This work shows the different spectral behavior in the H and K region of some characteristic active solar zones, in particular the spectrum, of the limb event of 12 march 1969, which shows a great excitation of the continuum and the metallicities. A tentative classification of the excited lines is also made comparing their intensity with the near continuum.Asociación Argentina de Astronomí

Grossi-Gallegos, H.

Molnar, H.

Seibold, J.

Spanish

SEDICI - Repositorio de la UNLP

ESPECTROSCOPIA
COMUNICACIONES
Algunas características espectrales de la reglón H/K del 
tCa II en "Solar Fiares".
H. Grossi Gallegos, H. Molnar y J. Seibold
Observatorio de Física Cósmica, San Miguel, (Argentina)
Abstract: This work shows the different spectral behavior in 
the H and K region of some characteristic active solar zones, 
in particular the spectrum, of the limb event of 12 march 1969, 
which shows a great excitation of the continuum and the metallic 
lines.
A tentative classification of the excitetd lines is also made com­
paring their intensity with the near continuum.
El primer plan espectral iniciado por el grupo de San 
Miguel ha sido el estudio del comportamiento de la región 
espectral H y K del Ca II durante “Solar Fiares”.
Este trabajo está motivado por el hecho de que no 
existe ningún trabajo específico sobre esta banda es­
pectral, aunque ya se conocían detalles gracias a estudios 
generales de la parte visible del espectro como los reali­
zados, entre otros, por Svestka en Ondrejov ( ’’ ), Severny 
en Crimea (2) y Michaid en Francia (^). Dentro de estos 
estudios generales hay en la literatura un mayor hincapié 
en el estudio del comportamiento de la serie Balmer ('*). 
Ultimamente se han acrecentado los estudios en las lí­
neas H y K del Ca II (^). Sin embargo tales estudios se 
han concentrado sobre diversos aspectos de la atmósfera 
tranquila o activa como por ejemplo en manchas y fá­
culas. Casi no ha habido estudios detallados sobre el 
comportamiento de esas líneas en regiones sumamente 
excitadas como son las producidas por fiares solares (*). 
Tales estudios podrían ayudar a un mejor conocimiento 
de los diversos mecanismos de formación de estas líneas 
que son ya de por sí bastante complejas. A este aspecto 
se agrega finalmente el interés astrofísico despertado so­
bre todo después del descubrimiento en 1C57 del llamado 
efecto Wilson-Bappu (^) que relaciona la emisión de 
estas líneas a la magnitud abso.uta y que a su vez ha 
alentado el estudio de cromósferas estelares.
El material recogido de marzo a setiembre del co­
rriente año consiste en más de un centenar de espectros 
que corresponden a unos 25 eventos. Este trabajo pre­
tende solamente presentar los primeros resultados dé 
algunos espectros más seleccionados. Se ha trabajado 
en el 4® orden sobre el ángulo de Blaze, con una dis­
persión de 0,8 A/mm y una exposición media de 3,2”.
La lámina IV b muestra a través de sus cinco es­
pectros la diversidad de comportamiento de la misma 
banda espectral. El primer espectro es el característico 
de una zona tranquila del sol. Los cuatro restantes 
corresponden a diversos fiares en zonas diversas del Sol.
Ed primer espectro (a) correspondiente a la zona 
tranquila aparece encuadrado entre las líneas H (3968, 
492 A ) a la izquierda y K ( 3933, 682 A ) a la derecha. 
Son muy visibles sus amplias alas, sobre todo la corres­
pondiente a la línea K ejue es mayor. Entre ellas se si­
túan casi simétricamente las fuertes líneas de resonancia 
del Al I (3944, 016A y 3961, 535A). Todas las líneas 
están en absorción.
El segundo espectro (b) es el de un fiare más bien 
peq*»eño (clasificación sb) pero situado sobre una man­
cha. Es visible el espectro de la mancha a lo largo de 
