太阳和恒星耀斑中的氢巴尔末线致宽
太阳与恒星天体物理
2017-03-22 v1
摘要
耀斑期间氢谱线的致宽被认为源于耀斑色球层中电荷（电子、质子）密度的增加。然而，理论与建模方案之间的分歧阻碍了对色球层中耀斑加热导致的电离度和压缩程度的准确诊断。为解决这一问题，我们将氢谱线电压力致宽的统一理论整合到了非局部热动平衡（non-LTE）辐射转移代码 RH 中。与用作 Voigt 轮廓阻尼参数的解析近似相比，这种致宽方案产生了更为真实的宁静 A0 型星 Vega 的光谱。我们利用新的致宽方案测试了最近关于大气对高空非热电子束通量响应的辐射流体动力学（RHD）模拟，发现模拟中密度最高时刻的巴尔末线存在过度致宽现象。添加许多同时加热和冷却的模型环作为“多线程”模型改善了与观测的一致性。我们利用最新和新的 RHD 模型重新审视了 YZ CMi 超级耀斑的三组分现象学耀斑模型。致宽的演化、线通量比和连续谱通量比在一个具有高空非热电子束加热、扩展衰减阶段模型以及由超相对论电子束加热的“热点”大气的多线程模型中得到了很好的复现，其合理的填充因子分别为可见恒星半球的 0.1%、1% 和 0.1%。新的建模激发了未来工作以理解扩展渐进阶段辐射的起源。
引用
@article{arxiv.1702.03321,
title = {Hydrogen Balmer Line Broadening in Solar and Stellar Flares},
author = {Adam F. Kowalski and Joel C. Allred and Han Uitenbroek and Pier-Emmanuel Tremblay and Stephen Brown and Mats Carlsson and Rachel A. Osten and John P. Wisniewski and Suzanne L. Hawley},
journal= {arXiv preprint arXiv:1702.03321},
year = {2017}
}
备注
31 pages, 13 figures, 2 tables, accepted for publication in the Astrophysical Journal