Güneş flareleri
Küçük Resim Yok
Tarih
1992
Yazarlar
Dergi Başlığı
Dergi ISSN
Cilt Başlığı
Yayıncı
Ege Üniversitesi
Erişim Hakkı
info:eu-repo/semantics/closedAccess
Özet
ÖZET Güneşteki parlama gözlemleri ve onların yorumlanması parlamaların en önemli gözlemsel özelliklerini tanımlamakla başlar. Bu özellikler, parlama bölgesindeki elektromanyetik ışınım yeğinliğinin hızlı ve korkunç artışı; radyo bölgesinden itibaren gamma ışınlarını da içeren Gev enerjilerine kadar tayfın büyük bir bölümünde yüksek erkeli parçacık ışınımı üretilmesi; parlama 13 enerjisinin büyük bir bölümünü de birlikte taşıyan ve 10 kg değerlerine ulaşan taç bölgesindeki geçici kütle atımları biçimindedir. 21 Bir güneş parlaması sırasında ortaya çıkan toplam erke 10 25 ile 10 Joule aralığındadır. Gelenek olarak parlamalar gözlenen şu üç evreyle tanımlanır: (1) Belirli ışınım işaretiyle ve bazen de aktif bölgenin manyetik alan biçimiyle ilgili değişimlerle belirlenen müjdeci (precursor) evre; (2) Elektromanyetik ışınımın yeğinliğinde ve oylumunda hızlı bir artışın olduğu sıçrama evre sini de içeren ve 1-5 dakikada sona eren ani parlama (flash) evresi; (3) Yeğinliği yavaşça bozulan ve saatlerce süren ana ya da kademeli (main or gradual) evre. Gözlemler, güneş parlamalarına "iki evreli ivmelendirme hipotezi"nin uygulanabileceğini önermektedir. Bu hipoteze göre ani parlama evresi, esas erke çıkış mekanizmasıyla ilişkili; genişleyen patlamalar ve geçici olaylar ise esas erke çıkışı sırasında üretilen şokları kapsayan ikincil erke çıkışlarıyla ilgilidir. Bu çalışma, güneşteki parlama ışınımları ve erke aktarım işlemlerinin geniş bir incelemesini içermektedir. Yalnızca parla- 228malar sırasında ortaya çıkan güneşin sert X-ışınlarının ısısal ve ısısal olmayan kökenleri de ayrıntılı olarak ele alınmıştır. Sert X-ışını tayfı, bu ışınımın ısısal kökenli olmadığını öneren bir uslu yasa biçimi sergiler. Ancak, çok sayıda ısısal kaynağın katkılarını toplayarak böyle bir tayfı oluşturmak da olasıdır, o zaman bu ışınımın sürekli olarak salınması, renkküredeki parlama salması için başka bir açıklama yöntemi sağlar. Bu yöntem, genel olarak, ani parlama evresinde taçta üretilen son derecede eşyönsüz elektron demetine karşı renkkürenin duyarlığı biçiminde ele alınır. Radyo verileri de bu açıklamayı bir parça desteklemektedir. Bununla birlikte, renkküre ışınımının bozulma süresi, yalnız başına bir ısınma kaynağı olarak, tek ve kısa süreli bir demet için çok uzundur. Genellikle, bir parlama içindeki erke aktarım işlemleri henüz iyice anlaşılmamış olup SMM (Solar Maksi¬ mum Mission) uydusuyla elde edilen verilerin kısıtlı olasılıkları genişletmesi beklense bile eldeki gözlemler sorunları çözmeye yeterli değildir. Uygulamada güneş parlamaları ile ilgili bütün çalışmalar atmosferdeki parlama erke kaynağının manyetik alan olduğunu varsaymaktadır. Bu varsayımın uygulanması için çok güçlü gözlem¬ sel nedenler vardır. Ne yazık ki, aktif bölgelerin manyetik alanlarının büyüklüğünü ve gradiyentlerini gözlemsel olarak belirlemek çok zor bir problemdir. Ayrıca, bu alanların geçici davranışlarının da bilinmesi gerekir. Gözlemlerle ilgili bu sorunun yakın gelecekte çözülmesinin beklenmemesi, görünür, UV (morötesi), EUV (uç morötesi), x-ışını ve gama ışını verileriyle radyo patlamaları, yüksek erkeli parçacık atımı ve geçici kütleolaylarının çözümünde olduğu kadar parlama sorununun çözümünü de zorlaştırmaktadır. Hemen hemen bir açı saniyesinin altındaki ayırma gücüne sahip olan SMM gözlem programı bu işle uğraşmakta¬ dır. Bu programın sonunda astrofizikçiler, güneşteki parlama ışınımının oldukça tam bir incelemesinin yanında özel erke akta¬ rım mekanizmalarının birçok gözlemsel delilini de bulacaklardır. Bu gözlemler, diğer yıldızlardaki parlama olaylarının ölçülmesi ve yorumlanmasında da yaralı olacaktır. 230
SUMMARY Solar Flare observations and Their Interpretation begins by describing the main observational characteristics of solar flares: the rapid and enormous increase in the intensity of electromagnetic radiations in the flare region and covering much of the spectrum from radio wavelengths to, and sometimes including, gamma-rays; the productiori of highly energetic partide radiations extending into the GeV range; the freguent production of transient coronal raass ejections of up to 10 kg material which can, under some conditions, carry away most of the flare energy. The total energy released during of solar flare has been 21 25 observed to range from about 10 to 10 Joules. Flares are conveniently described by three observed phases: (1) The precursor phase, characterized by certain radiative signatures and sometimes, perhaps, by changes in the associated active ragion magnetic field configuration; (2) the flash phase, lasting för l to 5 minutes, of which the so-called implusive phase is a part, in which the rapid increase in the intensty and volume of electromagnetic radiation occurs; (3) the main ör gradual phase, lasting on occasion för hours, and characterized by a slow decay in intensty. observations suggest that the "two-phase acceleration hypothesis" should be adopted for solar flares; this assumes that the flash phase is associated with the primary energy release mechanism, and that extended bursts and transients, ete. are associated with a secondary energy release involving shocks that 231are generated during the primary energy release. This work contains an extended discussion of solar flare radiations and energy transfer processes. The question of the nonthermal vs. the thermal origin of the solar hard X-ray