NATURA PĂȚILOR SUN. DOMENII ACTIVE LA SUN. supergranulație
Pentru a înțelege natura fizică a proceselor care au loc la soare, este important să se stabilească cauza pete de temperatură mai scăzută în comparație cu fenomenele magnetice rol fotosfera în dezvoltarea lor și ani activitatea solară ciclică existența și mecanismul 11 (22).
Tabelul 6. Modelul spațiului solar de către Mishar (1953). În fiecare coloană dublă, prima se referă la fotosferă, cea de-a doua la fața locului. Presiunea este exprimată în dynes / cm2. Valorile incerte sunt plasate în paranteze. Argumentul ales este adâncimea optică la.
Temperatura petelor, așa cum sa spus mai sus, este mult mai scăzută decât temperatura fotosferei, ceea ce este confirmat de întunericul lor relativ și de un grad mult mai mic de ionizare și excitație, după cum rezultă din spectrele lor. Reducerea numărului de electroni în pete cauzează scăderea opacității materialului solar (în primul rând datorită unei scăderi puternice a numărului de ioni). Astfel, în pete, "privim" în adâncimi geometrice mai mari decât în fotosferă. Cu toate acestea, aceste adâncimi sunt încă nesemnificative, după cum se poate observa din tabelul 6.
Astfel, luând în considerare efectul Wilson, fața vizibilă poate fi asemănătoare cu o placă superficială. Este foarte dificil să urmăriți lovitura locului în adâncime, deoarece depinde de distribuția câmpului magnetic cu adâncimea. Într-adevăr, așa cum se poate observa din tabelul 6, presiunea la același nivel în loc este de aproximativ din / cm2 (aproximativ 0,2 atm) mai mică decât în fotosfera vecină. Echilibrul poate fi menținut numai cu o presiune suplimentară, care este creată de câmpul magnetic [cf. §2, formula (2.26)]. Presiunea este egală și această valoare va fi egală cu dyn / cm2, dacă. Doar un astfel de câmp magnetic este de obicei pentru nivelul superior al petelor. Următoarele caracteristici numerice sunt tipice pentru mediul solar:
Având în vedere scara largă a mișcărilor în fotosfera solară și sub ea, amortizarea câmpurilor magnetice pe Soare se realizează extrem de încet (sunt necesari sute de ani). Din acest motiv, regiunile active ale Soarelui au o existență îndelungată, iar câmpurile magnetice se scufundă în adâncurile fotosferei, apoi plutesc pe suprafața sa. Aproape de suprafață, în cazul în care densitatea substanței devine mică, condiția egalității energia cinetică și energia câmpului magnetic este perturbată în favoarea celor din urmă, și convecție este puternic suprimată, între curenții normale de convecție transporta căldură cu ei. În plus, la nivelul subpotosferic al petelor, fluxul de căldură convectivă din periferie este de asemenea interzis, deoarece curge pe linii magnetice de forță. Lipsa convecției este cauza temperaturii scăzute a petelor. Totuși, acesta nu este singurul motiv. De asemenea, este posibilă îndepărtarea căldurii din umbra prin unde magnetohidrodinamice.
câmp magnetic legat de soare, aparent, cu existența unor mișcări mari care circulă în zona de convectie lung existente la o adâncime de mai multe zeci de mii de kilometri care rezultă din rotația inhomogeneity solare. Circulantă în plasmă generează vârtejuri magnetice, iar când vin la suprafață, atunci există grupuri bipolare, simple sau complexe, a căror expresie sunt pete vizibile (Fig. 40). În același timp, există multe astfel de vartecuri pe Soare pe diferite meridiane. Probabil în timpul ciclului se îndreaptă spre ecuator, în timp ce noi vârfuri se naște la poli și vin să înlocuiască cele vechi. Firește, direcția vîrtejurilor este diferită în ambele emisfere. Viteza cu care edițiile mari coboară spre ecuator determină durata ciclului de activitate solar.
Ciclul de 22 de ani rămâne neclar. Desigur, liniile câmpului magnetic se extind mult dincolo de suprafața Soarelui, în cromosferă și coroană, dar trebuie să fie purtate de anumite mase de materie. Vom vedea în continuare semnele de interferență a forțelor magnetice în procesele cromosferice și coronale.
Fig. 40. Regiuni magnetice de pe Soare (diagrama)
Câmpurile magnetice mici, cum ar fi cele care există la periferia locurilor, în loc de a suprima convecția, îl întăresc. Acest lucru se datorează faptului că un câmp slab, nereușind să prevină convecția viguroasă suprimă turbulențe relativ slabe și, astfel, reduce vâscozitatea gazului care accelerează mișcările convective. Mergând în straturile superioare ale fotosfera, excesul de căldură prin convecție se încălzește fluxul de gaz, și, prin urmare, petele sunt observate în jurul torțele și deasupra torțe - floculare, calciul și hidrogenul. floc calciu Border definește întreaga graniță a regiunii active, a flocculas hidrogen aglomerat mai aproape de locul - unde câmpul magnetic este oarecum mai puternic: 10-15 E. Este posibil ca o formă de buclă „bombat“ liniilor de câmp magnetic (Figura 41.) Definește promovarea gazului fluxuri (de-a lungul liniilor de forță), care este în concordanță cu cea observată cu ajutorul vitezei radiale a substanței fenomenului de scurgere în plasturi la mare altitudine.
