太阳大气中 H${\epsilon}$ 的形成

目的。我们旨在理解 Hepsilon 如何在宁静太阳中形成。特别地，我们考虑设定其源函数和消光的具体物理机制、它如何在不同太阳结构中形成，以及为何有时以发射形式被观测到。方法。我们使用了考虑非平衡氢电离的 3D 辐射磁流体动力学 (MHD) 模拟，该模拟由 Bifrost 代码运行。为合成 Hepsilon 和 Ca II H 光谱，我们利用了经修改以考虑非平衡氢电离的 RH 代码。为确定 H${\epsilon}$ 源函数中的主导项，我们采用了源函数的多级描述。利用合成光谱与模拟，我们研究了相对谱线吸收或发射的贡献函数，并将其与不同位置的大气量进行比较。结果。我们的多级源函数描述表明，H${\epsilon}$ 源函数由互锁主导，主导互锁跃迁经由基态，通过莱曼系 populat 上 H${\epsilon}$ 的上能级。这使得 H${\epsilon}$ 源函数部分对温度敏感。H${\epsilon}$ 消光由 Lyman-${\alpha}$ 设定。在某些情况下，这种温度依赖性产生 H${\epsilon}$ 发射，指示加热。高分辨率观测揭示 H${\epsilon}$ 不仅是一条弱吸收线。具有 H${\epsilon}$ 发射的区域对于探测太阳大气下层的微小加热事件（如埃勒曼炸弹）尤为有趣。因此，H${\epsilon}$ 可成为研究太阳大气加热的重要新诊断工具，在同时观测时增补 Ca II H 的诊断潜力。