Csillagkorona - Stellar corona

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
A teljes napfogyatkozás során a Nap koronája és kiemelkedései szabad szemmel láthatók .

A korona ( latinul : „korona”, amely viszont az ókori görög κορώνη , korṓnē , „koszorú, koszorú” kifejezésből származik) egy plazma aurája, amely körülveszi a Napot és más csillagokat . A Nap koronája több millió kilométert tesz ki a világűrbe, és a legkönnyebben a teljes napfogyatkozás során látható , de egy koszorúval is megfigyelhető . A spektroszkópiai mérések azt mutatják , hogy a koronában erős az ionizáció , és a plazma hőmérséklete meghaladja az 1 000 000 kelvint , ami sokkal melegebb, mint a Nap felszíne.

A koronából származó fény három fő forrásból származik, azonos térfogatból:

  • A K-koronát (K jelentése kontinuierlich , németül "folytonos") a szabad elektronokat szétszóró napfény hozza létre ; A visszaverődő fotoszféra abszorpciós vonalak Doppler-kiszélesedése annyira elterjeszti őket, hogy teljesen elhomályosítsa őket, és abszorpciós vonalak nélküli kontinuum spektrális megjelenését adja.
  • Az F-koronát (F az Fraunhofernél ) a porszemcsékről visszaverő napfény hozza létre, és megfigyelhető, mert fénye tartalmazza a nyers napfényben látható Fraunhofer abszorpciós vonalakat; az F-korona a Naptól nagyon magas megnyúlási szögig terjed , ahol állatöv fénynek nevezik .
  • Az E-korona (E az emisszió) a koronás plazmában lévő ionok által termelt spektrális emissziós vonalaknak köszönhető; széles, tiltott vagy forró spektrális emissziós vonalakban figyelhető meg, és ez a korona összetételének legfőbb információforrása.

Történelem

Az 1724-ben, a francia-olasz csillagász Giacomo F. Maraldi felismerte, hogy az aura közben látható a napfogyatkozás tartozik a Sun , és nem a Hold . José Joaquín de Ferrer spanyol csillagász 1809-ben hozta létre a „korona” kifejezést. Az 1806-os napfogyatkozásról Kinderhookban (New York) készített saját megfigyelései alapján de Ferrer azt is javasolta, hogy a korona a Nap része legyen, és ne a Holdé. Norman Lockyer angol csillagász azonosította a Nap kromoszférájában a Földön ismeretlen első elemet, amelyet héliumnak hívtak . Jules Jenssen francia csillagász az 1871 és 1878 napfogyatkozások közötti olvasmányok összehasonlítása után megjegyezte, hogy a korona mérete és alakja változik a napfolt ciklusával . 1930-ban Bernard Lyot feltalálta a koronográfot , amely lehetővé teszi a korona megtekintését teljes napfogyatkozás nélkül. 1952-ben Eugene Parker amerikai csillagász azt javasolta, hogy a napkoronát számtalan apró „nanoflare”, miniatűr fényesítés, amely hasonlít a napkitörésekre , és amelyek a Nap egész felületén fellépnének.

Történeti elméletek

A Nap koronájának magas hőmérséklete szokatlan spektrális jellemzőket kölcsönöz neki , ami a 19. században néhányan arra engedett következtetni, hogy egy korábban ismeretlen elemet, a " koroniumot " tartalmazta. Ehelyett ezeket a spektrális jellemzőket azóta erősen ionizált vas (Fe-XIV vagy Fe 13+ ) magyarázza . Bengt Edlén Grotrian (1939) munkája nyomán 1940-ben (1869 óta megfigyelve) először azonosította a koronális spektrumvezetékeket, mint az erősen ionizált fémek talajkonfigurációjának alacsonyan fekvő metasztabil szintjeinek átmenetét (a Fe-től származó zöld Fe-XIV vonal 13+ át 5 303 Å , hanem a vörös vas-X vonal Fe 9+ a 6 374 Å ).

Fizikai jellemzők

A nap mágneses fluxusának konfigurációját bemutató rajz a szoláris ciklus alatt

A Nap koronája sokkal melegebb (150–450-szeres tényezővel), mint a Nap látható felülete: a fotoszféra átlagos hőmérséklete ~ 5 800 kelvin körül van, összehasonlítva a korona 1-3 millió kelvinjével. A korona 10–12- szer olyan sűrű, mint a fotoszféra, és így mintegy egymilliomod annyi látható fényt termel. A koronát a fotoszférától a viszonylag sekély kromoszféra választja el . A korona melegítésének pontos mechanizmusa még mindig vita tárgyát képezi, de a lehetséges lehetőségek között szerepelhet a Nap mágneses terének indukciója és alulról érkező magnetohidrodinamikai hullámok . A Nap koronájának külső széleit a nyílt mágneses fluxus miatt folyamatosan szállítják, és így a napszél generálódik .

