Broken-Up Spectra Of The Loop-Top Hard X-Ray Source During A Solar
Limb Flare
Hao Ning, Yao Chen, Jeongwoo Lee, Zhao Wu, Yang Su and Xiang-Liang Kong
Reviewer : Nur Ainiyah (170204010)
(https://iopscience.iop.org.artikel.10.1088/1674.4527/19/12/173.pdf)
Abstrak
Sinar-X surya keras (HXRs) muncul dalam
bentuk sumber titik kaki atau sumber koronal. Setiap sumber individual
memberikan informasi kritisnya sendiri tentang percepatan elektron dan plasma
nonthermal. Studi sebelumnya menemukan bahwa emisi HXR dalam beberapa peristiwa
memanifestasikan kekuatan-hukum yang putus spektrum, dengan energi putus
sekitar beberapa ratus ke V berdasarkan analisis spektral terintegrasi spasial,
dan itu tidak membedakan kontribusi dari sumber individual. Dalam tulisan ini, saya
melaporkan tentang putusnya spektrum dari sumber koronal yang dipelajari
menggunakan data HXR.
Terjadi di belakang ekstremitas barat dan sumber-sumber
titik kaki sebagian besar tersembunyi oleh cakram. Kita bisa mengidentifikasi
spektra yang terputus-putus seperti itu semata-mata berkaitan dengan sumber
koronal selama waktu puncak suar dan kemudian Karena efek tabrakan yang
signifikan pada spektra RHESSI diharapkan untuk sinar matahari yang intens ini,
kami telah memilih faktor koreksi pileup, p = 2. Dalam kasus ini, kami
menemukan suhu RHESSI yang dihasilkan (∼30
MK) agar serupa dengan suhu sinar-X lembut GOES dan hancurkan energi 45-60 keV.
Spektrum mengeras dengan waktu dari indeks spektral 3,4 menjadi 2,7, dan
perbedaan dalam spektral indeks di bawah dan di atas break energy meningkat
dari 1,5 menjadi 5 seiring waktu.
Namun, kami perhatikan kapan p = 2
diasumsikan, pemasangan hukum daya tunggal juga dimungkinkan dengan suhu RHESSI
lebih tinggi dari Suhu GOES sebesar ∼10 MK. Skenario
yang mungkin untuk spektra putus-putus dari loop-top sumber HXRdibahas secara
singkat. Kata kunci: percepatan partikel - Matahari: korona - Matahari: suar -
Matahari: radiasi UV - Matahari: sinar-X
1. PERKENALAN
Dalam gambar
standar semburan matahari, disebut CSHKPmodel (Carmichael 1964; Sturrock 1966;
Hirayama 1974 Kopp & Pneuman 1976), beberapa partikel energik dipercepat
melalui koneksi ulang magnetik di korona, beberapa diantaranya mereka bergerak
ke bawah di sepanjang garis lapangan dan kemudian bertabrakan dengan kromosfer
padat untuk memancarkan sinar X keras (HXR) dan γ-rays melalui proses
bremsstrahlung. Ini menghasilkan sumber HXR titik kaki yang tidak masuk akal
dan memanaskan kromosfer plasma ke ∼10 MK. Dalam
proses tindak lanjut, yaitu disebut penguapan kromosfer, plasma yang dipanaskan
kemudian bergerak ke atas untuk mengisi loop pasca-suar untuk memancarkan sinar
X lembut (SXRs). Selain sumber titik kaki HXR dan Sumber loop SXR, Masuda et
al. (1994) menemukan yang lain Sumber HXR terletak di atas loop SXR, yang
disebut sumber di atas-the-loop-top atau sumber "tipe Masuda".
