Nanowlashes

Nanoflares ( eng.  Nanoflares ) - pieniä satunnaisia ​​kuumenemistapauksia, joita esiintyy auringon koronassa , Auringon ilmakehän ulkoosassa .

Hypoteesin, että mikrosäihdyt voivat selittää koronan kuumenemisen, ehdotti ensin Thomas Gold [2] ja sen kehitti sitten Eugene Parker . [3]

Parkerin mukaan nanoflare tapahtuu, kun magneettiset linjat kytketään uudelleen , kun taas osa auringon magneettikentän energiasta muunnetaan plasman liikkeen energiaksi . Plasman liikettä (edustettu nesteen liikkeenä) tapahtuu niin pienissä tila-asteikoissa, että turbulenssi ja viskositeetti hukkuvat sen nopeasti. Tässä tapauksessa energia muuttuu nopeasti lämmöksi ja vapaat elektronit kuljettavat magneettikenttäviivoja pitkin lähemmäksi paikkaa, jossa salama muodostui. Röntgenalueen, jonka kulmakoko on 1" x 1", lämmittämiseksi on välttämätöntä, että 10 17 J:n energian nanopurkaus tapahtuu 20 sekunnin välein; Suurella aktiivisella alueella, jonka mitat ovat 10 5 x 10 5 km 2 , tulisi tapahtua 1000 nanosäihdyttä sekunnissa . Tämän teorian perusteella suuresta soihdutuksesta tuleva säteily voidaan luoda sarjalla nanosäihdyksiä, joita ei havaita erikseen.

Nanoflare-mallista on puuttunut havainnointitietoa pitkään. Mallintaminen ennusti, että nanosäihdyt tuottavat kuuman (~10 miljoonaa K) komponentin havaitusta säteilystä. [4] Valitettavasti nykyaikaiset instrumentit, kuten Hinode -satelliitissa oleva Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer , eivät ole tarpeeksi herkkiä spektrin alueella, jolla tämä heikko emissio tuotetaan, mikä tekee nanosäihdytysten suoran havaitsemisen mahdottomaksi. [5] EUNIS-raketin tuoreet tiedot antoivat todisteita noin 9 miljoonan K:n lämpötilan plasman olemassaolosta aktiivisten alueiden ytimissä, joka ei osallistu soihdutuksiin. [6]

Nanowlashes ja koronaaktiivisuus

Teleskooppihavainnot viittaavat siihen, että auringon magneettikenttä, joka on teoriassa jäätynyt fotosfääriplasmaan, ulottuu koronaan puoliympyrän muotoisina rakenteina. Tällaiset koronaaliset silmukat , jotka havaitaan äärimmäisissä ultravioletti- ja röntgensäteissä, sisältävät erittäin kuumaa plasmaa, jonka lämpötila on useita miljoonia asteita.

Monet vuoputket ovat suhteellisen stabiileja, mikä perustuu havaintoihin pehmeällä röntgenalueella, jossa putkien emissio kulkee vakionopeudella. Vaalennuksia, pieniä soihdutuksia, kirkkaita pisteitä ja massapurkauksia havaitaan kuitenkin melko usein, etenkin aktiivisilla alueilla. Astrofyysikot yhdistävät tällaiset auringon toiminnan ilmenemismuodot voimakkaan magneettikentän rentoutumisen ilmiöihin, joiden aikana osa magneettikentän energiasta muunnetaan hiukkasten kineettiseksi energiaksi (kuumeneminen); energian siirtoa voi tapahtua virtauksen hajoamisen, lämmityksen tai ei-lämpöprosessien aikana plasmassa.

Yleensä soihdut yritetään selittää magneettisilla uudelleenkytkentäprosesseilla. On todennäköistä, että ei tapahdu yhtä laajamittaista uudelleenyhdistämisjaksoa, vaan ketjun peräkkäisiä uudelleenyhteyksiä. Nanoflare-teoria olettaa, että tällaisia ​​magneettilinjojen uudelleenkytkentäilmiöitä, joita esiintyy samanaikaisesti pienellä koronan alueella, on hyvin lukuisia, ja jokainen niistä antaa erittäin pienen panoksen suuren mittakaavan tapahtuman kokonaisenergiaan. Sinänsä nanosäihdyt ovat samankaltaisia ​​toistensa kanssa, sijaitsevat lähellä sekä avaruudessa että ajassa, lämmittävät tehokkaasti koronaa ja osallistuvat moniin auringon magneettisen toiminnan ilmiöihin.