A korona nem mindig egyenletesen oszlik el a Nap felszínén. Csendes időszakokban a korona többé-kevésbé az egyenlítői területekre korlátozódik, a sarki régiókat koronás lyukak borítják . A Nap aktív periódusaiban azonban a korona egyenletesen oszlik el az Egyenlítői és a sarki területeken, bár leginkább a napfolt- aktivitással rendelkező területeken jelenik meg . A napciklus körülbelül 11 évet ölel fel, a szolárminimumtól a következő minimumig. Mivel a nap mágneses mezője folyamatosan felcsavarodik a Nap egyenlítőjénél a tömeg gyorsabb forgása ( differenciál forgás ) miatt, a napfolt aktivitása a nap maximuma mellett kifejezettebb lesz, ahol a mágneses tér jobban meg van csavarodva. A napfoltokkal társulnak a koronahurkok , a mágneses fluxus hurkai , amelyek a nap belsejéből emelkednek fel. A mágneses fluxus félretolja a forróbb fotoszférát , és az alatta lévő hűvösebb plazmát kiteszi, így létrehozva a viszonylag sötét napfoltokat.

Mivel a koronát 1973-ban a Skylab műhold , majd később Yohkoh és a többi következő űreszköz nagy felbontásban fényképezte le a spektrum röntgensugaras tartományában, látható volt, hogy a korona szerkezete meglehetősen változatos és komplex: a zónákat azonnal besorolták a koronatárcsára. A csillagászok általában több régiót különböztetnek meg, az alábbiakban leírtak szerint.

Aktív régiók

Az aktív régiók a fotoszféra ellentétes mágneses polaritású pontjait összekötő hurokszerkezetek együttesei, az úgynevezett koronális hurkok . Általában két tevékenységi zónában oszlanak el, amelyek párhuzamosak a Nap-egyenlítővel. Az átlagos hőmérséklet két és négy millió kelvin között van, míg a sűrűség 10 9-10 10 10 részecske / cm 3 .

Illusztráció ábrázoló Nap protuberanciáinak és napfoltok

Az aktív régiók magukban foglalják a mágneses mezőhöz közvetlenül kapcsolódó összes jelenséget, amelyek a Nap felszíne felett különböző magasságokban fordulnak elő: a fotoszférában napfoltok és faculák fordulnak elő; tüskék , szálak és plages a kromoszférája; kiemelkedések a kromoszférában és az átmeneti régióban; és fáklyák és Koronakidobódás történni a corona és kromoszférája. Ha a fellángolások nagyon erőszakosak, megzavarhatják a fotoszférát és Moreton-hullámot generálhatnak . Éppen ellenkezőleg, a nyugalmi kiemelkedések nagy, hűvös, sűrű szerkezetek, amelyek sötét, "kígyószerű" Hα szalagként figyelhetők meg (mint az izzószálak) a napkorongon. Hőmérsékletük körülbelül 5 000 - 8 000 K , ezért általában kromoszférikus tulajdonságoknak tekintik őket.

2013-ban a nagy felbontású Coronal Imager képei soha nem látott "mágneses fonatokat" tártak fel ezen aktív régiók külső rétegeiben.

Koronális hurkok

TRACE 171Å koronahurok

A koronahurkok a mágneses napkorona alapszerkezetei. Ezek a hurkok a nyitott mágneses fluxus zárt mágneses fluxus unokatestvérei, amelyek megtalálhatók a koronális lyuk (poláris) régiókban és a napszélben . A mágneses fluxusok kilépnek a naptestből, és forró napplazmával töltődnek fel. Ezen koronahurok-régiókban a megnövekedett mágneses aktivitás miatt a koronahurkok gyakran a napkitörések és a koronatömeg-kilökések (CME) elődei lehetnek.

A szoláris plazma, amely táplálja ezeket a struktúrákat melegítjük alól 6 000 K , hogy jóval több, mint 10 6  K a fotoszféra, az átmeneti tartományon keresztül, és a Corona. Gyakran a szolárplazma kitölti ezeket a hurkokat egyik pontról, és lefolyik egy másikba, úgynevezett lábpontoknak ( szifonáramlás nyomáskülönbség miatt, vagy aszimmetrikus áramlás más meghajtó hatására).

Amikor a plazma a lábfejektől a hurok teteje felé emelkedik, mint mindig a kompakt fellángolás kezdeti fázisában, akkor azt kromoszférikus párologtatásként definiálják . Amikor a plazma gyorsan lehűl és a fotoszféra felé esik, kromoszférikus kondenzációnak nevezzük . Szimmetrikus áramlás is lehet mindkét hurokláb-pontról, ami tömegfelhalmozódást okozhat a hurokszerkezetben. A plazma gyorsan lehűlhet ebben a régióban (a termikus instabilitás érdekében), sötét szálai nyilvánvalóak a napkoronggal szemben, vagy kiemelkednek a Nap végtagjából .

A koronahurok élettartama másodpercek (fáklyás események esetén), percek, órák vagy napok nagyságrendje lehet. Ahol a hurok energiaforrásaiban és az elnyelőkben egyensúly van, a koronahurkok hosszú ideig tarthatnak, és stabil állapotú vagy nyugalmi koronahurkokként ismertek ( példa ).

A koronahurkok nagyon fontosak ahhoz, hogy megértsük a koronahevítés aktuális problémáját . A koronahurkok erősen sugárzó plazmaforrások, ezért könnyen megfigyelhetők olyan eszközökkel, mint a TRACE . A koronahevítés problémájának magyarázata továbbra is fennáll, mivel ezeket a struktúrákat távolról figyelik meg, ahol sok kétértelműség van jelen (azaz sugárzási hozzájárulás az LOS mentén ). In situ mérésekre van szükség, mielőtt meghatározhatnánk a végleges választ, de a koronában lévő magas plazma hőmérséklet miatt az in situ mérések jelenleg lehetetlenek. A NASA Parker Solar Probe következő küldetése nagyon szorosan közelíti meg a Napot, lehetővé téve a közvetlenebb megfigyeléseket.