Sumber
serupa telah diamati di acara lain (mis.,Krucker et al. 2010; Oka et al. 2015;
Chen et al. 2017), dan mereka dianggap sebagai petunjuk penting untuk akuisisi
partikel dalam korona. Sumber HXR koron diperkirakan sulit terlihat karena
plasma lebih encer dalam korona dan emisi bremsstrahlung lebih lemah daripada
di titik kaki. Juga mempertimbangkan rentang dinamis terbatasinstrumen
pencitraan HXR ini, sumber koronal lebih baik diamati dalam peristiwa
ekstremitas dengan sumber titik kaki sebagian atau sepenuhnya okultisme. Survei
statistik flare ekstremitas ditemukan bahwa sumber koronal dengan komponen
non-termal yang signifikan cukup sering terbentuk (lihat, mis., Krucker &
Lin)Dalam beberapa kejadian, sumber koronal ditemukan terkait dengan loop-tops
yang sangat padat dan emisi titik kaki lemah, dan dapat memancarkan dalam
target tebal
2.DATA DAN
KEGIATAN OBSERVASI GAMBARAN
Kami menggunakan data dari RHESSI dan
Pencitraan Atmosfer Majelis ,RHESSI mendeteksi sumber sinar-X dan sinar-ray di
Matahari dengan tinggi irama (4 detik), dan resolusi spasial tinggi (3 ′ ′) dan
resolusi energi (setinggi 1 keV). AIA memiliki kemampuan membayangkan struktur
plasma pada suhu dari 20.000 K hingga lebih dari 20 MK, dengan resolusi spasial
tinggi (ukuran 0,6 ′ ′ piksel) dan suhu (12 detik) dalam 10 ultraviolet berbeda
(UV) dan passbands ultraviolet ekstrim (EUV). Gambar AIA di 171 (∼0.6
MK) dan 193 A (˚ ∼1.6 dan 18 MK) terutama bekas. Suar kelas GO8 X8.2 yang diteliti
dalam studi ini dikecam pada 2017 pada 10 September dari wilayah aktif (AR) 12673
di bagian barat piringan matahari, disertai oleh pengusiran massa koronal cepat
(CME). Ada empat suar kelas X dan 27 suar kelas M yang dilepaskan dari AR ini (mis.,
Yang et al. 2017; Sharykin & Kosovichev 2018). Selama acara dipertimbangkan
dalam penelitian ini, bagian dari AR ada di sisi belakang piringan matahari,
sehingga titik-titik suar kaki sebagian tersumbat. Ini menghasilkan pengamatan
yang bagus dari kedua morfologi struktur pembakaran dengan AIA dan sumber
sinar-X koronal dengan RHESSI.
Kurva sinar-X diamati oleh GOES, RHESSI dan
Fermi Gamma-ray Burst Monitor (GBM, Meegan et al. 2009) ditampilkan pada Gambar
1 (a), (b) dan (c) masing-masing. RHESSI berada di malam hari orbital hingga
15:52 UT, setelah itu fluks X-ray di 3-300 keV naik tajam. Dari 15:52 UT
menjadi 15:54 UT, status attenuator berubah dari A0 ke A3 menyebabkan lompatan
besar dalam fluks sinar-X, dan dua puncak abnormal setelah 16:04 UT juga
disebabkan oleh nyatakan perubahan attenuator (dari A3 ke A1). Karena itu kami
fokus pada data dari 15:54 UT hingga 16:04 UT. Fluks X-ray dari 100–300 keV
naik ke puncak di sekitar 15:58 UT (t1), dan kemudian berkurang secara
bertahap.
Pada energi tinggi (50-300 keV), kita
dapat melihat bahwa profil waktu fluks sinar-X yang diperoleh Fermi GBM mirip
dengan RHESSI. Karena itu, dalam tulisan ini kami fokus pada analisis data
RHESSI. Perhatikan bahwa GBM data yang disajikan di sini berasal dari detektor
NAI 07, yaitu bukan yang paling menghadap ke matahari selama suar ini. Ini
untuk
3. ANALISA
GAMBAR DAN SPEKTRAL DATA RHESS
Kami fokus pada karakteristik spektral emisi HXR darisumber atas
loop selama dan setelah waktu memuncak dari Fluks sinar-X. Seperti yang
ditunjukkan Gambar 2, tiga interval waktu dipilih untuk mewakili fase impulsif
yang meningkat (panel (a) - (b)), puncak HXR (t1, panel (c) - (d)) dan puncak
SXR (t2, panel (e) - (f)). Sumber ditampilkan, ditumpangkan ke gambar EUV yang