Episodista kuumenemista havaitaan usein aktiivisilla alueilla, mukaan lukien laajamittaiset ilmiöt, kuten auringonpurkaukset ja koronaalisten massapurkaukset; se voi johtua matemaattisissa katastrofiteorioissa kuvatuista kaskadivaikutuksista. Oletuksena, että aurinkokorona on itseorganisoituneen kriittisyyden tilassa , magneettikentän voimakkuutta lisätään, kunnes pieni häiriö johtaa monien epävakauksien syntymiseen, jotka toimivat samanaikaisesti lumivyörynä.

Yksi kokeellisista tuloksista, joita usein mainitaan todisteena nanoflare-teoriasta, on se, että kovalla röntgenalueella havaittujen soihdutusten lukumäärän jakautuminen on tehofunktio, jonka energian eksponentti on negatiivinen. Riittävän suuri eksponentti jakautumislaissa johtaa siihen, että pienimmät ilmiöt muodostavat merkittävän osan energiasta. Tavallisten soihdutusten energia-alueella eksponentti on -1,8 [7] [8] [9] . [10] Itse asiassa tarvitaan eksponentti, joka on suurempi kuin 2, jotta aurinkokoronan aktiivisuus voidaan tukea nanosäihdytyksiä. [yksitoista]

Nanowlashes ja koronalämmitys

Auringon koronan lämmitysongelmaa ei ole vielä ratkaistu, vaikka tutkimus jatkuu ja todisteita aurinkokoronan nanosäihdyksistä on löydetty. Auringon magneettikenttään varastoitunut energiamäärä saattaa riittää lämmittämään koronaa tarpeeksi pitämään plasman tietyssä lämpötilassa ja vakaana koronasäteilyn häviöitä vastaan. [12]

Säteily ei ole ainoa mekanismi energian häviämiseen koronassa: koska plasma on erittäin ionisoituneessa tilassa ja magneettikenttä on järjestetty, myös lämmönjohtavuus voi edistää energian siirtymistä. Lämmönjohtamisesta johtuvat energiahäviöt ovat suuruudeltaan samaa suuruusluokkaa kuin koronan häviöt. Koronassa vapautuva energia, joka ei säteile ulos, voi pudota takaisin kromosfääriin kaaria pitkin. Siirtymäalueella , jossa lämpötila on 10 4 - 10 5 K, säteilyhäviöt ovat liian suuria, jotta niitä ei voida tasapainottaa millään muulla mekaanisella lämmityksellä. [13] Gradientti korkean lämpötilan alueella lisää virtausta säteilyenergian täydentämiseksi. Toisin sanoen siirtymäalue on vyöhyke, jossa parametrit muuttuvat niin nopeasti (lämpötila muuttuu 100 tuhannesta K:sta 1 miljoonaan K luokkaa 100 km:n etäisyysasteikolla), koska korkeammasta ja kuumemmasta ilmakehästä tuleva lämpövirta tasapainottaa säteilyhäviöt, mikä näkyy monilla ionisoituneista atomeista (happi, hiili, rauta jne.) muodostuneilla päästöviivoilla.

Konvektio auringossa voi ylläpitää tarvittavaa lämpöä, mutta muodossa, jota ei täysin tunneta. Todellisuudessa on edelleen epäselvää, kuinka energia siirtyy kromosfääristä (missä se voidaan absorboida ja lähettää uudelleen) ja sitten hajoaa koronassa sen sijaan, että se muuttuisi aurinkotuuleksi. Lisäksi ei tiedetä tarkasti, missä energiasiirtymä tapahtuu: alemmassa koronassa tai enimmäkseen korkeassa koronassa, missä magneettikenttäviivat väistyvät heliosfääriin , jolloin aurinkotuulen hiukkaset voivat siirtyä pois auringosta koko aurinkokunnassa. .