Koronális ívek, amelyek összekapcsolják az ellentétes mágneses polaritású régiókat (A) és az unipoláris mágneses teret a koronális furatban (B)

Nagyszabású szerkezetek

A nagyméretű struktúrák nagyon hosszú ívek, amelyek a napkorong több mint egynegyedét beboríthatják, de kevésbé sűrű plazmát tartalmaznak, mint az aktív régiók koronahurkaiban.

Először 1968. június 8-i rakétarepülés során észlelték őket.

A korona nagyméretű szerkezete a 11 éves napciklus alatt változik és különösen egyszerűvé válik a minimális periódus alatt, amikor a Nap mágneses tere szinte hasonlít egy dipoláris konfigurációhoz (plusz egy kvadrupoláris komponenshez).

Aktív régiók összekapcsolása

Az aktív régiók összekapcsolódása olyan ívek, amelyek ellentétes mágneses tér zónáit kapcsolják össze, különböző aktív régiókban. Ezeknek a szerkezeteknek a jelentős eltérései gyakran fellángolhatnak.

Néhány ilyen jellegzetesség a sisakcsík - nagy, sapkaszerű koronaszerkezetek hosszú, hegyes csúcsokkal, amelyek általában a napfoltokat és az aktív régiókat fedik le. A koronaszegeket a lassú napszél forrásainak tekintik .

Izzóüregek

A Napdinamikai Obszervatórium által készített kép 2010. október 16-án. A Nap déli féltekéjén nagyon hosszú izzószál látható.

Az izzószálak olyan zónák, amelyek sötétnek látszanak a röntgensugarakban, és azon régiók felett vannak, ahol a Hα- szálak megfigyelhetők a kromoszférában. Először a két 1970-es rakétarepülés során figyelték meg őket, amelyek szintén koronás lyukakat észleltek .

Az izzószálak hűvösebb gázfelhők (plazma), amelyek mágneses erők által a Nap felszíne felett szuszpendálódnak. Az intenzív mágneses tér régiói sötétnek tűnnek a képeken, mert üresek a forró plazmától. Valójában a mágneses nyomás és a plazma nyomás összegének állandónak kell lennie a helioszférán mindenhol , hogy egyensúlyi konfiguráció legyen: ahol a mágneses tér nagyobb, ott a plazmának hűvösebbnek vagy kevésbé sűrűnek kell lennie. A plazma nyomást a tökéletes gáz állapotegyenletével lehet kiszámítani : ahol a részecskeszám-sűrűség , a Boltzmann-állandó és a plazma hőmérséklete. Az egyenletből kitűnik, hogy a plazma nyomás csökken, ha a plazma hőmérséklete csökken a környező régiókhoz képest, vagy amikor az intenzív mágneses tér zónája kiürül. Ugyanez a fizikai hatás a napfoltokat látszólag sötétté teszi a fotoszférában .

Fényes pontok

A fényes pontok a napkorongon található kicsi aktív régiók. A röntgen fénypontokat először 1969. április 8-án észlelték rakéta repülés közben.

A frakció a napenergia borított felület fényes pont változik a napciklus . A mágneses mező kis bipoláris régióival társulnak. Átlagos hőmérsékletük ( 1,1 E6 K ) és 3,4 E6 K között mozog . A hőmérséklet-változások gyakran korrelálnak a röntgensugárzás változásával.

Koronális lyukak

A koronális lyukak olyan sarki területek, amelyek sötétnek tűnnek a röntgensugarakban, mivel nem bocsátanak ki sok sugárzást. Ezek a Nap széles zónái, ahol a mágneses mező egypólusú és a bolygóközi tér felé nyílik. A nagy sebességű napszél főként ezekből a régiókból származik.

A koronás lyukak UV-képein gyakran láthatók néhány, a hosszúkás buborékokhoz hasonló kis szerkezetek, amint felfüggesztették őket a napszélben. Ezek a koronák . Pontosabban hosszú vékony szalagok, amelyek a Nap északi és déli pólusától kifelé nyúlnak ki.

A csendes Nap

A szoláris régiókat, amelyek nem részei az aktív régióknak, és a koronás lyukakat általában csendes Napnak nevezik .

Az Egyenlítői régió gyorsabb forgási sebességgel rendelkezik, mint a sarki zónák. A Nap differenciált forgatásának eredménye, hogy az aktív régiók mindig két sávban keletkeznek, párhuzamosan az Egyenlítővel, és kiterjesztésük növekszik a napciklus maximumának periódusaiban , miközben az egyes minimumok alatt szinte eltűnnek. Ezért a csendes Nap mindig egybeesik az Egyenlítői zónával, és felülete kevésbé aktív a napciklus maximuma alatt. Közeledik a szoláris ciklus (más néven pillangóciklus) minimumához, a csendes Nap meghosszabbítása addig növekszik, amíg az az egész korongfelületet be nem fedi, kivéve a félgömb és a pólusok néhány fényes pontját, ahol koronás lyukak vannak.