toda la dispersión del espectro. Nótese de paso el efecto 
Zeeman en muchas líneas sobre el espectro de la mancha. 
Incluso se puede notar la diferencia de efectos produ­
cidos. por el núcleo de la mancha y su penumbra. A 
ambós lados del espectro de la mancha y sobre las lí­
neas H y K, se nota con claridad la estructura clásica 
de la doble inversión de dichas líneas debida a la pre­
sencia de una zona facular. Sobre el mismo espectro de 
la mancha y sobre las líneas H y K se encuentra un 
punto de emisión bastante intenso. Allí los picos de Kz 
se han estrechado y el mismo K= ha pasado a emisión. 
Este efecto está de acuerdo con las determinaciones he­
chas por Svestka (®), de que sobre las manchas, las 
emisiones de H y K son muy estrechas.
El tercer espectro (c) muestra a un fiare de inten­
sidad Ib sobre el disco. La emisión llena K2 y Ko sin 
estrechamiento (lo mismo para H). Incluso hay un corri­
miento hacia el rojo. En el costado izquierdo de H apa­
rece netamente en emisión la línea He de la serie Bal­
mer. Además, varias líneas metálicas como los Al y va­
rios Fe (multiplete 4 a la derecha de K), tienen rastros 
de emisión con la mi^ma asimetría (j[ue las anteriores. 
Este aspecto de hs asimetrías es un tema muy discutido 
en la literatura (’).
El cuarto espectro (d), corresponde al de un sub- 
flare junto al limbo solar. Sus emisiones son menores, 
en particular Ht aparece debilitada. Sin embargo es 
23
visible en emisión la línea del Fe H (3938, 298A) que 
no apareeía en emisión en el anterior. Nótese también, 
cómo la emisión sobrepasa en H y K el nivel del limbo 
solar internándose en la cromósfera.
El quinto espectro (e) es uno de los más notables 
obtenidos hasta la fecha en nuestro observatorio. Co­
rresponde a un flare del 12-'3-69 situado muy cerca del 
limbo solar. Su magnitud es máxima y está clasificado 
como 3b. Abarca 2’33” en el Sol lo que hace unos 100.000 
Kms. sobre el mismo. Esto da una muestra de la mag­
nitud del evento. Es evidente una conformación muv 
compleja de la emisión de las líneas He, K y H con di­
versas asimetrías. También aparece en emisión He I 
(3964, 7 A) que no aparece normalmente en absorción. 
También se encuentran en emisión o notablemente afec­
tados los perfiles de muchas líneas metálicas. Incluso he­
mos hallado modificadas las líneas de la molécula CH. 
Y lo que hace todavía más peculiar a este fiare es la 
notable emisión del continuo que cubre toda la zona es­
pectral. Para mostrar con más evidencia las diferencias 
de este espectro con uno correspondiente a la atmósfera 
normal, presentamos en la fig. 1 dos densitogramas, uno 
de los cuales es de la zona más activa del fiare (emisión 
del continuo) y el otro el de una zona no perturbada. 
En la tabla I presentamos una lista provisoria de las 
principales líneas afectadas. Ya que no tenemos un re­
gistro de intensidades, haremos una apreciación de la 
excitación de las líneas según el criterio siguiente:
1 Levemente excitada
2 Muy excitada (sin llegar al nivel del continuo 
local)
3 Extremadamente excitada (sobrepasando el con­
tinuo local)
2.
Para terminar haremos algunas apreciaciones sobre 
este espectro:
1. Llama la atención el gran número de líneas afec­
tadas. En una apreciación provisoria, el número de 
las mismas llega a 52. Se han eliminado muchas 
de carácter dudoso. Este número es muy superior 
a las proporcionadas por los catálogos de Severny (^), 
Svestka (^) y Stepanyan ()°) en la zona de H y K. 
En particular está de acuerdo con las conclusiones de 
Blaha (^^) de que los fiares cercanos al hmbo, co­
mo es el de este caso, presentan la más alta inten­
sidad de líneas metálicas en emisión. Michard es de 
