Longitud de onda típica de la llamarada solar

Leí que las erupciones solares se ven habitualmente en la luz H-alfa, como un brillo temporal de una pequeña porción de la cromosfera.

¿Qué se puede interpretar todo a partir de esto? ¿Es porque la energía de la radiación contenida por la llamarada se encuentra alrededor de esta longitud de onda? ¿Y por qué la cromosfera?

Las erupciones solares se observan en longitudes de onda a través del espectro electromagnético, no solo H alfa.

El modelo básico para una llamarada solar comienza con el campo magnético en la corona. Puedes pensar en la topología del campo magnético que consiste en bucles que salen de la fotosfera y se extienden hacia la corona. Sin embargo, la fotosfera del Sol es turbulenta y está en constante movimiento debido a la convección y la rotación diferencial. Si bien se puede formar un bucle en un estado de energía mínima, estos movimientos pueden torcerlo y estresarlo.

En algún momento se alcanza una inestabilidad y el campo magnético puede sufrir un evento de "reconexión", para volver a una configuración de energía más baja. Durante este evento, las partículas cargadas se aceleran y viajan por las líneas del campo magnético hacia la fotosfera.

Antes de llegar allí, se encuentran con la cromosfera, que es donde se deposita la mayor parte de la energía cinética de las partículas. es decir, la densidad aumenta a medida que desciende hacia la fotosfera y una vez que se alcanza cierta densidad de columna, los electrones acelerados se detienen y depositan su energía cinética. Esto da como resultado un calentamiento y un exceso de emisión de H alfa del material a aproximadamente 10 mil kelvin en los puntos de llamarada. Más caliente que esto y todo el hidrógeno está ionizado. El H alfa está en emisión porque el único material que está encima es ópticamente delgado a la radiación H alfa. También se produce material ionizado más caliente, y gran parte de este se evapora de manera que llena los circuitos magnéticos con plasma emisor de rayos X a temperaturas de más de un millón de grados Kelvin.

En la transición de un nivel de energía de electrones más alto a uno más bajo, digamos $m\mapsto n$, un átomo de hidrógeno emite un fotón de longitud de onda $\lambda$ satisfactorio

$$\frac{1}{\lambda} = R_\infty\left[\frac{1}{n^2}-\frac{1}{m^2}\right]\text{,}$$ dónde $R_\infty = 1.09737315685\,\mathrm{m}^{-1}$es la constante de Rydberg por$n=1$, es decir, el nivel de energía de destino es el estado fundamental, que varía $m$forma la serie de Lyman :$\text{Ly}_\alpha$ ($2\mapsto 1$), $\text{Ly}_\beta$ ($3\mapsto 1$), $\text{Ly}_\gamma$ ($4\mapsto 1$), etc. El $n=2$El nivel de energía de destino forma la serie Balmer :$\text{Ba}_\alpha$ ($3\mapsto 2$), $\text{Ba}_\beta$ ($5\mapsto 2$), etc., que en realidad fue la primera serie que se descubrió, y con frecuencia se etiqueta simplemente con hidrógeno.

¿Qué se puede interpretar todo a partir de esto? ¿Es porque la energía de la radiación contenida por la llamarada se encuentra alrededor de esta longitud de onda? ¿Y por qué la cromosfera?

Una llamarada solar es un evento muy caliente y violento que irradia energía a través del espectro electromagnético. La importancia de la línea H-α se debe a las conveniencias de la observación.

Las líneas espectrales de hidrógeno están fuera de la banda visible, excepto los primeros cuatro de la serie Balmer, desde la línea roja H-α hasta la línea violeta H-δ. Cuando un ion de hidrógeno y un electrón se recombinan en un átomo, el resultado es generalmente un átomo de hidrógeno en un estado excitado. Eventualmente, decae al estado fundamental, pero no tiene que hacer la transición directamente allí, y generalmente lo hace en una secuencia aleatoria de transiciones. Sin embargo, una fracción muy considerable de esas transiciones incluye el$3\mapsto 2$ salto que produce la línea H-α.

Por lo tanto, la presencia de la línea H-α es una forma fácil de identificar hidrógeno ionizado, y en particular, un brillo repentino de la línea H-α en un espectro de línea de emisión es un indicador de que algo energético está sucediendo para ionizar el hidrógeno. (Más de lo habitual, eso es). Y ahí es donde entra la cromosfera, la "atmósfera" de baja densidad que rodea al Sol: tiene un espectro de línea de emisión, es decir, su espectro es brillante en bandas estrechas que corresponden a su composición atómica o molecular. Esto es diferente a la fotosfera, que tiene un espectro de línea de absorción en su lugar.