A korona változékonysága

Egy olyan változatos portrét, mint amire a koronális vonásokra már rámutattunk, a korona fő struktúráinak differenciális időkben kialakuló dinamikájának elemzése hangsúlyozza. A koronaváltozás összetettségének vizsgálata nem könnyű, mert a különböző struktúrák fejlődési ideje jelentősen változhat: másodpercektől több hónapig. Azok a régiók tipikus méretei, ahol a koronális események zajlanak, ugyanúgy változnak, mint azt a következő táblázat mutatja.

Koronális esemény Tipikus időskála Tipikus hossz-skála (Mm)
Aktív régió fellángolása , Hogy 10- 10- 000 másodperc 10–100
Röntgen fényes pont percek 1–10
Átmeneti nagyszabású szerkezetekben percektől órákig ~ 100
Átmeneti az összekötő ívekben percektől órákig ~ 100
Csendes Nap óráktól hónapokig 100- 1 000
Koronális lyuk több forgatás 100- 1 000

Fáklyák

2012. augusztus 31-én a Nap külső légkörében, a koronában lebegő hosszú napsugárzó anyag izzószála felrobbant 16: 36-kor. EDT

A fellángolások aktív régiókban játszódnak le, és a korona kis régióiból kibocsátott sugárzási fluxus hirtelen növekedése jellemzi őket. Nagyon összetett jelenségek, amelyek különböző hullámhosszakon láthatók; ezek a szolár atmoszféra több zónáját és számos fizikai, hő- és nem hőhatásokat foglalnak magukba, és néha a mágneses tér vonalak széles körű összekapcsolódását anyagkihajtással.

A fellángolások impulzív jelenségek, átlagos időtartama 15 perc, és a legenergikusabb események több órán át is tarthatnak. A fáklyák a sűrűség és a hőmérséklet nagy és gyors növekedését eredményezik.

A fehér fényben történő emisszió csak ritkán figyelhető meg: általában a kigyulladások csak extrém UV hullámhosszakon és a röntgensugarakban láthatók, jellemzően a kromoszférikus és a koronális emisszióra.

A koronában a fellángolások morfológiáját UV, lágy és kemény röntgensugarak, valamint hullámhosszak megfigyelései írják le , és nagyon összetett. Kétféle alapstruktúra különböztethető meg:

  • Kompakt fáklyák , amikor a két boltív, ahol az esemény zajlik, megőrzi morfológiáját: csak az emisszió növekedése figyelhető meg jelentős szerkezeti eltérések nélkül. A kibocsátott energia nagysága 10 22  - 10 23 J.
  • Hosszú ideig tartó fellángolások , amelyek a kiemelkedések kitörésével , a fehér fényben múló tranziensekkel és a kétszalagos fáklyákkal járnak : ebben az esetben a mágneses hurkok megváltoztatják konfigurációjukat az esemény során. Az e fellángolások során kibocsátott energiák olyan nagy arányúak, hogy elérhetik a 10 25 J-t.
Az izzószál kitör egy napkitörés során, az EUV hullámhosszán ( TRACE )

Ami az időbeli dinamikát illeti, általában három különböző fázist különböztetnek meg, amelyek időtartama nem összehasonlítható. Ezeknek az időszakoknak az időtartama az esemény megfigyeléséhez használt hullámhossz-tartománytól függ:

  • A kezdeti impulzív fázis , amelynek időtartama percek nagyságrendű, erős energia-kibocsátás gyakran megfigyelhető még a mikrohullámokban, az EUV hullámhosszain és a kemény röntgensugárzás frekvenciáin is.
  • Maximális fázis
  • Bomlási szakasz , amely több órán át is tarthat.

Néha megfigyelhető a fellángolást megelőző fázis is, amelyet általában "lángolás előtti" fázisnak neveznek.

Átmenetek

Kísérő napkitörések vagy nagy napenergia prominences , „koronális tranziens” (más néven Koronakidobódás ) néha megjelent. Hatalmas koronás anyaghurkok, amelyek óránként több mint egymillió kilométer / órával haladnak kifelé a Naptól, és nagyjából tízszer annyi energiát tartalmaznak, mint az őket kísérő napkitörés vagy kiemelkedés. Néhány nagyobb kidobás százmillió tonna anyagot képes az űrbe hajtani , nagyjából 1,5 millió kilométeres sebességgel óránként.

Csillagkoronák

A koronális csillagok mindenütt jelen vannak a csillagok között a Hertzsprung – Russell diagram hűvös felében . Ezek a koronák röntgen-teleszkópok segítségével detektálhatók . Néhány csillagkorona, különösen fiatal csillagokban, sokkal fényesebb, mint a Napé. Például az FK Comae Berenices a változó csillag FK Com osztályának prototípusa . Ezek G és K spektrális típusú óriások, szokatlanul gyors forgással és extrém aktivitás jeleivel. Röntgenkoronáik a legvilágosabbak ( L x ≥ 10 32 erg · s −1 vagy 10 25 W) és a legmelegebbek, domináns hőmérsékletük legfeljebb 40 MK.