Tiedemiehet tunnustavat magneettikentän merkityksen: aktiivisten alueiden, joissa säteilyvuo on lisääntynyt (etenkin röntgenalueella) ja voimakkaan magneettikentän välillä, on selvä yhteys. [neljätoista]

Koronaalisen lämmityksen ongelmaa vaikeuttaa se, että koronan eri ominaisuudet vaativat erilaisia ​​energioita. On vaikea uskoa, että sellaisilla dynaamisilla ja suurienergisillä ilmiöillä, kuten soihdut ja koronaaliset massapurkaukset, on sama energialähde ja vakaat rakenteet, jotka kattavat suuria alueita Auringossa: jos nanosäihdyt lämmittäisivät koko koronaa, niiden pitäisi olla tasaisia. jakautunut aiheuttaen tasaisen kuumenemisen . Itse soihdut - ja mikrosäihdyt, jotka lähemmin tarkasteltuna ovat luonteeltaan samanlaisia ​​- ovat jakautuneet hyvin epäjatkuvasti tilassa ja ajassa, eikä niitä voida yhdistää jatkuvaan lämmitykseen. Toisaalta nopeiden ja suurienergisten ilmiöiden, kuten auringonpurkausten, selittämiseksi tarvitaan magneettikentän järjestystä metrin luokkaa oleville etäisyyksille.

Alfven-aallot , jotka syntyvät konvektiivisista liikkeistä fotosfäärissä, voivat kulkea kromosfäärin ja siirtymäalueen läpi kuljettaen energiavuon, joka on verrattavissa koronalämpötilan ylläpitämiseen. Kromosfäärin yläosassa ja siirtymäalueen alaosassa havaittujen aaltojonojen jaksot ovat 3-5 minuuttia. Nämä arvot ylittävät aikavälit, joiden aikana Alfven-aallot ylittävät koronaalisen silmukan. Tämä tarkoittaa, että suurin osa hajautusmekanismeista voi tuottaa tarpeeksi energiaa vain etäisyyksillä, jotka ovat suurempia kuin etäisyys auringon koronaan. On todennäköistä, että Alfvén-aallot ovat vastuussa aurinkotuulen kiihtymisestä koronarei'issä .

Parkerin alunperin kehittämä mikronanopurkausteoria on yksi teorioista, jotka selittävät koronan kuumenemisen magneettikentän spontaanin rentoutumisen aiheuttamana sähkövirtojen hajoamisena alhaisemman energian tilaan. Magneettinen energia muunnetaan lämmöksi. Magneettivuon linjojen kietoutuminen koronassa johtaa magneettisiin uudelleenkytkentäilmiöihin ja sitä seuraavaan magneettikentän muutokseen pienissä tila-asteikoissa muuttamatta magneettikenttää suuressa mittakaavassa. Tällaisessa teoriassa voidaan selittää, miksi koronaaliset silmukat ovat vakaita ja samalla niin kuumia.

Virtojen aiheuttama hajoaminen voi tarjota vaihtoehtoisen selityksen koronaaktiivisuudelle. Useiden vuosien ajan magneettilinjojen uudelleenkytkentää pidettiin pääasiallisena aurinkosähkön lähteenä. Tällainen lämmitysmekanismi ei kuitenkaan ole kovin tehokas suurissa virtauskerroksissa, kun taas turbulenttisessa tilassa vapautuu suuri määrä energiaa, kun nanosäihdytyksiä tapahtuu paljon pienemmässä mittakaavassa, jossa ei voida jättää huomiotta epälineaarisia vaikutuksia. [viisitoista]