diambil pada waktu terdekat. Pada sekitar 15:54 UT, pusat massa 12-25 keV Sumber
terletak di korona, sekitar 10 ′ ′ di atas anggota badan, co-spasial dengan
loop-top diamati pada 171 A. Sumber
3.1 Pengaruh
Pileup Moderat pada Spektrum HXR
Kami memulai pemasangan spektral yang terintegrasi secara spasial Spektra
RHESSI dengan parameter default untuk koreksi pileup1 Dalam Solar Software
(SSW), inilah masalahnya ketika koefisien pileup, p, diatur ke 1. Panel (a)
menampilkan spektrum yang terintegrasi mulai 15:57:44 UT hingga 15:58:00 UT,
dan panel (b) menunjukkan spektrum yang diintegrasikan dari 16:04:00 UT ke
16:04:16 UT. Pada masa ini, sumber footpoint tidak terlihat, dan sumber
loop-top dominan dalam emisi HXR. Spektrum pada t1 dapat dilengkapi dengan dua
komponen termal dan komponen non-termal, dan χ 2 adalah 1.05. Di bawah 20–30
keV, pas diberikan oleh komponen panas dengan suhu 14,6 MK dan komponen
super-panas dengan suhu 32,5 MK. Kami mendapatkan EM didefinisikan oleh EM = n 2V
dengan n adalah kepadatan plasma dan V adalah volume sumber. EM dari dua
komponen adalah 2,9 × 1051 dan 3,6 × 1049 cmm 3 masing-masing. Spektrum rentang
energi yang lebih tinggi dapat dipasang distribusi kekuasaan-hukum yang rusak.
Eb ditemukan 52.9 keV; indeks spektral di bawah Eb adalah γ1 = 5.16 dan indeks
spektral di atas Eb adalah γ2 = 3,36. Singkatnya, a fitur pemecahan signifikan
dari spektrum di atas Eb diamati, dan perbedaan antara dua indeks spektral adalah
∆γ ≡ γ1 1 γ2 = 1.8. Demikian pula, spektrum RHESSI di t2 (Gbr. 3 (b)) dapat juga
dapat dipasang dengan baik oleh dua komponen termal (panas dan super-hot) dan
satu komponen power law yang rusak, dengan χ 2 = 1.43. Karena jumlah foton yang
rendah pada energi tinggi (di atas 200 keV), ketidakpastian pemasangan cukup
besar di sana. Namun kami fokus pada spektrum di bawah 200 keV. Dibandingkan
dengan spektrum pada t1, fitur pemecahan dari spektrum pada t2 menjadi lebih
signifikan dengan Eb = 62,4 keV, γ1 = 6.75 dan γ2 = 3.07. Jadi, ∆γ = 3.68, lebih
besar dari t1. Selain itu, suhunya yang panas komponen 14,4 MK, dan suhu
komponen superhot adalah 23 MK. EM dari kedua komponen tersebut adalah 9.0 ×
1051 dan 1.6 × 1050 cmm 3 masing-masing.
Membandingkan hasil pemasangan, suhu
panas komponen sekitar t2 dekat dengan sekitar t1; suhu komponen super panas di
sekitar t2 lebih rendah dari itu sekitar t1; dan EM dari kedua komponen di
sekitar t2 lebih tinggi dari itu di sekitar t1. Perubahan parameter ini dapat
menunjukkan proses pendinginan yang terkait komponen super panas dan
peningkatan kepadatan di tahap pasca impulsif dari suar.
3.2 Pengaruh
Penumpukan Kuat pada Spektrum HXR
Pada saat acara, detektor RHESSI menderita dari akumulasi kerusakan
radiasi setelah operasi jangka panjang. Ini dapat membuat efek pileup lebih
signifikan, khususnya ketika mengamati peristiwa ekstrem seperti hadir Kami
dengan demikian menguji tingkat kemungkinan pileup efek, dengan mengadopsi
nilai p> 1 yang lebih besar. Pada Gambar 4 (a) - (b) kami plot hasil
pemasangan Spektra terintegrasi secara spasial pada t1 dan t2, dengan p = 2.
The model yang sama termasuk dua komponen termal dan satu komponen power-law
rusak digunakan. Kami memperoleh (a) Eb
= 45.8 keV, γ1 = 5.67 dan γ2 = 3.27 dengan χ 2 = 1.08 pada t1, dan (b) Eb =
50,3 keV, γ1 = 7.45 dan γ2 = 3.11 dengan χ 2 = 1,16 pada t2. Suhu dua termal komponen
adalah 14,9 dan 30,6 MK pada t1, sedangkan 14,9 dan 26.2 MK pada t2.