Giuseppe Vaiana és csoportja által az Einstein Obszervatóriummal tervezett csillagászati ​​megfigyelések azt mutatták, hogy az F-, G-, K- és M-csillagok kromoszférájúak és gyakran koronák, hasonlóan a mi Napunkhoz. Az OB csillagok , amelyek nem rendelkeznek felületi konvekciós zónákkal, erős röntgensugárzással rendelkeznek. Ezeknek a csillagoknak azonban nincsenek koronáik, de a külső csillag burkok sokk közben bocsátják ki ezt a sugárzást a gyorsan mozgó gázfoltok hőstabilitása miatt. Az A-csillagoknak nincsenek konvekciós zónái, de nem bocsátanak ki az UV- és a röntgensugárzás hullámhosszán. Így úgy tűnik, hogy nincsenek sem kromoszférájuk, sem koronájuk.

A korona fizikája

Ez a kép, amelyet Hinode készített 2007. január 12-én, a korona filamentális jellegét tárja fel.

A szolár légkör külső részén lévő anyag plazma állapotban van , nagyon magas hőmérsékleten (néhány millió kelvin) és nagyon alacsony sűrűségben (10 15 részecske / m 3 nagyságrendű ). A plazma meghatározása szerint kvázi semleges részecskegyüttes, amely kollektív viselkedést mutat.

Az összetétel hasonló a Nap belsejében találhatóhoz, főleg hidrogénnel, de sokkal nagyobb ionizációval rendelkezik, mint a fotoszférában. A nehezebb fémek, például a vas, részben ionizálódnak, és elveszítik a külső elektronok nagy részét. Egy kémiai elem ionizációs állapota szigorúan a hőmérséklettől függ, és a legalacsonyabb atmoszférában a Saha-egyenlet szabályozza , de az optikailag vékony koronában az ütközési egyensúly. Történelmileg az erősen ionizált vasállapotokból kibocsátott spektrális vonalak jelenléte lehetővé tette a koronaplazma magas hőmérsékletének meghatározását, feltárva, hogy a korona sokkal melegebb, mint a kromoszféra belső rétege.

A korona úgy viselkedik, mint egy nagyon forró, de ugyanakkor nagyon könnyű gáz: a koronában a nyomás az aktív régiókban általában csak 0,1–0,6 Pa, míg a Földön a légköri nyomás körülbelül 100 kPa, körülbelül egymilliószoros magasabb, mint a napfelszínen. Ez azonban nem megfelelő gáz, mert töltött sebességű részecskékből, alapvetően protonokból és elektronokból áll, amelyek különböző sebességgel mozognak. Feltételezve, hogy ugyanaz a kinetikus energia átlagosan (az egyenletes elosztásban tétel ), az elektronok tömege nagyjából 1 800 -szor kisebb, mint a proton, ezért szerezhet több sebesség. A fémionok mindig lassabbak. Ennek a ténynek releváns fizikai következményei vannak vagy a sugárzási folyamatokra (amelyek nagyon különböznek a fotoszférikus sugárzási folyamatoktól), vagy a hővezetésre. Ezenkívül az elektromos töltések jelenléte elektromos áramok és nagy mágneses mezők létrehozását indukálja. A magnetohidrodinamikai hullámok (MHD hullámok) is továbbterjedhetnek ebben a plazmában, még akkor is, ha még mindig nem világos, hogyan továbbíthatók vagy keletkezhetnek a koronában.

Sugárzás

A korona elsősorban a röntgensugarakban bocsát ki sugárzást, csak az űrből figyelhető meg.

A plazma átlátszó a saját és az alulról érkező sugárzással szemben, ezért azt mondjuk, hogy optikailag vékony . A gáz valójában nagyon ritkán fordul elő, és a foton átlagos szabad útja messze felülmúlja az összes többi hosszúsági skálát, beleértve a koronadarabok tipikus méretét is.

Különböző sugárzási folyamatok zajlanak le az emisszióban, a plazma részecskék közötti bináris ütközések miatt, miközben a fotonokkal való kölcsönhatások alulról érkeznek; nagyon ritkák. Mivel az emisszió az ionok és az elektronok ütközése miatt következik be, az egységnyi térfogatból az időegységben kibocsátott energia arányos az egységnyi térfogatú részecskék négyzetszámával, pontosabban az elektron sűrűségének és a proton sűrűségének szorzatával. .

Hővezetés

A STEREO-ból 2006. december 4-én készített szélsőséges ultraibolya képek mozaikja . Ezek a hamis színes képek a Nap légkörét mutatják be különböző hőmérsékleti tartományokban. Balra fentről óramutató járásával megegyező irányban: 1 millió ° C (171 Å-kék), 1,5 millió ° C ( 195 Å-zöld ), 60 000 - 80 000 ° C (304 Å-piros) és 2,5 millió ° C (286 Å— sárga).
STEREO  - Az első képek lassú animációként

A koronában a hővezetés a külső melegebb légkörből a belső hűvösebb rétegek felé történik. A hő diffúziós folyamatáért felelősek az elektronok, amelyek sokkal könnyebbek, mint az ionok, és gyorsabban mozognak, amint azt a fentiekben kifejtettük.

Ha mágneses tér van, akkor a plazma hővezető képessége a merőleges irány helyett inkább a mező vonalaival párhuzamos irányban növekszik. A mágneses mezőre merőleges irányban mozgó töltött részecske a Lorentz-erőnek van kitéve, amely normális a sebesség és a mágneses mező által individualizált síkra. Ez az erő meghajlítja a részecske útját. Általánosságban, mivel a részecskéknek a mágneses tér vonala mentén is van sebességkomponensük, a Lorentz-erő arra kényszeríti őket, hogy a ciklotron frekvenciáján spirálok mentén hajlítsanak és mozogjanak a mező vonalai körül .

