Hostname: page-component-cd9895bd7-jn8rn Total loading time: 0 Render date: 2024-12-25T15:41:24.886Z Has data issue: false hasContentIssue false
  • English
  • Français

Silicon in the solar corona

Published online by Cambridge University Press:  14 August 2015

K. G. Widing  and
J. R. Porter
K. G. Widing
Affiliation:
E. O. Hulburt Center for Space Research, U. S. Naval Research Laboratory, Washington, D. C. 20390 U.S.A.
J. R. Porter
Affiliation:
E. O. Hulburt Center for Space Research, U. S. Naval Research Laboratory, Washington, D. C. 20390 U.S.A.

Abstract

Core share and HTML view are not available for this content. However, as you have access to this content, a full PDF is available via the ‘Save PDF’ action button.

Resonance lines of coronal ions of silicon are prominent in the spectral ranges 40–62 Å and 254–356 Å.

An unexpected feature of the soft X-ray spectrum is the weakness or absence of the resonance lines of iron in ionization stages XI through XV.

A second feature is the prominence of lines of the type (3d → 2p) relative to the resonance transitions (3p → 2s) in Li-like and Beryllium-like spectra. It is suggested that the upper levels (3d) are excited by quadrupole collisions from the ground 2s or 2s2 levels.

The intensity of the soft X-ray lines relative to the resonance lines in the 300 Å region seems to be more consistent with temperatures well above one million degrees than with temperatures as low as 700000°K, but the data are not adequate for a precise comparison. The relative intensity of the line emission from the various stages of silicon ionization may be interpreted as indicating that the ionization of silicon peaks in stages IX and X.

The abundances of C, Mg, S, and Al relative to silicon do not seem to be greatly different from the chromospheric abundances reported by Pottasch or with the photospheric abundances.

Dans les régions spectrales 40-62 Å et 256-356 Å, les raies de résonance des ions de Si sont particulièrement visibles dans la Couronne. La faiblesse ou l'absence totale des raies de résonance du fer d'état d'ionisation compris entre XI et XV dans le spectre des rayons X mous coronaux est inattendue. On peut remarquer aussi l'importance des raies de type (3d → 2p) par rapport aux transitions de résonance (3p 2s) dans les spectres du genre de Li ou de Be. On suggère que les niveaux supérieurs (3d) sont excités par collisions quadripolaires ä partir des états fondamentaux 2s ou 2s2.

L'intensité relative des raies X par rapport aux raies de résonance dans la région 300 Å semble plus conciliable avec des températures bien supérieures а 10е К qu'avec des tempéraiures aussi basses que 700000 °K; mais les données disponibles ne permetterU pas une comparaison précise. L'intensité relative de l'émission dans les raies issues de différents états dionisaiion de Si peut signifier que l'ionisation de Si passe par un maximum pmr les états IX ei X. Les abondances de O, Mg, S et Al relativement ά Sine semblent pas trés différentes des abondances chromosphériques données par Pottasch, ni des abondances photosphériques.

Резюме

Резюме

В спектральных областях 40-62 Å и 256-356 Å резонансные линии ионов Si особенно видимы в короне. Слабость или полное отсутствие резонансных линий железа в ионизированном состоянии, заключенном между XI и XV, в спектре лучей X менее корональных — неожиданы. Можно также отметить значительность линий типа (3d — 2р) по отношению к резонансным переходам (Зр — 25) в спектрах ряда Li или Ве. Выдвинута мысль, что верхние уровни (3d) возбуждены четырехпо- люсными соударениями с основных состояний 2s или 2s2.

Относительная интенсивность линий X по отношению к резонансным линиями в области 300 Å повидимому более согласуема с температурами намного превышающими 10е к°, чем с такими низкими температурами как 700.00 к0; но имеющиеся данные не позволяют точное сравнение. Относительная интенсивность эмиссии в линиях, происшедших, из разных ионизационных состояний Si, может означать, что ионизация Si проходит через максимум для состояний IX и X. Обилия С, Mg, S и Al по отношению к Si повидимому не очень отличны от хромосрефных обилий приведенных Потташем, ни от фотосферных обилий.

Type
Session III. Interpretation of the Solar X. U. V. Observations
Information
Symposium - International Astronomical Union , Volume 23: Astronomical Observations from Space Vehicles , 1965 , pp. 115 - 123
Copyright
Copyright © CNRS 1965 

References

Accardo, C. A., 1964, private communication.Google Scholar
Allen, C. W., 1963, Astrophysical Quantities 2nd edition (London : Athlone Press), 176.Google Scholar
Bates, D. R. and Damgaard, A., 1949, Phil. Trans., series A 242, 101.Google Scholar
Boardman, W. J., 1964, Ap. J., supplement series IX, 185.Google Scholar
Brandt, J. C., Michie, R. W. and Cassinelli, J. P., 1964, Kitt Peak National Observatory Contributions.Google Scholar
Burgess, A., 1964, 1965, this symposium, p. 95.CrossRefGoogle Scholar
Burgess, A., 1965, private communication.Google Scholar
Elwert, G., 1954, Z. Naturforscht. 9 a, 651.Google Scholar
Elwert, G., 1961, J. G. R., 66, 391.Google Scholar
Goldberg, L., Miller, E. and Aller, L. H., 1960, Ap. J., supplement series 5, 1–138.Google Scholar
Hinteregger, H. E., Hall, L. A., and Schweizer, W., 1964, Ap. J., 140, 319.Google Scholar
Kreplin, R. W., 1961, Ann. Astr., 17, 151.Google Scholar
Kreplin, R. W., 1964, paper given at May 11, 1964 meeting of COSPAR, working group 2, Florence, Italy.Google Scholar
Neupert, N. M., Behring, W. E., and Lindsay, J. C., 1964, Space Research IV, ed. Muller, P., North-Holland Publishing Company, Amsterdam, 719.Google Scholar
Pottasch, S. R., 1963, Ap. J. 137, 945.Google Scholar
Pottasch, S. R., 1964, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 128, 73.Google Scholar
van Regemorter, H., 1962, Ap., J., 136, 906.Google Scholar
Tousey, R., Austin, W. E., Purcell, J. D. and Widing, K. G. 1965, this symposium, p. 5 Google Scholar
Unsöld, A., 1955, Physik der Sternatmospharen 2nd edition (Springer-Verlag) 651.Google Scholar
Weiss, A. W., 1963, Ap. J., 138, 1262.Google Scholar