Auringon siirtymäalue
Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 27.5.2021 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 2 muokkausta .Auringon siirtymäalue on Auringon ilmakehän alue kromosfäärin ja koronan välillä [ 1] [2] . Sitä voidaan tarkkailla avaruudesta kaukoputkien avulla, jotka mahdollistavat havainnot ultraviolettialueella. Tämän alueen tutkiminen on tärkeää, koska auringon ilmakehässä tapahtuu useita toisiinsa liittymättömiä, mutta tärkeitä transientteja.
- Tämän alueen alapuolella painovoima määrittää Auringon sisätilojen rakenteiden muodon, joten aurinkoa kuvataan usein kerroksina ja litteinä rakenteina (kuten auringonpilkkuina ). Yllä rakenteiden muotoa ohjaavat dynaamiset voimat, joten siirtymäalue ei ole tarkasti määritelty kerros kiinteällä korkeudella.
- Alla suurin osa heliumista on osittaisessa ionisaatiotilassa , joten energiapäästöt ovat tehokkaampia. Tämän alueen yläpuolella helium ionisoituu täysin. Tällä on merkittävä vaikutus tasapainolämpötilaan.
- Tämän alueen alapuolella aine on läpinäkymätön tietyissä spektrilinjoihin liittyvissä väreissä, joten useimmat siirtymäalueen alapuolelle muodostuvat spektriviivat ovat absorptioviivoja infrapunassa, näkyvässä ja lähellä ultraviolettisäteilyssä. Suurin osa viivoista, jotka muodostuvat siirtymäalueen yläpuolelle tai alueelle, ovat kaukana ultravioletti- tai röntgensäteilyn viivoja. Tässä tapauksessa säteilyenergian siirto estyy merkittävästi.
- Tämän alueen alapuolella kaasunpaine ja hydrodynaamiset vaikutukset säätelevät tyypillisesti rakenteiden liikettä ja muotoa. Siirtymäalueen yläpuolella magneettiset voimat ohjaavat rakenteiden liikettä ja muotoa. Itse siirtymäaluetta ei ole täysin tutkittu, koska simulointi vaatii paljon laskenta-aikaa. Myös Navier-Stokes-yhtälöiden yhteensopivuus sähködynamiikan kanssa vaikeuttaa laskelmia.
Heliumin ionisaatio on tärkeä, koska tällä prosessilla on olennainen rooli aurinkokoronan muodostumisessa. Jos Auringon aine osoittautuu riittävän kylmäksi, jotta helium ionisoituu vain osittain (eli se säilyttää toisen kahdesta elektronista), niin aine jäähtyy varsin tehokkaasti mustan kappaleen säteilyllä ja Lymanin linjoilla. jatkumo . Tällaisia olosuhteita havaitaan kromosfäärin yläosassa, jossa tasapainolämpötila on useita kymmeniä tuhansia kelvinejä.
Kun vähän enemmän lämpöä vastaanotetaan, helium ionisoituu täysin, mutta se lakkaa luomasta Lyman-jatkuvuutta ja säteilee vähemmän tehokkaasti. Lämpötila hyppää jyrkästi noin miljoonan kelvinin tasolle, joka on aurinkokoronan lämpötila. Tätä ilmiötä kutsutaan lämpötilakatastrofiksi, ja se on samanlainen vaiheen muutos kuin kiehuvan veden muuttuminen höyryksi. Itse asiassa aurinkofysiikan tutkijat kutsuvat tätä prosessia haihtumiseksi , analogisesti tunnetumman prosessin kanssa, jossa käytetään vettä. Jos toisaalta koronan materiaaliin siirtyvän lämmön määrää hieman vähennetään, niin materiaali jäähtyy hyvin nopeasti "katastrofi"-lämpötilan alapuolelle noin sataan tuhanteen kelviniin. Siirtymäalue koostuu aineesta, jonka lämpötila on lähellä "katastrofi" -lämpötilaa.
Siirtymäalue näkyy TRACE -kuvissa kaukaisessa ultraviolettisäteilyssä heikkona sädekehänä Auringon ja koronan tumman (kaukaisen UV-alueen) pinnan yläpuolella. Halo ympäröi myös kauko-UV-tummia alueita, kuten ulkonevia, jotka koostuvat pääasiassa kondensoituneesta aineesta, jota magneettikenttä pitää koronan korkeudella.
Muistiinpanot
- ↑ Siirtymäalue . Solar Physics, NASA Marshall Space Flight Center . NASA. Haettu 8. elokuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 8. tammikuuta 2017.
- ↑ Mariska, John. Auringon siirtymäalue. - Cambridge University Press, Cambridge, 1993. - ISBN 978-0521382618 .
Linkit
- Animoitu selitys siirtymäalueesta (ja kromosfääristä) Arkistoitu 16. marraskuuta 2015 Wayback Machinessa (University of South Wales )
- Animoitu selitys siirtymäalueen (ja kromosfäärin) lämpötilasta Arkistoitu 16. marraskuuta 2015 Wayback Machinessa (University of South Wales )
| Aurinko | ||
|---|---|---|
| Rakenne |  | |
| Tunnelma | ||
| Laajennettu rakenne | ||
| Aurinkoon liittyvät ilmiöt | ||
| liittyvät aiheet | ||
| Spektriluokka : G2 | ||