la misma opinión.
La emisión de los metales ocurre en regiones de 
la atmósfera solar má,s limitada que la del Hidrógeno, 
como lo hace notar Bruzec (^^). Sin embargo al 
observar el espectro e de la lámina vemos —^de- 
jando de lado las líneas H y K que son excepcionales— 
3.
TABLA I.
LINEAS EXCITADAS EN LA REGION H/K DEL Ca II 
- FLARE SOLAR DIA 12 - 3 - 1969 -
N<^ X Elem. Multipl. Int. NP X Elem. Mxaltipl. Int.
i 3920.629 Fel 4 2 27 3952.616 Fel 278 1
2 3921.556 CH 1 28 3952.704 Fel 362 1
3 3922.923 Fel 4 2 29 3952.905 Col 28 1
4 3925.949 Fel 364 2 30 3952.982 CH 1
- 3927.933 Fel (CH) 4 2 31 3953.158 Fel, CrI 430 1
6 3928.091 Fel 565 2 32 3955.343 Fel 562 2
7 3928.217 CH 1 33 3955.963 Fel 488 1
8 3928.345 CH 1 34 3956.463 Fel 604 1
9 3929.122 Fel 280 1 35 3956.686 Fel 278 2
JO 3930.308 Fel (Fell) 4(3) 3 36 3957.041 Fel 562 1
IT 3931.129 Fel 565 1 37 3958.216 Til - Zrll 13,16 2
J2 3932. OJ8 Till 34 3 38 3958.740 Fel 8 1
J3 3933.682 Call (K) 1 3 39 3960.284 Fel 913 1
14 3934.80 Zrll 3 40 3961.149 Fel 361 1
15 3937.336 Fel 278 2 41 3961.535 AH 1 2
J6 3938.298 Fell 3 3 42 3962.861 Til 12 1
17 3940.890 Col/Fel 18/20 2 43 3963.115 Fel (CH) 562 2
18 3942.448 Fel 364 2 .^4 3964.526 FpI 361 2
19 3944.016 All 1 2 45 3964.7 Hel 5 3
20 3944.744 Fel 361 2 46 3968.492 Call (H) 1 3
21 3945.]27 Fel 280 1 47 3970.076 H, 1 3
22 3945.218 Fellp 3 2 48 3972.440 CH (Col) 1
23 3949.I41 Fel 730 2 49 3973.564 Nil 31 1
24 3949.959 Fel 72 2 50 3974.170 Fell 29 2
25 3951.171 Fel 661 2 51 3970.763 Fel, Col 72,18 2
26 3951.964 VII 10 1 52 3976.632 Fel 729 2
24
que las líneas de Piel (3964A), F,. II (3938 A) e 
incluso el multiplete 4 del Fe I, abarcan una zona 
casi tan amplia como la zona más excitada de Ht. 
Las demás líneas metálicas están excitadas en dos 
regiones mucho más circunscriptas. Respecto del 
multiplete 4 del Fe I es necesario recordar que su 
potencial superior de excitación es uno de los más 
bajos 3,25 eV) de los diversos Fe I encontrados en 
esta banda espectral.
4. A pesar de la gran cantidad de líneas metálicas ex­
citadas que acompañan la intensa emisión de
H y K, esto no significa que siempre que aparezcan 
estas últimas líneas de emisión aparecerán las líneas 
metálicas perturbadas, como lo corrobora Blaha (’'•). 
Nosotros ipismos tenemos otros espectros con apre­
ciable excitación de Fh K y H y sin una apre­
ciable cantidad de líneas metálic-as excitadas. In­
cluso tenemos espectros donde aparecen otras líneas 
metálicas diferentes a las presentadas en la tabla 1 
sin ser el fiare de aquella importancia.
5. Una característica peculiar de este espectro es la 
excitación de la molécula CH. No tenemos refe­
rencia en la literatura de tal excitación en esta banda. 
Sin embargo, no sería de extrañar tal efecto, pues de 
darse en los fiares un crecimiento de la temperatura 
de excitación, se daría un crecimiento en la diso­
ciación molecular y por lo tanto, un decrecimiento 
de la absorción de dichas moléculas, Stepanyan (^^) 
encontró 3 líneas de CH blendadas en la banda de 
4300 A y un mimero apreciable CN en la banda de 
370C - 3800 A, Del mismo modo, deberían c^uizás 
interpretarse las variaciones del Til (3958, 216 y 
3962, 861 A), cuyos perfiles hemos comparado en 
el espectro de una mancha, en la atmósfera normal 
y en un fiare. El Ti I se muestra más profundo en 
absorción en la mancha (menor temperatura) me­
nos profundo en la atmósfera normal (donde la 
temperatura es mayor) y todavía menos profundo 
en los fiares donde la temperatura se ha incremen­
tado sensiblemente. Se supone (lue con el aum nto 
de la temperatura, Til comienzi a ionizarse con la 
consiguiente disminución de su absorción el estado 
neutro. Esperamos en futuros trabajos llegar a de­
