Aurinkodynamo

Auringon dynamo  on fyysinen prosessi, joka vastaa magneettikenttien synnystä Auringossa , eräänlainen magneettinen hydrodynaaminen dynamo .

Auringon magneettikenttien havainnot, joita on tehty 1900-luvun alusta lähtien, ovat osoittaneet niiden voimakkuuden muuttuvan ja nämä muutokset ovat syklisiä. 11-vuotisen aurinkosyklin alussa laajamittainen auringon magneettikenttä on suunnattu pääasiassa meridiaaneja pitkin (yleisesti sanotaan, että se on "poloidaalinen") ja sillä on suunnilleen dipolikonfiguraatio . Jakson maksimivaiheessa se korvataan magneettikentällä, joka on suunnattu suunnilleen samansuuntaisia ​​kohtia pitkin (ns. "toroidaalinen") auringonpilkkumagneettikenttä , joka syklin lopussa korvataan jälleen poloidisella - sen suunnan ollessa on päinvastainen kuin mitä havaittiin 11 vuotta sitten (" Halen laki ").

Aurinkodynamomalli on tarkoitettu selittämään mainitut havaitut piirteet. Koska aurinkoplasman johtavuus on melko korkea, magneettikenttiä Auringon konvektiivisella vyöhykkeellä kuvataan magnetohydrodynamiikalla . Koska Auringon ekvatoriaaliset alueet pyörivät nopeammin kuin napa-alueet (tätä ominaisuutta kutsutaan " kiertodifferentiaaliksi"), pyörivän plasman kuljettama alunperin poloidikenttä on venytettävä rinnakkaissuuntaa pitkin, jolloin saadaan toroidinen komponentti. Suljetun itseään ylläpitävän prosessin varmistamiseksi toroidaalinen kenttä on kuitenkin jollakin tavalla muutettava takaisin poloidiseksi. Hetken aikaa ei ollut selvää, miten tämä tapahtuu. Lisäksi Cowlingin lause nimenomaisesti kielsi paikallaan olevan akselisymmetrisen dynamon. Vuonna 1955 amerikkalainen astrofyysikko Eugene Parker osoitti klassisessa työssään [1] , että aurinkoplasman nousevien tilavuuksien täytyy pyöriä Coriolis-voimien vaikutuksesta ja niiden mukanaan tuomat toroidiset magneettikentät voidaan muuttaa poloidisiksi (ns. kutsutaan "alfaefektiksi"). Siten rakennettiin malli itseään ylläpitävästä aurinkodynamosta.

Tällä hetkellä on ehdotettu lukuisia aurinkodynamomalleja, jotka ovat monimutkaisempia kuin Parkerin, mutta pääosin palataan jälkimmäiseen. Erityisesti oletetaan, että magneettikenttien muodostuminen ei tapahdu koko Auringon konvektiivisella vyöhykkeellä, kuten aiemmin on ajateltu, vaan niin sanotussa " takokliinissa " - suhteellisen kapealla alueella lähellä konvektiivisen ja säteilyn rajaa. Auringon vyöhykkeillä, noin 200 000 kilometrin syvyydessä auringon fotosfäärin Tälle alueelle luotu magneettikenttä nousee Auringon pintaan magneettisen kelluvuuden ansiosta .

Aurinkodynamon mekanismin yksityiskohtia ei ole vielä täysin ymmärretty, ja ne ovat nykyajan tutkimuksen kohteena.

Katso myös

• Babcock malli

Muistiinpanot

1. ↑ Parker FI  // Astrophys. J. - T. 122 . - S. 293 . — ISSN 1955 .

Kirjallisuus

• Pappi E.R. Auringon magnetohydrodynamiikka. - M .: Mir, 1985. - S. 413.

Aurinko
Rakenne	Nucleus Säteilevä siirtovyöhyke takokliini konvektiivinen vyöhyke
Tunnelma	Photosphere Kromosfääri aurinko korona
Laajennettu rakenne	heliosfääri Heliosfäärin virtalevy shokkiaallon raja heliosfäärin vaippa heliopaussi keula shokkiaalto
Aurinkoon liittyvät ilmiöt	Auringonpimennys Auringon aktiivisuus auringonpilkkuja auringon soihdut Miyaken tapahtumat koronaaliset massapoistot auringon sykli Auringon säteilyn vaihtelut Susi numero Luettelo auringon aktiivisuusjaksoista Maunderin minimi Auringonsäteily koronaalisia reikiä Koronaaliset silmukat taskulamput Rakeet hiutaleita Kohotukset ja kuidut Spicules Supergranulaatio aurinkoinen tuuli Mortonin aalto Evershed-efekti
liittyvät aiheet	aurinkokunta Tähtien evoluutio Auringon kierto aurinkodynamo geomagneettinen myrsky Tummenee reunaa kohti
Spektriluokka : G2