Muistiinpanot

  1. ↑ NASA - Pienet soihdut, jotka ovat vastuussa auringon ilmakehän ylimittaisesta lämmöstä . Haettu 23. syyskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 16. huhtikuuta 2011.
  2. ↑ Gold, T. The Physics of Solar Flares // Nasa Sp. - 1964. - T. 50, toim. W.Hess . - S. 380 .
  3. ↑ Parker, Eugene N. Topologinen hajoaminen ja pienimuotoiset kentät turbulenteissa kaasuissa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1972. - Voi. 174 . - s. 499 . - doi : 10.1086/151512 . - .
  4. ↑ Klimchuk, Jim. Koronaalisen lämmitysongelman ratkaisemisesta  //  Auringon fysiikka. - 2006. - Voi. 234 . - s. 41-77 . - doi : 10.1007/s11207-006-0055-z . — . - arXiv : astro-ph/0511841 .
  5. ↑ Winebarger, Amy; Warren, Harry; Schmelz, Joan; Cirtain, Jonathan; Mulu-Moor, Fana; Golub, Leon; Kobayashi, Ken. Hinode EIS:n ja XRT:n lämpötilamittausten sokean pisteen määrittäminen  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2012. - Voi. 746 . – P.L17 . - doi : 10.1088/2041-8205/746/2/L17 . - .
  6. ↑ Brosius, Jeffrey; Adrian, Daw; Rabin, DM Pervasive Faint Fe XIX -päästö aurinkoaktiiviselta alueelta havaittu EUNIS-13:lla: todisteita nanoflare-lämmityksestä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2014. - Vol. 790 . - s. 112 . - doi : 10.1088/0004-637X/790/2/112 . - .
  7. ↑ Datlowe, DW; Elcan, MJ; Hudson, HS OSO-7 havaintoja auringon röntgensäteistä energia-alueella 10?100 keV   // Auringon fysiikka : päiväkirja. - 1974. - Voi. 39 . - s. 155 . - doi : 10.1007/BF00154978 . - .
  8. ↑ Lin, R.P.; Schwartz, R.A.; Kane, S.R.; Pelling, R.M.; Hurley, KC Solar hard X-ray microflares  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1984. - Voi. 283 . - s. 421 . - doi : 10.1086/162321 . - .
  9. ↑ Dennis, Brian R. Auringon kovat röntgenpurskeet   // Solar Physics. - 1985. - Voi. 100 . - s. 465 . - doi : 10.1007/BF00158441 . - .
  10. ↑ Porter, JG; Fontenla, JM; Simnett, GM Samanaikaiset ultravioletti- ja röntgenhavainnot auringon mikrosäteistä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1995. - Voi. 438 . - s. 472 . - doi : 10.1086/175091 . - .
  11. ↑ Hudson; HS Aurinkoloihdut, mikrosäihdyt, nanosäihdyt ja koronalämpö  //  Auringon fysiikka : päiväkirja. - 1991. - Voi. 133 . - s. 357 . - doi : 10.1007/BF00149894 . - .
  12. ↑ Withbroe, G.L.; Noyes, RW Massa- ja energiavirtaus auringon kromosfäärissä ja koronassa  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : päiväkirja. - 1977. - Voi. 15 . - s. 363-387 . - doi : 10.1146/annurev.aa.15.090177.002051 . - .
  13. ↑ Pappi, Eric. Aurinkomagneetti-hydrodynamiikka. - D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, Hollanti, 1982. - S. 208.
  14. ↑ Politto G; Vaiana GS; ZombeckMV; Krieger AS; Timothy AF Aktiivisten alueiden koronaalisten röntgenrakenteiden vertailu fotosfäärihavainnoista laskettuihin magneettikenttiin  //  Auringon fysiikka : päiväkirja. - 1975. - syyskuu ( osa 44 , nro 9 ) . - s. 83-99 . - doi : 10.1007/BF00156848 . - .
  15. ↑ Rappazzo, A.F.; Velli, M.; Einaudi, G.; Dahlburg, RB Koronaalisen lämmityksen Parkerin skenaarion epälineaarinen dynamiikka  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2008. - Voi. 677 , no. 2 . - s. 1348-1366 . - doi : 10.1086/528786 . - . - arXiv : 0709.3687 .

Linkit

 Aurinko
Rakenne Valokuva Auringosta spektrin ultraviolettialueella, kuvattuna "väärillä väreillä". Sen on hankkinut Solar Dynamics Observatory.
Tunnelma
Laajennettu
rakenne
Aurinkoon liittyvät
ilmiöt
liittyvät aiheet
Spektriluokka : G2