Babcock malli

Babcock-malli  on fenomenologinen fysikaalinen malli, joka kuvaa kvalitatiivisesti havaittua kuvaa Auringon pinnalla olevien magneettikenttien ja auringonpilkkujen syklisestä kehityksestä .

Sen ehdotti vuonna 1961 [1] amerikkalainen tähtitieteilijä H. W. Babcock , ja se on seuraava.

• Auringon magneettikenttä on 22-vuotisen syklin alussa dipolin muotoinen, jonka akseli on suunnattu pitkin auringon pyörimisakselia.
• Voimakentän linjat ovat liikkumattomia suhteessa erittäin johtavaan aurinkoplasmaan ("jäätynyt" siihen).
• Auringon kierto on differentiaalista : esimerkiksi nopeus päiväntasaajalla on 20 % suurempi kuin navoilla (yksi synodinen kierros päiväntasaajalla tapahtuu noin 27 päivässä). Tämä Auringon pyörimisen ominaisuus ja kenttälinjojen "jäätyminen" johtavat siihen, että pyörimisen edetessä kenttäviivat, jotka oli alun perin suunnattu pituuspiiriä pitkin, kiertyvät leveyssuunnassa.
• Tässä tapauksessa kenttä lisää intensiteettiään ja magneettinen kelluvuus nostaa magneettikenttäputket auringon pinnalle. Kun nämä putket kohoavat fotosfäärin pinnan yläpuolelle, siihen muodostuu kaksinapaisia ​​alueita.
• Konvektion vaimenemisen vuoksi kehittyvien voimakkaiden magneettikenttien alueella näiden alueiden lämpötila ja kirkkaus laskevat. Näin muodostuu auringonpilkkuja, jotka näyttävät tummilta fotosfäärin kirkkaammalla pinnalla.
• Kaksinapaisen alueen pääpisteellä (lännessä) on sama polariteetti kuin yleisellä dipolimagneettikentällä tietyllä pallonpuoliskolla, hännän (idässä) pisteellä on päinvastainen polariteetti.
• Kaksinapaisten alueiden päätäplät siirtyvät pääasiassa päiväntasaajaa kohti, näiden auringonpilkkujen magneettikentät ovat vastakkaisia ​​eri pallonpuoliskoilla ja tuhoutuvat päiväntasaajan lähellä.
• Häntäpisteet liikkuvat kohti vastaavien pallonpuoliskojen napoja. Koska niiden polariteetti on päinvastainen napa lähellä olevan kentän napaisuuden kanssa, Auringon kokonaisdipolimomentti pienenee.
• Auringonpilkkujen muodostumis- ja liikeprosessi jatkuu, kunnes auringon dipolin polariteetti on käänteinen. Tämän muutoksen sykli kestää noin 11 vuotta. Toisen 11 vuoden kuluttua, 22 vuoden syklin lopussa, dipolikenttä palaa alkuperäiseen tilaansa.
• Pistemagneettikentät lähellä päiväntasaajaa heikkenevät ajoittain, koronaplasmaa virtaa sisään, mikä lisää sisäistä painetta ja muodostaa "magneettisen kuplan", joka voi räjähtää ja aiheuttaa koronaalimassan ulostyöntymisen muodostaen koronareiän , jossa magneettikenttäviivat ovat avautua avaruuteen. Tällaiset ejectat ovat nopean aurinkotuulen lähde .
• Magneettikenttien uudelleenkytkennät johtavat niiden energian muuntamiseen plasman lämpöenergiaksi ja aiheuttavat säteilyä kaukaisella ultravioletti- ja röntgenalueella .

Myöhemmin Babcock-mallin kehitti amerikkalainen astrofyysikko R. Leighton ( eng.  Robert B. Leighton ) - hänen ehdottamaansa mallia kutsutaan usein "Babcock-Leighton-malliksi". Toisin kuin Babcock, joka tyytyi rakentamaan puhtaasti kvalitatiivista mallia, Layton loi puolikvantitatiivisen mallin auringon aktiivisuussyklistä, joka perustui todellisten Auringon havaintojen tietoihin, mutta käytti myös magnetohydrodynamiikan yhtälöiden ratkaisua . Toisin kuin Babcock-malli, Layton-malli ottaa huomioon Auringon eri leveysasteilla olevien aktiivisten prosessien välisen yhteyden, siinä oleva magneettikenttä ei ole koskaan puhtaasti poloidinen (eli meridionaalisuunnassa suunnattu) ja täplän muodostumisvyöhyke ei pelkästään siirtyy kohti päiväntasaajaa, mutta myös laajenee kurssin 11 vuoden syklin myötä. Lopuksi, Leighton-malli ei vaadi magneettisten voimaputkien käyttöönottoa.

Muistiinpanot

1. ↑ Babcock, HW Auringon magneettikentän topologia ja 22 vuoden sykli  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1961. - Voi. 133 , nro. 2 . - s. 572-587 . - doi : 10.1086/147060 .

Katso myös

• aurinkodynamo

Kirjallisuus

• Pappi E.R. Auringon magnetohydrodynamiikka. - M .: Mir, 1985.

Linkit

• Auringon aktiivisuus  (linkki ei käytettävissä)