Ha a részecskék közötti ütközések nagyon gyakoriak, akkor minden irányban szétszóródnak. Ez a fotoszférában történik, ahol a plazma mozgásában hordozza a mágneses teret. A koronában éppen ellenkezőleg, az elektronok átlagos szabad útja kilométer nagyságrendű és ennél is nagyobb, ezért minden elektron helikoid mozgást végezhet jóval azelőtt, hogy ütközés után szétszóródna. Ezért a hőátadás a mágneses mező vonalai mentén fokozódik és merőleges irányban gátolt.

A mágneses mezővel hosszanti irányban a korona hővezető képessége

hol van a Boltzmann-állandó , a hőmérséklet kelvinben, az elektron tömege, az elektron elektromos töltése,

a Coulomb-logaritmus, és

a Debye hossza a plazma részecske sűrűsége . A Coulomb-logaritmus a koronában nagyjából 20, közepes hőmérséklete 1 MK, sűrűsége 10 15 részecske / m 3 , és körülbelül 10 a kromoszférában, ahol a hőmérséklet körülbelül 10 kK, és a részecskesűrűség kb. 10 18 részecske / m 3 , és a gyakorlatban állandónak tekinthető.

Innen, ha egy térfogategység hőjével J m −3-ban kifejezve jelezzük, a hőátadás Fourier-egyenlete, amelyet csak a terepi vonal irányában kell kiszámítani ,

.

A numerikus számítások azt mutatták, hogy a korona hővezető képessége összehasonlítható a rézével.

Koronális szeizmológia

A koronaszeizmológia egy új módszer a napkorona plazmájának tanulmányozására magnetohidrodinamikai (MHD) hullámok alkalmazásával. A magnetohidrodinamika az elektromosan vezető folyadékok dinamikáját tanulmányozza - ebben az esetben a folyadék a koronaplazma. Filozófiailag a koronális szeizmológia hasonló a Föld szeizmológiájához , a Nap helioseismológiájához és a laboratóriumi plazmaeszközök MHD spektroszkópiájához. Mindezen megközelítésekben különféle hullámokat használnak a közeg szondázására. A koronaszeizmológia potenciálját a koronamágneses tér, a sűrűségskála magasságának , a finom szerkezetnek és a melegedésnek a becslésében különböző kutatócsoportok bizonyították.

Koronális fűtési probléma

Megoldatlan probléma a fizikában :

Miért olyan forró a Nap koronája, mint a Nap felszíne?

Egy új megjelenítési technika adhat nyomokat a koronahevítés problémájához.

A koronahevítés problémája a napfizikában arra a kérdésre vonatkozik, hogy a Nap koronájának hőmérséklete miért több millió kelvinnel magasabb, mint a felszíné. Számos elméletet javasoltak ennek a jelenségnek a magyarázatára, de még mindig nehéz meghatározni, hogy melyik helyes. A probléma először akkor merült fel, amikor Bengt Edlen és Walter Grotrian azonosította a Fe IX és Ca XIV vonalakat a napspektrumban. Ez arra a felfedezésre vezetett, hogy a napfogyatkozás során látott emissziós vonalakat nem egy ismeretlen, koroniumnak nevezett elem, hanem az ionizáció nagyon magas szakaszában ismert elemek okozzák . A koronális és a 6 000 K fotoszférikus hőmérséklet összehasonlítása felveti a kérdést, hogy miként lehet fenntartani a 200-szor melegebb koronahőmérsékletet. A probléma elsősorban azzal kapcsolatos, hogy az energia hogyan szállul fel a koronába, majd néhány napsugár alatt hővé alakul.

A magas hőmérsékletekhez energiát kell vezetni a napelem belsejéből a koronába nem termikus folyamatok révén, mert a termodinamika második törvénye megakadályozza, hogy a hő közvetlenül a nap fotoszférájából (felületéről) áramoljon, amely körülbelül 5 800 K hőmérsékleten van . sokkal forróbb korona körülbelül 1–3 MK-nál (a korona egyes részei akár a 10 MK-t is elérhetik ).

A fotoszféra és a korona között az a vékony régió, amelyen keresztül a hőmérséklet emelkedik, átmeneti régióként ismert . Csak tíz-száz kilométer vastagságú. Az energia nem vihető át a hűvösebb fotoszférából a koronába hagyományos hőátadással, mivel ez sértené a termodinamika második törvényét . Ennek analógiája egy villanykörte lenne, amely az üvegfelületénél nagyobbra emelné a körülvevő levegő hőmérsékletét. Ezért a korona felmelegítésében valamilyen másfajta energiaátadási módot kell bevonni.

A napkorona felmelegítéséhez szükséges teljesítmény mennyisége könnyen kiszámítható a koronák sugárzási veszteségei és a kromoszféra felé vezető hővezetéssel történő átmelegedés közötti különbségként az átmeneti régión keresztül. Ez körülbelül 1 kilowatt minden négyzetmétere felülete a Nap kromoszféráját vagy 1/ 40 000 , a fény mennyiségét energia elillan, a Nap

Számos koronális fűtési elméletet javasoltak, de két elmélet maradt a legvalószínűbb jelölt: hullámfűtés és mágneses újracsatlakozás (vagy nanoflare ). Az elmúlt 50 év nagy részében egyik elmélet sem tudta figyelembe venni a szélsőséges koronahőmérsékletet.

