa Widoczny wpływ źródła szczytowego dla krótszych przedziałów czasu, kiedy mamy gorszą statystykę.

Zaburzenia zależności Stopa północna Stopa południowa Widoczny wpływ źródła szczytowego dla krótszych przedziałów czasu, kiedy mamy gorszą statystykę.

Zaburzenia zależności (Pile up ) Pierwsza przesłona maksimum zliczeń ok. 10 12 kev Pile-up ujawnia się głównie w zakresie 20 24 kev Podobne jasności wszystkich trzech źródeł w zakresie 15 20 kev Wybrane przedziały energii są wystarczająco wąskie aby kontrolować te efekty

Zależność E-H (ewolucja w czasie) Przedziały energetyczne identyczne jak w przypadku całegoimpulsu. Sześć 12-sto sekundowych przedziałów czasu obejmujących cały impuls 03:59-05:11 Poziom referencyjny nie wykazywał istotnej zmienności w czasie.

Zależność E-H (ewolucja w czasie) Część termiczna wędruje w dół. Centroidy z zakresu 20 40 kev przesuwają się w górę struktury Dla pierwszej i ostatniej krzywej widoczny wpływ pile-up?

Zależność E-H (ewolucja w czasie) Porównując sąsiednie zależności można określić prędkości zmian położeń źródeł HXR obserwowanych w różnych przedziałach energii To nie są prędkości przemieszczającej się plazmy!

Zależność E-H (ewolucja w czasie) Ujemne prędkości (w dół) źródła termicznego: - kompresja w wyniku uderzenia wiązki elektronów; pęd zgromadzony w wiązce (Reale i in., 1985, A&A 152, L5) znacznie przekracza ciśnienie gazu w obszarze przejściowym. - podgrzewanie głębszych, bardziej gęstych warstw atmosfery; takie prędkości frontu termicznego uzyskiwane są w modelach (Nagai i Emslie, 1984, ApJ 279, 896) - inne?

Zależność E-H (ewolucja w czasie) Dodatnie prędkości (w górę) źródeł o czysto nietermicznym charakterze są związane ze zmianami gęstości kolumnowej. Nc(h) ~ Ec2 Takie zmiany obserwowane w zakresie wysokich energii informują o ilości materi przemieszczającej się między różnymi poziomami atmosfery.

Zmiany gęstości kolumnowej Różnica gęstości kolumnowej wyznaczona na danym poziomie w dwóch momentach czasu informuje nas o dodatkowej materii, która znalazła się ponad danym poziomem. Aby oszacować masę potrzebny jest rozmiar pętli.

Rozmiar pętli rozbłyskowej Średnica ~ 2.9*108 cm Wysokość ~ 109 cm Długość poł. ~ 1.6*109 cm Masa odparowana w stopie południowej ~ 5*1013 g

Ilość materii zgromadzonej w szczycie pętli 1. Różnica miar emisji w szczycie pętli wyznaczonych przed pierwszym impulsem HXR oraz w maksimum jasności rozbłysku: M ~ 8*1013 g 2. Prawa skalujące (Preś & Kołomański): M ~ 2.9*1014 g Biorąc pod uwagę obecność drugiej stopy, oraz dwóch innych impulsów można stwierdzić, że ilość odparowanej materii jest wystarczająca do wypełnienia jądra rozbłyskowego.

Parowanie chromosfery Przedział czasu po głównym impulsie Odpowiada końcowemu odcinkowi fazy wzrostu Widoczne kolejne dwa impulsy

Parowanie chromosfery Zakres energii: 10 14 kev Czas integracji: 4s

Parowanie chromosfery Ten sam poziom referencyjny co w przypadku zależności E-H Różne momenty startu dla różnych przedziałów energii Maksymalne prędkości rzędu 150 200 km/s

Koniec (prawie)

3 VIII 2002 r. - epilog Gburek, S., Sylwester, J., Sylwester, B., Dennis, B.R., Phillips, K.J.H., 2005, AdSpR 35, 1728 Mrozek, T., 2006, AdSpR 38, 962 Gburek, S., Mrozek, T., Siarkowski, M., Sylwester, J., wysłane do AdSpR Mrozek, T., Kołomański, S., Proc. of the 8th Hvar Astrophysical Colloquium RESIK RHESSI BigBear TRACE całe zjawisko (saturacja w maksimum) całe zjawisko całe zjawisko całe zjawisko (171 A, rozdzielczość czasowa 20 30 s)

3 VIII 2002 r.- Rozbłysk Kolumba... 3 sierpnia 1492 karaka Santa María (280 ton) oraz dwie karawele - Pinta (240 ton) i Niña (100 ton), na których przebywało łącznie około 90 ludzi, podniosły kotwice.

3 VIII 2002 r.- Rozbłysk Kolumba

Koniec