Laboratory data on atomic spectra for extreme ultra-violet solar spectroscopy

Abstract

Expected relative prominence of elements and ionization stages is estimated from existing recordings of the solar XUV spectrum. The following 3 groups of elements, apart from H and He, need be considered : (C, N, O), (Ne, Mg, Si, Fe), (Na, Al, S, Ar, Ca, Ni), the relative abundance descending by approximately an order of magnitude from one group to the next, and all other elements being at least another order of magnitude less abundant. Lines of low and medium stages of ionization are expected only from most abundant elements. The observed presence in the solar spectrum of lines from the neon-like Fe XVII suggests that very high stages of ionization must not be a priori excluded.

These considerations indicate that a discussion of laboratory data may be confined to atomic systems containing from 1 to 18 electrons. Observed data on these 18 isoelectronic sequences, and the possibilities of their extrapolation, are reviewed. It is concluded that required data for the first 10 sequences are well in hand, but considerable laboratory work remains to be done on the third-period sequences.

A comprehensive paper is being prepared for later publication.

A partir des observations du spectre XUV solaire, on estime l'importance relative des différents éléments à différents niveaux d'ionisation. En dehors de Η et He, on n'a à considérer que 3 groupes d'éléments : (C, N, O); (Ne, Mg, Si, Fe) et (Na, Al, Si, Ar, Ga, Ni); les abondances relatives de ces trois groupes décroissent d'un ordre de grandeur de l'un à l'autre, tous les autres éléments étant encore un ordre de grandeur moins abondants. On ne peut s'attendre à observer les raies des atomes faiblement ou moyennement ionisés que pour les éléments les plus abondants. La présence de raies de l'atome Fe ΧVII, qui est du type Ne suggère de ne pas exclure a priori les états d'ionisation trés élevés.

On en déduit que la discussion des résultats de laboratoire peut se limiter aux atomes contenant de 1 à 18 électrons. On passe en revue les résultats concernant ces séquences isoélectroniques.

La conclusion est que si les données nécessaires sont bien connues pour les 10 premières séquences, il reste un travail considérable à faire en laboratoire en ce qui concerne les autres séries.

Резюме

Исходя из наблюдений солнечного спектра X U V, оценено относительное число различных элементов с различными ионизационными уровнями. Помимо Η и Не, достаточно рассматривать лишь 3 группы Элементов : (С, N, О), (Ne, Mg, Si, Fe) и (Na, Ae, Si, Ar, Ga, Ni); относительные обилия этих трех групп убывают на один порядок от одной к другой, все остальные элементы будучи еще менее обильными на один порядок. Наблюдения линий слабо или средне ионизованных атомов можно ожидать лишь для самых обильных элементов, Наличие линий атома Fe XVII, являющегося типа Ne, подсказывает, что не должно а priori исключать очень высокие ионизационные состояния.

Отсюда выведено, что обсуждение лабораторных результатов может быть ограничено атомами, содержащими от 1 до 18 электронов. Просмотрены результаты относящиеся к этим изоэлектронным рядам снимков.

Заключение следующее : если необходимые данные хорошо известны для первых 10 рядов, то, что касается других рядов, предстоит большая работа в лаборатории.