Longitud de onda típica de la llamarada solar

Las erupciones solares se observan en longitudes de onda en todo el espectro electromagnético, no solo en H alfa.

El modelo básico de una llamarada solar comienza con el campo magnético en la corona. Puedes pensar que la topología del campo magnético consiste en bucles que sobresalen 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 tensionarlo.

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 se 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 unos 10 000 kelvin en los puntos de apoyo de las llamaradas. Más caliente que esto y todo el hidrógeno se ioniza. El H alfa está en emisión porque el único material por encima es ópticamente delgado para la radiación H alfa. También se produce material ionizado más caliente, y gran parte de este se evapora de tal manera que llena los bucles magnéticos con plasma que emite rayos X a temperaturas de más de un millón de 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. Para $n=1$, 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. La $n=2$el nivel de energía de destino forma la serie de 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 de esto? ¿Es porque la energía de la radiación contenida por la llamarada se encuentra alrededor de esta longitud de onda? ¿Y por qué cromosfera?

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

Las líneas espectrales del hidrógeno están fuera de la banda visible excepto las primeras cuatro de la serie de 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, se descompone al estado fundamental, pero no tiene que hacer la transición directamente allí y, por lo general, lo hace en una secuencia aleatoria de transiciones. Una fracción muy considerable de esas transiciones, sin embargo, incluyen la$3\mapsto 2$salto que produce la línea H-α.

Por lo tanto, la presencia de la línea H-α es una manera fácil de identificar el hidrógeno ionizado y, en particular, un brillo repentino de la línea H-α en un espectro de líneas 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.