2012-ben a nagy felbontású (<0,2 ″) lágy röntgenképek a nagy felbontású koronális képalkotóval egy hangzó rakéta fedélzetén szigorúan feltekert fonatokat tártak fel a koronában. Feltételezik, hogy a zsinórok újbóli összekapcsolása és kibontása az aktív napkorona legfeljebb 4 millió kelvin hőmérsékletre történő fűtésének elsődleges forrása lehet. A nyugalmi korona fő hőforrását (kb. 1,5 millió kelvin) feltételezzük, hogy MHD hullámokból származik .

A NASA Parker Solar Probe küldetésének célja, hogy megközelítse a Napot körülbelül 9,5 napsugár távolságra, hogy megvizsgálja a koronahevülést és a napszél eredetét. 2018. augusztus 12-én sikeresen elindították, és befejezte az első néhányat a Nap tervezett közel 20 megközelítéséből.

Versenyző fűtési mechanizmusok
Fűtési modellek
Hidrodinamikus Mágneses
  • Nincs mágneses mező
  • Lassan forgó csillagok
DC ( újracsatlakozás ) AC ( hullámok )
  • B-mező feszültségek
  • Újracsatlakozási események
  • Flares - nanoflares
  • Egységes fűtési sebesség
  • A fotoszférikus lábfej keveredése
  • MHD hullám terjedése
  • Magas Alfvén hullámfluxus
  • Nem egységes fűtési arányok
Versenyző elméletek

Hullámfűtés elmélete

Az Évry Schatzman által 1949-ben javasolt hullámfűtési elmélet azt javasolja, hogy a hullámok energiát szállítsanak a nap belsejéből a nap kromoszférájába és a koronába. A Nap plazmából áll, nem pedig közönséges gázból, ezért többféle hullámot támogat, hasonlóan a levegőben lévő hanghullámokhoz . A legfontosabb hullámtípusok a magneto-akusztikus hullámok és az Alfvén hullámok . A magneto-akusztikus hullámok olyan hanghullámok, amelyeket mágneses mező jelenléte módosított, az Alfvén-hullámok pedig hasonlóak az ultra alacsony frekvenciájú rádióhullámokhoz , amelyeket a plazmában lévő anyaggal kölcsönhatásban módosítottak . Mindkét hullámtípus a granulálás és a szupergranuláció turbulenciájával indítható el a napfényszférában, és mindkét hullámtípus bizonyos távolságra képes energiát hordozni a nap atmoszférájában, mielőtt sokkhullámokká válnának , amelyek energiájukat hővé oszlatják el.

A hullámfűtés egyik problémája a hő megfelelő helyre juttatása. A magneto-akusztikus hullámok nem képesek elegendő energiát felfelé vinni a kromoszférán keresztül a koronáig, mind a kromoszférában jelenlévő alacsony nyomás miatt, mind pedig azért, mert hajlamosak visszaverődni a fotoszférába. Az Alfvén-hullámok elegendő energiát képesek hordozni, de nem oszlik el elég gyorsan ezt az energiát, miután belépnek a koronába. A plazmában lévő hullámokat köztudottan nehéz megérteni és analitikusan leírni, de a Thomas Bogdan és munkatársai által 2003-ban elvégzett számítógépes szimulációk úgy tűnik, hogy azt mutatják, hogy az Alfvén-hullámok a korona tövében más hullámmódokba transzformálódhatnak, olyan utat biztosítva, amely képes nagy mennyiségű energiát visz a fotoszférából a kromoszférán és az átmeneti régión keresztül, végül a koronába, ahol hőként eloszlatja azt.

A hullámfűtés másik problémája az volt, hogy az 1990-es évek végéig nem volt semmilyen közvetlen bizonyíték a napkoronán keresztül terjedő hullámokról. Az első közvetlen megfigyelést a napkoronába kerülő és a napkoronán terjedő hullámok 1997-ben végezték el a Nap- és Helioszférikus Obszervatórium űrhordozó napszemélyzetével , amely az első olyan platform, amely képes hosszú időn keresztül megfigyelni a Napot az ultraibolya fényben (EUV) a stabil fotometria . Ezek voltak magneto-akusztikus hullámok gyakorisága körülbelül 1 millihertz (mHz, megfelel egy 1 000 második hullám időszak), hogy végezze csak mintegy 10% a szükséges energia a hő a Corona. Számos megfigyelés létezik a lokalizált hullámjelenségekről, például a napkitörések által indított Alfvén-hullámokról, de ezek az események átmeneti jellegűek és nem magyarázzák az egyenletes koronahőt.

Egyelőre nem tudni pontosan, mennyi hullámenergia áll rendelkezésre a korona fűtésére. A TRACE űrhajó adatainak felhasználásával 2004-ben közzétett eredmények azt jelzik, hogy a Nap légkörében 100 mHz-es (10 másodperces periódus) frekvencián hullámok vannak . A különféle ionok hőmérsékletének mérése a napszélben a SOHO fedélzetén lévő UVCS műszerrel erős közvetett bizonyítékot szolgáltat arra vonatkozóan, hogy 200 Hz-es frekvencián is vannak hullámok , jóval az emberi hallás tartományába. Ezeket a hullámokat normális körülmények között nagyon nehéz felismerni, de a napfogyatkozás során a Williams College csapatai által gyűjtött bizonyítékok arra utalnak, hogy az ilyen hullámok 1-10 Hz tartományban vannak.