Bandingkan
dengan case default (Gbr. 3), kami menemukan bahwa indeks suhu dan spektral
tidak berubah banyak, tetapi energi istirahat lebih rendah, untuk kedua t1 dan
t2. Pada panel (c) - (d) pada Gambar 4, kami mencoba model alternatif yang
terdiri dari dua komponen termal plus satu komponen hukum kekuatan tunggal,
yang menjadi masuk akal ketika p yang lebih besar diadopsi. Ini tidak
menghasilkan banyak
perubahan dalam
indeks kekuatan-hukum, γ2. Namun, suhu meningkat menjadi MK16 MK dan 39-41MK
untuk dua komponen termal, dan χ 2 juga meningkat menjadi 1,37 dan 1,67, dibandingkan
dengan kasing standar (Gbr. 3).
Seperti yang ditampilkan pada Gambar 1
(a), data GOES menyediakan suhu sekitar 29 MK pada t1 dan 24 MK pada t2. Ini konsisten
dengan suhu, T1, ditemukan untuk spektrum hukum daya ganda. Di sisi lain,
single spektrum kuasa-hukum, yang dianggap layak dengan a p yang lebih tinggi,
memprediksi komponen termal yang jauh lebih panas mencapai ∼40
MK. Sebagai perbandingan, kami mencatat bahwa studi sebelumnya juga
menghadirkan komponen yang super panas dengan suhu tinggi seperti itu, dan itu
menunjukkan bahwa suhu RHESSI bisa lebih tinggi dari suhu GOES (mis., Holman et
al. 2003; Caspi & Lin 2010; Caspi et al. 2014; Kehangatan & Mann 2016).
Oleh karena itu, interpretasi hukum kekuasaan tunggal tidak dapat sepenuhnya
dikesampingkan untuk suar ini, mempertimbangkan efek tumpukan yang signifikan pada
pemasangan spektral. Kami juga menguji fitting spektral dengan p = 3, dalam yang
menyebabkan suhu lebih rendah dan lebih sulit bukan panas elektron
diperlukan,serta nilai EM yang tinggi (EM ∼ 1054
cmm 3 ). Karena ini jauh lebih tinggi daripada EM
3.3 Evolusi
Temporal
Kami melanjutkan untuk menyelidiki
evolusi temporal dari Spektrum HXR dengan p = 2. Kami membagi periode dari 15:56
UT hingga 16:04 UT menjadi delapan interval dengan masing-masing interval 1
menit. Kami menyesuaikan spektrum dalam setiap interval waktu menggunakan
metode di atas dengan dua komponen termal dan satu komponen hukum kekuasaan
yang rusak, dan ditemukan χ 2 sekitar 1 dalam semua kasus.
Profil temporal yang
diturunkan dari tiga pas parameter (Eb, γ1 dan γ2) ditunjukkan pada Gambar 5.
Dari 15:57 UT ke 16:01 UT, Eb meningkat dari 45 menjadi 59 keV, dan kemudian
menurun menjadi sekitar 55 keV dari 16:01 UT hingga 16:04 UT. Selama 8 menit,
γ1 meningkat dari 5 menjadi 8, dan γ2 sedikit menurun dari 3,4 menjadi 2,7, dan
∆γ meningkat
3.4
Spektroskopi Pencitraan
Spektrum yang dianalisis di atas
terintegrasi secara spasial disk penuh (selanjutnya disebut spektrum total).
Seperti yang disebutkan, sumber titik kaki tidak terlihat setelah 15:56 UT, oleh
karena itu, spektra sinar-X yang dianalisis di atas secara tidak ambigu
berhubungan dengan sumber loop-top. Untuk mengkonfirmasi ini (dan hasil yang
relevan) menggunakan data yang diselesaikan secara spasial, kami memperoleh
spektrum pencitraan sekitar t1 (dari 15:57:31 UT hingga 15:58:50 UT)
menggunakan paket SSW OSPEX. Ini adalah dilakukan dengan terlebih dahulu
merekonstruksi sumber HXR untuk berbeda pita energi, dan kemudian
mengintegrasikan fluks foton ke dalam area yang ditentukan untuk setiap pita
energi. Sumber loop-top di dua pita energi (95– 126 keV dan 126–168 keV)
ditampilkan pada Gambar 6 (a), dari mana kami menghitung jumlah total foton
dalam lingkaran hijau untuk setiap pita energi.
