Solda: 15:58~UT merkezli 20 saniyelik aralık için #3 ve #6 Dedektörlerini kullanarak RESSI X-ray görüntülerini temizleyin, üç ilgi bölgesi tanımlandı. Renkli ölçekli görüntü, termal (10–12 keV) emisyonu temsil eder. Mavi kesikli çizgiler, 50–100 keV termal olmayan emisyon zirvesinin %20, 70 ve %90’ındaki konturlardır. ROI-0 etiketli ilgi alanı, 50–100 keV görüntüsünün %50 düzeyinde düz mavi konturla tanımlanır. İlgilenilen ROI-1 ve ROI-2 bölgeleri, sırasıyla düz siyah ve macenta sınır çizgileriyle gösterilir. Sağda: ROI-1 ve ROI-2’yi de gösteren termal plazma yoğunluk haritası. Bu, Fleishman ve diğerleri, 2022 tarafından kullanılan 8 inçlik aynı görüş hattı mesafesi varsayılarak, söz konusu olay için SDO/AIA verilerine düzenli bir diferansiyel emisyon ölçüm algoritması (Hannah & Kontar, 2012) uygulanarak oluşturulmuştur. Kredi bilgileri: Kontar ve diğerleri, 2023
Güneş patlamalarının üretken elektron hızlandırıcıları olduğu biliniyor, ancak güneşteki manyetik yeniden bağlanma olaylarında (ve benzer astrofiziksel ortamlarda) bu tür verimli elektron ivmesi için mekanizma(lar)ın tanımlanması, astrofizikte büyük zorluk. Enerjileri ∼20 keV’nin üzerinde olan hızlandırılmış elektronlar, sert X-ışını (HXR) bremsstrahlung emisyonu ile ortaya çıkarken, daha da yüksek enerjilere sahip hızlandırılmış elektronlar genellikle radyo jirosinkrotron emisyonu yoluyla kendilerini gösterirler.
Parçacıkları yüksek enerjilere hızlandıran sürecin doğası ve sayı yoğunluklarının (cm3) oranları oldukça ilgi çekicidir.−3) termal olmayan ve termal elektronların (ninci ve nincisırasıyla) ivme bölgesindeki arka plan elektronlarının toplam sayı yoğunluğuna.
Son zamanlarda Eduard Kontar ve meslektaşları, hem toplam hızlandırılmış elektron sayısını hem de çok önemli oranı (n) daha iyi sınırlamak için iyi gözlemlenmiş bir güneş patlamasının RHESSI HXR gözlemlerini Solar Dynamics Observatory Atmospheric Imaging Assembly’den gelen eş zamanlı EUV gözlemleriyle birleştirdiler.inci/NP) 10 Eylül 2017 güneş patlamasında, parlama halkası tepesinin üzerinde yer alan bir yeniden bağlantı akımı tablosu için açık kanıtlar ortaya çıkardı.
Sonuçlar, X ışını emisyonunun zirvesine yakın bir zamanda ROI-1’de termal olmayan elektronların ortam elektronlarına oranının n olduğunu göstermektedir.inci/NP ≃ 0,01–0,02. Bulgular şurada yayınlandı: Astrofizik Dergi Mektupları.
Şaşırtıcı bir şekilde, mikrodalga spektrum analizi Fleishman ve ark. (2−18) GHz aralığı için EOVSA ışın çözünürlüğünden (45−5)” daha küçük olan 2″ piksel kullanmak, aynı parlama bölgesinde yaklaşık 100 kat daha büyük hızlandırılmış elektron fraksiyonu verir.
Daha fazla bilgi:
Eduard P. Kontar ve diğerleri, Bir Güneş Patlamasının İtici Aşamasında Elektron Hızlandırmasının Verimliliği, Astrofizik Dergi Mektupları (2023). DOI: 10.3847/2041-8213/acc9b7
Alıntı: Bir güneş patlamasının itici fazında elektron ivme verimliliği: X-ışını ve mikrodalga gözlemleri (2023, 21 Haziran), 21 Haziran 2023 tarihinde https://phys.org/news/2023-06-electron-efficiency-impulsive- adresinden alınmıştır. faz-güneş.html
Bu belge telif haklarına tabidir. Kişisel çalışma veya araştırma amaçlı adil ticaret dışında, yazılı izin olmaksızın hiçbir bölüm çoğaltılamaz. İçerik sadece bilgilendirme amaçlıdır.