A közelmúltban Alfvénic-mozgásokat találtak az alacsonyabb Nap-atmoszférában és a csendes Napban, a koronás lyukakban és az aktív régiókban AIA-val végzett megfigyelések segítségével a Solar Dynamics Observatory fedélzetén . Ezeknek az Alfvénic-rezgéseknek jelentős erejük van, és úgy tűnik, hogy kapcsolódnak a kromoszférikus Alfvénic-rezgésekhez, amelyeket korábban a Hinode űrhajóval jelentettek .

A napszél megfigyelései a Wind űrhajóval nemrégiben bizonyítékokat támasztottak alá az Alfvén-ciklotron disszipáció elméleteinek alátámasztására, amely helyi ionfűtéshez vezetett.

Mágneses újrakapcsolódás elmélete

Aktív régió ívezése a Solar Dynamics Obszervatórium által

A mágneses újrakapcsolódás elmélete a nap mágneses mezőjére támaszkodva indukálja az elektromos áramokat a nap koronájában. Az áramok ekkor hirtelen összeomlanak, energiát szabadítanak fel, mint hő- és hullámenergiát a koronában. Ezt a folyamatot "újracsatlakozásnak" nevezik, mivel a mágneses mezők viselkednek a plazmában (vagy bármilyen elektromosan vezető folyadékban, például higanyban vagy tengervízben ). A plazmában a mágneses mező vonalai általában egyes anyagdarabokhoz vannak kötve, így a mágneses mező topológiája ugyanaz marad: ha egy adott északi és déli mágneses pólust egyetlen mező vonala köt össze, akkor akkor is, ha a plazma keverés közben, vagy ha a mágneseket mozgatják, az a mezővonal továbbra is összeköti az adott pólusokat. A kapcsolatot a plazmában indukált elektromos áramok tartják fenn. Bizonyos körülmények között az elektromos áram összeomolhat, lehetővé téve a mágneses mező "újracsatlakozását" más mágneses pólusokhoz, és hő- és hullámenergia felszabadítását a folyamat során.

A feltételezések szerint a mágneses újrakapcsolódás a napkitörések mögött álló mechanizmus, amely a Naprendszer legnagyobb robbanása. Továbbá az a Nap felszíne borítja millió kis mágnesezett régiók 50- 1 000 km fölött. Ezeket a kis mágneses pólusokat az állandó granulálással pufferolják és felaprítják. A napkoronában lévő mágneses mezőnek szinte állandó újrakapcsolódáson kell átesnie, hogy megfeleljen ennek a "mágneses szőnyegnek" a mozgása, így az újracsatlakozás által felszabadított energia természetes jelölt a koronahőre, talán "különféle módon elérhető" mikroflaresek sorozataként. nagyon kevés energia, de együttesen számolja el a szükséges energiát.

Eugene Parker az 1980-as években vetette fel azt az elképzelést, hogy a nanoflaresek felmelegíthetik a koronát, de még mindig ellentmondásos. Különösen az ultraibolya teleszkópok, például a TRACE és a SOHO / EIT képesek megfigyelni az egyes mikrolángokat kicsi fényként az extrém ultraibolya fényben, de úgy tűnik, hogy ezekből az apró eseményekből túl kevés van a koronába felszabaduló energia elszámolásához. A nem elszámolt további energiát felveheti hullámenergia, vagy fokozatos mágneses újracsatlakozás, amely simábban engedi fel az energiát, mint a mikrolángok, és ezért nem jelenik meg jól a TRACE- adatokban. A mikrohullám hipotézisének variációi más mechanizmusokat alkalmaznak a mágneses mező hangsúlyozására vagy az energia felszabadítására, és 2005-ben aktív kutatások tárgyát képezik.

Tüskék (II. Típus)

Évtizedekig a kutatók úgy gondolták, hogy a spiculák hőt juttathatnak a koronába. Az 1980-as évek megfigyelési kutatásait követően azonban kiderült, hogy a spicule plazma nem érte el a koronahőmérsékletet, ezért az elméletet elvetették.

Mivel a per végzett vizsgálatok 2010-ben a National Center for Atmospheric Research in Colorado , együttműködve a Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL), valamint az Intézet Elméleti Astrophysics a University of Oslo , egy új osztályát tüskék (Type II) 2007-ben felfedezett, gyorsabban (akár 100 km / s) haladó és rövidebb élettartammal számolhatnak a problémával. Ezek a sugárok melegített plazmát juttatnak a Nap külső légkörébe.

Így ezentúl a Korona sokkal nagyobb megértése és a Nap finom hatásának ismerete a Föld felső légkörére várható. A NASA nemrégiben elindított Napdinamikai Obszervatóriumának légköri képalkotó közgyűlése és a japán Hinode műholdon a NASA napelemes optikai teleszkópjának fókuszsík-csomagja, amelyet ennek a hipotézisnek a tesztelésére használtak. Az újabb eszközök nagy térbeli és időbeli felbontása feltárja ezt a koronatömeg-ellátást.

Ezek a megfigyelések egymással összefüggést tárnak fel milliókra hevített plazma és az ezt a plazmát a koronába behelyező spiculák között.

Lásd még

Hivatkozások

További irodalom

Külső linkek