Hasilnya spektrum yang
diselesaikan secara spasial digambarkan sebagai histogram dalam Gambar 6 (b).
Spektrum dapat dipasang kembali menggunakan dua komponen termal dan satu
komponen hukum daya yang rusak. Karena rentang energinya kasar dan tabrakan efek
tidak dapat diperbaiki, kami tidak menunjukkan hasil kesesuaian total, tetapi
hanya bagian non-termal (lebih dari 40 keV). Di bagian ini, fitur rusak
terlihat, seperti yang diharapkan. Kami menemukan energi istirahat, Eb = 100,8
keV, lebih tinggi dari yang diperoleh dengan spektrum terintegrasi spasial, dan
indeks γ1 = 4.91 dan γ2 = 2.93 dengan ∆γ = 1.98.
Perbedaan antara yang
terintegrasi secara spasial hasil spektroskopi saja dan hasil pencitraan spektroskopi
tidak signifikan, tetapi mungkin perlu penjelasan. Kami mengoreksi efek
tumpukan data RHESSI untuk analisis spektral to tal, tetapi tidak untuk
spektroskopi pencitraan analisis. Kami juga mencatat bahwa pita energi yang
lebih luas digunakan untuk spektroskopi pencitraan dibandingkan analisis
spektroskopi total agar memiliki jumlah foton yang memadai. Ini bisa
menghasilkan indeks spektral yang berbeda dan memecah energi yang diperoleh
dengan dua metode.
4. DISKUSI
4.1 Sifat
Sumber HXR Loop-top
Dalam acara ini, satu sumber titik kaki
hanya muncul di awal fase impulsif dalam passbands berenergi tinggi (25–100
keV). Selama waktu puncak suar dan setelah, sumber loop-top adalah satu-satunya
sumber HXR dan tidak muncul setiap ekstensi yang signifikan ke arah titik kaki.
Mungkin saja sumber titik kaki menjadi tersembunyi oleh disk karena rotasi
matahari atau sumber titik kaki berkurang seiring dengan waktu.
Di sini kita
menguraikan kemungkinan lain bahwa dalam loop top diisi dengan plasma padat
karena penguapan kromosfer, elektron kehilangan sebagian besar energinya
melalui target tebal. bremsstrahlung dan sebagai hasilnya, tidak banyak elec
tron yang energetik mencapai kromosfer untuk menghasilkan titik kaki yang kuat HXR.
Kami menghitung energi minimum, Emin, dari elec trons yang dapat mencapai titik
kaki melawan col Clision Coulomb menggunakan data RHESSI dan geometri dari loop
flar ing. Pada t1, EM dari komponen panas diturunkan dari data RHESSI adalah EM
≈ 2.9 × 1051 cmm 3 ; HXR ukuran sumber adalah R ≈ 15 ′ ′ (ditentukan dengan
tingkat 10% dari sumber 25-50 keV pada t1) dan jarak dari loop-top ke footpoint
diperkirakan sebagai L ≈ 30 ′ ′.
Kami
memperkirakan kepadatan di loop-top sebagai n as (3EM / 4πR3) 1/2 ≈ 8.0 × 1011
cmm 3 , dan kedalaman kolom yang sesuai adalah nL ≈ 1,6 × 1021 cmm 2 . Jadi, di
bawah Tabrakan Coulomb, elektron dengan energi lebih rendah dari Emin ≈ (8.8
keV) (nL / 1019cmm 2) 1/2 ≈ 110 keV tidak bisa mencapai titik kaki (Brown
1973). Elec tron yang lebih energik dengan ≥110 keV dapat mencapai titik kaki,
tetapi jumlahnya tidak cukup untuk menghasilkan HXR yang signifikan. Ini
mendukung interpretasi target kami yang tebal dari loop-top koronal sumber dan
juga konsisten dengan beberapa hasil sebelumnya (lihat, mis., Sui et al. 2004;
Veronig & Brown 2004; Jiang et al.