Fig. 41. Producția unui câmp magnetic pe suprafața Soarelui (schema)
Cu toate regiunile inactive ale câmpului magnetic al Soarelui are o rezistență de 1-2 Oe, în unele locuri, de dimensiuni mici, se poate ajunge la 100 E. În aceleași locuri din fotosfera observate în timp ce noduri mici luminoase.
Mai mare decât temperatura mediului ambiant, împreună cu câmpul magnetic generează un avantaj de presiune asupra mediului înconjurător, astfel încât nodul trebuie să disipeze rapid, iar pe toata durata existenței sale necesită afluxul de gaz din exterior, care poate fi efectuată, dacă baza nod presiune mai rece și inferioară fotosfera decât în mediul înconjurător.
O imagine mai detaliată a mișcărilor orizontale la diferite niveluri ale atmosferei solare în legătură cu structura fină a câmpurilor magnetice da spektrogeliograficheskie metoda observației Leighton modificată. Această metodă constă în faptul că pe scară largă spektrogeliograficheskie primesc simultan imagini fără pete razelor solare în porțiunea scurtă și o aripă lungime de undă lungă a unei linii spectrale dată. (. 47) După cum sa menționat mai sus, departe de linia de centru, observăm straturile profunde ale atmosferei solare, în timp ce dreapta și stânga aripile de linii corespund într-un caz, de preferință, se apropie, iar în celelalte - masele de gaz recesive. Comparația ambelor spectroheliograme relevă pe suprafața fluxului Soarelui, care se deplasează spre și de la observator. Sa dovedit că acestea sunt localizate într-un diametru celular de aproximativ 30 mii. Kilometers, astfel încât în fiecare celulă există o mișcare sistematică a maselor de gaz de la centru către periferie. Aceste celule se numesc supergranule. Ele sunt mult mai durabile decât granulele convenționale - durata lor medie de viață este de 40 de ore. Ele au o formă unghiulară, asemănătoare cu poligoanele.
Supergranularea reflectă fenomenul de convecție a Soarelui pe o scară mult mai mare decât granularea, capturând nu numai suprafețe mari, ci și adâncimi mari. În condițiile de observare (în aripile diferitelor linii), este posibilă urmărirea acestei convecții numai în straturile superioare ale fotosferei solare. Observată pe spectroheliograme, grila de ochiuri se referă deja la cromosfera superioară și nu coincide cu grila supergranulării. Dimpotrivă, fenomenul de granule observat în lumină integrală se referă la adâncimi puțin mai mari decât regiunile observate de super-granulare. Dar distribuția de viteze în supergranules, și pentru a studia mișcarea granulelor individuale ale tuturor mișcărilor de plasma solară du-te la supergranules frontiere, care transportă cu ea câmpul magnetic. Aici, întâlnindu-se cu un flux similar de supergranule vecine, plasma devine profundă, ceea ce asigură circulația constantă. Un câmp magnetic este astfel (deoarece are loc mișcarea de plasmă de-a lungul liniilor de câmp), iar aici tensiunea atinge valori de cateva zeci sau chiar sute de Oe, și chiar și în colțurile celulelor la 1.5-2,000. Oe, așa cum se vede din observația efectul Zeeman. Astfel, fiecare supergranule are o barieră magnetică limitatoare și de protecție. Dar, în afară de această limită supergranules are o temperatură mai mare decât centrul său, aproximativ 2-4%, ceea ce ar trebui să crească luminozitatea acestor linii spectrale care sunt amplificate în pete, de ex., E. line scăzut de excitație. Creșterea luminozității în linii indică o scădere a numărului de atomi de absorbție, care în acest caz se datorează unei creșteri a excitației sau ionizării.
Se presupune că, în adâncimea fotosferei, super granulele se unesc parțial, deoarece, cu excepția unghiurilor celulare, pereții supergranulelor reprezintă o barieră magnetică destul de slabă, cu o densitate crescătoare de gaze.
Efectul structurii de super-granulare se extinde mai sus. În observațiile din apropierea marginii solare, supergranulele coincid cu celulele tortelor. Aici, în fotosferă, numai în acest caz se poate vedea supergranularea. Dimpotrivă, în supergranulație cromosfera dovedește că floc nete, care vorbește în mod clar la spectroheliograms în razele Căii C. Această grilă este vizibil pe fotografia trans-atmosferic a soarelui în razele ultraviolete ale liniilor listate la pag. 72, care radiază peste cromosfera în stratul de tranziție, dar dispare în liniile coronale de lumină, cum ar fi liniile. Trebuie să se creadă că câmpurile magnetice ale super-granulelor care le înconjoară se extind până acum. Numai la altitudini coronale, ele dobândesc o formă de linii magnetice comandate se extind radial, definind canalele prin care se deplasează electronii termoconductoare. mișcarea lor este astfel constrâns, conductivitatea termică a stratului de tranziție scade grosimea acestuia devine mai mare decât în absența câmpului. Desigur, tot ceea ce se spune se aplică la cromosfera calmă și la coroană.