terminaciones cuantitativas de tales variaciones de 
temperatura,
6. Otro punto importante c^ue exigirá trabajo cuan­
titativo, es la determinación de la intensidad del 
continuo excitado. Medidas preliminares hechas por 
Michard (’*^), indicaban un aumento del continuo 
excitado del 18 % respecto del continuo normal. 
Otros autores (’^) indican valores no mayores del 
10 %, Un problema serio es también la interpre­
tación de este continuo. Para Prat (^®), este continuo 
exeitado no sería una emisión debida a aumento de 
temperatura, sino producto de efectos térmico". 
Aquí también el problema cjueda abierto a subsi­
guientes trabajos.
No (lueremos terminar sin agradecer al personal 
técnico del Observatorio de Física Cósmica su cons­
tante ayuda en la obtención de los espectros, como así 
también agradecer al Dr, y Dra, Jaschek del Observa­
torio de La Plata, y al Dr, Michard del Observatorio de 
Meudon (Francia) por sus orientaciones en este pe­
queño trabajo,
(1) Z. Svestka y otros, BAC, voi. XII (1961) 229 ss.
(2) A. B. Severny y otros, S'ov, Astr., voi. 4 (1960) 19 ss.
(3) R. Michard, Ann. d’Astr. 22 (1959) 1 ss.
(4) J. Jefferies y F. ürral, Ap. J. (1961) 946; Z. Svestka, 
Advances in Astronomy and Astrophysics, voi. III.
(5) O. Engvold, Solar Phy. 2 (1967) 234-236; J. L. Linsky, 
Smiths. Astr. Obs., Spec. Rep. 274; etc.
(6) Ultimamente J. Me Kim Malville y otros. Solar Physics 7 
(1969) 253-259.
(7) O. Wilson y V. Bappu, Ap. J. 125 (1967 ) 661-683.
(8) Z. Svestka, BAC, (1961) 235.
(9) L. Fritsová, BAC, (1960) 177 ss.
(10) N. Stepanyan, IZM. KRIM. Ast. Obs. 29 (1963) 68 ss.
(11) M. Blaha y otros, BAC (1962) 85 ss.
(12) R. Michard, art. at., pág. 8.
(13) A. Bruzek en “Solar Physics”, Interscience Pub., 1967, 
pag. 400.
(14) M. Bkha y otros, art. cit. pág. 91.
(15) N. Stepanyan, art. cit., pág. 70-74.
(16) R. Michard, art. cit. pág. 10.
(17) A. Bruzek, op. cit. pág. 401.
(18) V. Krat en “Physics of the Solar System” Ed. A. Mikhailov, 
Jerusalem, 1966, pág. 143.
El Efecto Blanketing en estrellas Am,
Jaschek, M,, Jaschek, C, and Ferber, O, *
Observatorio Astronómico, La Plata
Abstract: The problem of blanketing effect in Am stars is re­
discussed using a multicolor approach. Spectral types correspon­
ding to metal and hydrogen lines are given for 22 stars.
Using 32 Am stars (10 given by A. Slettebak - 1949) it can be 
stated that aproximately: 1 (in 0'“01) = 4 x met.
1: lenght of blanketing vector in the U-B/B-V diagram, 
met: metallicity (metal spectra minus hydrogen spectra) in 
tenths of spectral type.
Se estudia el blanketing en estrellas Am mediante 
una aproximación, utilizando fotometría multicolor y cla­
sificaciones espectrales en llOA/mm.
El presente trabajo se basa en datos sobre 32 estrellas 
Am, 22 fueron clasificadas por nosotros (15 sobre placas 
tomadas en La Plata y 7 sobre placas prestadas por Anne 
y Charles Cowley del Observatorio de Michigan), Las 
diez restantes fueron tomadas de un trabajo de A, Slet­
tebak, Se supone que los colores R-I de las estrellas me­
tálicas son independientes del blanketing. En base a ello 
se comparan los colores observados de cada metálica con 
los de una enana normal de igual índice R-L La dife­
rencia entre sus colores proporciona el blanketing.
Los colores para estrellas normales se obtuvieron 
usando todas las enanas contenidas en el catálogo de
(*) Becario de la Comisión de Investigación Científica de la 
Universidad Nacional de La Plata.
25


Algunas características espectrales de la región H/K del Ca II en "Solar Flares"

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Algunas características espectrales de la región H/K del Ca II en "Solar Flares"

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