4.2 Asal
Spektrum Patah-up
Ada dua skenario utama untuk spesifikasi
putus HXR: keduanya dipancarkan oleh dua kelompok elektron dengan indeks
kekuatan-hukum yang berbeda atau dari satu kelompok elektron berkembang menjadi
distribusi hukum daya yang rusak di energi (lihat Bagian 1). Skenario pertama
telah diusulkan oleh Krucker et al. (2008) untuk menjelaskan fitur pemecahan
dari total spesifikasi yang diamati untuk tiga peristiwa, yang mereka temukan Spektrum
sumber loop-top lebih sulit daripada spesifikasi sumber titik kaki dan bahwa
total spektrum memanifestasikan pengerasan. Kami perhatikan bahwa skenario ini
konsisten dengan simulasi percepatan stokastik surya sebelumnya suar elektron
oleh Park et al. (1997). Dalam simulasi mereka, total emisi sinar-X dianggap
sebagai superposisi dari emisi target tipis dari elektron yang terperangkap di
loop-top dan emisi target tebal dari elektron pengendap ke dalam footpoint,
yang menjelaskan dua suar dari instrumen GRS pada tahun 1989 dan dua dari
instrumen EGRET dan BATSE pada tahun 1991. Li & Gan (2011) juga mengusulkan
bahwa spektrum putus dapat diproduksi baik oleh summa-tion sumber individu atau
dengan variasi temporal a sumber tunggal.
Namun, kami perhatikan bahwa saat ini
bubar spektra yang diamati oleh RHESSI berkaitan dengan sumber loop-top hanya,
dan karenanya tidak cocok dengan skenario ini. Dalam skenario kedua, spesimen
foton yang rusak disebabkan oleh karakteristik fisik dari mekanisme akselerasi
tertentu dan / atau proses transportasi elektron. Kami menganggap dua model
percepatan lebih relevan untuk pengamatan kami. Yang pertama adalah model syok
difusi akselerasi pada guncangan pemutusan suar yang dikembangkan oleh Li et
al. (2013). Mereka menyarankan agar elektron dengan beberapa ratus keV
selanjutnya dapat beresonansi dengan turbulensi MHD di kisaran inersia untuk
mencapai akselerasi tambahan. Ini menghasilkan spektrum pengerasan sekitar
500-600 keV, dan indeks kekuatan-hukum dari distribusi energi elektron di bawah
dan di atas energi break adalah α1,2 ≈10 dan 5, masing-masing. Setelah mengubah
model energi elektron distribusi ke spektrum foton di bawah pendekatan target
tebal bremsstrahlung (White et al. 2011), kami menemukan γ1 ≈ 8.5, γ2 ≈ 3.5,
dapat dibandingkan dengan hasil pemasangan kami di t2.
Namun, energi putus
dalam jumlah model mereka hingga 200-300 keV dalam spektrum foton, yang banyak lebih
tinggi dari hasil kami. Dalam model mereka, energi putus dikaitkan dengan skala
spasial yang memisahkan rentang inerial dan kisaran disipasi turbulensi, yang bisa
berupa jari-jari Larmor atau panjang ion inersia. Oleh karena itu, energi yang
diprediksi bervariasi dengan suhu plasma, kepadatan dan medan magnet. Untuk
coronal yang khas nilai parameter ini, model memprediksi energi istirahat jauh
lebih tinggi dari apa yang berasal dari analisis data kami, dengan perkiraan
kasar (yang tidak ditampilkan di sini). Model kedua termasuk akselerasi
stokastik via interaksi gelombang-partikel dengan adanya coloulision Coulomb.
Seperti yang disajikan dalam Hamilton & Petrosian (1992), Tabrakan coulomb
lebih efektif pada energi di bawah a ambang energi tertentu, Ec, di mana
akselerasi oleh gelombang diimbangi dengan hilangnya energi tumbukan Coulomb.
Jadi, distribusi elektron di bawah Ec menjadi semi-termal, dan bahwa EC di atas
adalah non-termal dan lebih keras. Menurut mereka Hasilnya, spektrum
menunjukkan penanjakan bertahap pada energi rendah (<30 keV) bersama dengan
penurunan Ec (setara dengan Eb dalam penelitian kami), karena kepadatan plasma
ambien meningkat.