radiation that occurs only during flares is also considered in detail. while the hard X-ray spectrum exhibits a power law form suggesting a nonthermal origin, it is possible to construct such a spectrum by summing the contribution from numerous thermal sources, the continuous output of which then provides an alternative explanation för chromospheric flare emissions. The latter are often interpreted as the chorospheric rasponse higly anisotropic electron beam generated in the corona during the flash phase, and radio data lend some suppprt to this interpretation. However, the decay time of the chromospheric radiation is too long för a single, short duration beam to be, the sole source of the heating. in available observations are inadequate to settle many of these guestions, although data from the Solar Maxsimum Mission (SMM) are expected to greatly narrow the range of possibilities practically ali studies of solar flares assume that the source of flare energy in the this assumption. Unfortunately, it is a difficult observational problem to determine the behavior is also needed. Because this observational problem is not expected to be solved in possible with other types of observations, including radio bursts and the ejection of high energy particles and mass transients, along with the visible, UV, EUV, X-ray, and gamma-ray data. The SMM program is doing this now, with spatial resolutions down to almost öne 232arcsecond. The stsilar astrophysicist will find many examples of observational signatures of particular energy transfer mechanisms, as well as a fairly complete discussion of the typical solar fiare radiations. This observations should prove useful in detecting and interpreting flare phenomena on other stars.
SUMMARY Solar Flare observations and Their Interpretation begins by describing the main observational characteristics of solar flares: the rapid and enormous increase in the intensity of electromagnetic radiations in the flare region and covering much of the spectrum from radio wavelengths to, and sometimes including, gamma-rays; the productiori of highly energetic partide radiations extending into the GeV range; the freguent production of transient coronal raass ejections of up to 10 kg material which can, under some conditions, carry away most of the flare energy. The total energy released during of solar flare has been 21 25 observed to range from about 10 to 10 Joules. Flares are conveniently described by three observed phases: (1) The precursor phase, characterized by certain radiative signatures and sometimes, perhaps, by changes in the associated active ragion magnetic field configuration; (2) the flash phase, lasting för l to 5 minutes, of which the so-called implusive phase is a part, in which the rapid increase in the intensty and volume of electromagnetic radiation occurs; (3) the main ör gradual phase, lasting on occasion för hours, and characterized by a slow decay in intensty. observations suggest that the "two-phase acceleration hypothesis" should be adopted for solar flares; this assumes that the flash phase is associated with the primary energy release mechanism, and that extended bursts and transients, ete. are associated with a secondary energy release involving shocks that 231are generated during the primary energy release. This work contains an extended discussion of solar flare radiations and energy transfer processes. The question of the nonthermal vs. the thermal origin of the solar hard X-ray radiation that occurs only during flares is also considered in detail. while the hard X-ray spectrum exhibits a power law form suggesting a nonthermal origin, it is possible to construct such a spectrum by summing the contribution from numerous thermal sources, the continuous output of which then provides an alternative explanation för chromospheric flare emissions. The latter are often interpreted as the chorospheric rasponse higly anisotropic electron beam generated in the corona during the flash phase, and radio data lend some suppprt to this interpretation. However, the decay time of the chromospheric radiation is too long för a single, short duration beam to be, the sole source of the heating. in available observations are inadequate to settle many of these guestions, although data from the Solar Maxsimum Mission (SMM) are expected to greatly narrow the range of possibilities practically ali studies of solar flares assume that the source of flare energy in the this assumption. Unfortunately, it is a difficult observational problem to determine the behavior is also needed. Because this observational problem is not expected to be solved in possible with other types of observations, including radio bursts and the ejection of high energy particles and mass transients, along with the visible, UV, EUV, X-ray, and gamma-ray data. The SMM program is doing this now, with spatial resolutions down to almost öne 232arcsecond. The stsilar astrophysicist will find many examples of observational signatures of particular energy transfer mechanisms, as well as a fairly complete discussion of the typical solar fiare radiations. This observations should prove useful in detecting and interpreting flare phenomena on other stars.
Açıklama
Bu tezin, veri tabanı üzerinden yayınlanma izni bulunmamaktadır. Yayınlanma izni olmayan tezlerin basılı kopyalarına Üniversite kütüphaneniz aracılığıyla (TÜBESS üzerinden) erişebilirsiniz.
Anahtar Kelimeler
Astronomi ve Uzay Bilimleri, Astronomy and Space Sciences, Flare, Flare, Güneş, Solar, Güneş parlamaları, Sun flashing