Akhirnya, kami mempertimbangkan skenario ketiga yang terkait untuk
apa yang disebut model perangkap-dan-presipitasi, di mana Solusi Fokker-Planck
untuk elektron dalam perangkap magnetik digunakan untuk menunjukkan pengerasan
energi elektron distribusi dalam perangkap (Lee & Gary 2000; Minoshima et
al. 2008). Dalam model ini, pengerasan terjadi karena elektron yang lebih
rendah energi kehilangan energidistribusi dalam perangkap (Lee & Gary 2000;
Minoshima et al. 2008). Dalam model ini, pengerasan terjadi karena elektron
dengan energi yang lebih rendah kehilangan energi atau melarikan diri menjebak
lebih cepat di bawah tabrakan Coulomb sementara elektron dengan energi yang
lebih tinggi dapat bertahan lebih lama dalam perangkap. Model ini menjelaskan
efek pengangkutan dengan akselerasi mekanisme yang tidak ditentukan. Selain
itu, fisika yang sama sudah termasuk dalam Hamilton & Petrosian (1992).
5. KESIMPULAN
Kami telah menyajikan analisis spektral loop-top yang kuat Sumber
HXR selama SOL2017-09-10T16: 06 suar, untuk yang masalah utamanya adalah efek
tabrakan pada RHESSI spektrum. Setelah beberapa tes fitting spektral RHESSI, kami
memilih koreksi pileup setinggi p = 2 untuk mengakomodasi efek pileup yang kuat
dalam acara ini. Itu mengikuti bahwa sumber loop-top selama dan setelah fase
maksimum HXR terdiri dari spektrum hukum daya yang putus dari γ = 5.7 ke 3.3.
Memecah energi spektrum sekitar Eb ≈ 46-50 keV, yang cenderung lebih rendah
daripada yang dilaporkan dalam penelitian sebelumnya. Spektrum di atas Eb menjadi
lebih sulit dengan waktu, dan perbedaan indeks di bawah dan di atas Eb
meningkat dari 1,5 menjadi 5.
Disarankan bahwa sumber loop-top dapat berfungsi
sebagai target tebal ke emisi bremsstrahlung karena plasma padat di loop-top,
dan bahwa putusnya spektrum disebabkan oleh pengerasan yang sesuai dari
distribusi energi elektron sementara terperangkap di loop-top. Kami sementara
menyarankan bahwa syok difusif (atau akselerasi stokastik) atau efek
transportasi di bawah tabrakan Coulomb harus lebih relevan dengan menyajikan
pengamatan, bukan superposisi sumber yang berbeda. Namun, studi lebih lanjut
diperlukan untuk mengetahui mana dari proses di atas yang lebih dominan atau jika
kombinasi dari beberapa proses bertanggung jawab untuk perilaku rinci dari
spektrum HXR diturunkan dalam hal ini belajar. Penelitian ini juga menunjukkan
bahwa kombinasi dari a komponen nonthermal kekuatan-hukum tunggal dan
super-panas komponen tidak dapat dikesampingkan ketika efek tumpukan kuat
setinggi p = 2 diasumsikan.
Untuk mengkonfirmasi kemungkinan spektrum
hukum-kekuasaan ganda dalam peristiwa serupa, instrumen sinar-X yang lebih canggih
dari semburan matahari seperti yang berada di atas Observatorium Matahari
Berbasis Ruang Lanjut (ASO-S; Gan et al. 2015), Teleskop Spektrometer untuk
Sinar-X Imaging (STIX; Krucker et al. 2016) di atas pesawat Solar Orbiter (M
ullull et al. 2013) dan Optik Fokus X-ray Solar Imager (FOXSI; Christe et al.
2017) dengan lebih banyak acara dan data dengan kualitas yang lebih tinggi akan
diperlukan untuk mengencangkan spektrum HXR yang rusak di sumber loop-top.
Ucapan Terima Kasih Penulis berterima kasih kepada RHESSI dan Tim SDO untuk
data sinar-X dan EUV berkualitas tinggi. Kami berterima kasih kepada Prof.
Vah´e Petrosian untuk komentar yang membangun pada model percepatan stokastik.
Kami juga berterima kasih kepada Dr. Baolin Tan untuk diskusi bermanfaat. Karya
ini didukung oleh Yayasan Ilmu Pengetahuan Alam Nasional di Jakarta