A napfoltok természete
A SUN STAINS TERMÉSZETE. AKTÍV TERÜLETEK A SUNON. supergranulation
Ahhoz, hogy megértsük a fizikai természetét lezajló folyamatok a nap, fontos okának megállapítása helyeken alacsonyabb hőmérsékletű, mint a fotoszféra szerepet mágneses jelenségek fejlesztési meglétének és mechanizmus 11 (22) éves ciklikus naptevékenység.
6. táblázat: A napfoltot Mishar modellje (1953). Minden kettős oszlopban az első a fotoszféra, a második a helyszínre utal. A nyomást din / cm2-ben fejezzük ki. A bizonytalan értékek zárójelben vannak elhelyezve. A választott érv az optikai mélység.
A foltok hőmérséklete, ahogy korábban említettük, jóval alacsonyabb, mint a fotoszféra hőmérséklete, amit relatív sötétségük és sokkal kisebb ionizációjuk és gerjesztésük igazol, amint a spektrumukból következik. Az elektronok számának csökkentése a foltokban csökkenti a napelem átlátszatlanságát (elsősorban az ionok számának jelentős csökkenése miatt). Így a foltokban nagyobb geometriai mélységeket "nézünk", mint a fotoszférában. Ezek a mélységek azonban még mindig nagyon jelentéktelenek, amint az a 6. táblázatból látható.
Így a Wilson-hatás figyelembevételével a látható folt egy sekély lemezhez hasonlítható. Nagyon nehéz nyomon követni a helyszín sztrájkját a mélységbe, mivel ez a mágneses mező mélységétől függ. Valójában, amint az a 6. táblázatban látható, az ugyanazon a ponton a nyomás körülbelül din / cm2 (kb. 0,2 atm) kisebb, mint a szomszédos fotoszférában. Az egyensúlyt csak egy további nyomással lehet fenntartani, amelyet a mágneses mező teremt [vö. §2, a képlet (2.26)]. A nyomás egyenlő, és ez az érték megegyezik a dyn / cm2 értékkel, ha. Csak egy ilyen mágneses mező általában a foltok felső szintjére vonatkozik. Az átlagos napfoltra jellemző a következő numerikus jellemzők:
Tekintettel a napelemes fotoszféra és az alatta levő mozgások nagy kiterjedése miatt a Nap mágneses mezőinek csillapítása rendkívül lassan zajlik (több száz évre van szükség). Emiatt a Nap aktív régiói hosszú élettartamúak és a mágneses mezők elmerülnek a fotoszféra mélyén, majd lebegnek a felszínére. A felszín közelében, ahol a sűrűség az anyag kicsi lesz az a feltétel, az egyenlőség, a mozgási energia és a mágneses tér energia zavart az utóbbi javára, és a konvekció erősen elnyomott, a rendes konvekciós áramok szállítására hő velük. Ezenkívül a foltok szubfotospferikus szintjén a perifériából származó konvektív hőáramlás is tilos, mivel az erő mágneses vonalain keresztül áramlik. A konvekció hiánya okozza a foltok alacsony hőmérsékletét. Ez azonban nem az egyetlen ok. A hőt az árnyékból magnetohidrodinamikus hullámokból is eltávolíthatjuk.
A Nap már meglévő mágneses mezői nyilvánvalóan a Nap konvektív zónájában lévő nagy forgalmú mozgásoknak köszönhetően több tízezer kilométer mélységig léteznek, amelyek a Nap forgásának homofizitása miatt keletkeznek. A plazma áramlása mágneses örvényeket generál, és amikor felszínre kerülnek, a bipoláris csoportok egyszerűek vagy összetettek, látható foltok válnak foltokká (40. Ugyanakkor a Sunon számos ilyen örvény van a különböző meridiánokon. Valószínűleg a ciklus alatt az egyenlítőre költöznek, míg az új oszlopok születnek, és a régieket helyettesítik. Természetesen az örvények iránya mindkét félgömbön eltérő. Az a sebesség, amellyel a nagy örvények leereszkednek az egyenlítőre, határozza meg a napi aktivitási ciklus időtartamát.
A 22 éves ciklus nem tisztázott. Természetesen a mágneses mező vonala messze túlnyúlik a Nap felszínén, a kromoszómába és a koronába, de bizonyos anyagtömegeket kell hordani. További részleteket fogunk látni a mágneses erők interferenciájáról a kromoszférikus és koronális folyamatokban.
Ábra. 40. A Nap mágneses régiói (diagram)
A kis mágneses mezők, mint azok, amelyek a foltok perifériáján léteznek, a konvekció elfojtása helyett megerősítik. Ez azért van, mert egy gyenge területen, hogy nem tudja megakadályozni a heves konvekció elnyomja viszonylag gyenge turbulencia, és ezáltal csökkenti a viszkozitás a gáz, amely felgyorsítja a konvektív mozgások. Haladva a felső réteg a fotoszféra, felesleges hőt konvekció által melegíti a gázáram, és ezért a foltok figyelhetők meg szerte a fáklyákat és a fenti a fáklyákat - flocculi, kalcium, és a hidrogén. Border kalcium Floc meghatározza az egész határát az aktív régió, a hidrogén-flocculas zsúfolt közelebb a helyszínen -, ahol a mágneses mező valamivel erősebb: 10-15 E. Lehetséges, hogy egy hurok alakú „domború” a mágneses erővonalak (41. ábra) Meghatározza az elősegítése gázt folyamok (mentén erő), ami összhangban van, hogy megfigyelhető a radiális sebesség a szivárgás jelenség anyagot tapaszokba nagy magasságban.
Ábra. 41. Egy mágneses mező kimenete a Nap felszínén (séma)
Bár az inaktív régiókban a Nap mágneses tér erőssége 1-2 Oe, néhány helyen, kis méretű, ez elérheti a 100 E. Ugyanakkor hely a fotoszféra megfigyelhető, míg a kis fényes csomó.
Magasabb, mint a környezeti hőmérséklet, valamint a mágneses mező generál nyomást előnyt a környező közeg, úgy, hogy a csomópont gyorsan kell eloszlatni, és a fennállásának időtartama alatt igényli a beáramló gáz a külső, amely lehet végezni, ha a csomópont bázis a fotoszféra hidegebb és alacsonyabb nyomás mint a környezetben.
Egy részletesebb képet vízszintes mozgások különböző szinteken a Nap légkörben kapcsolatban a finom szerkezete a mágneses mezők, így olyan módosított spektrogeliograficheskie Leighton megfigyelési módszer. Ez a módszer abból áll, hogy a nagyszabású spektrogeliograficheskie egyszerre fogadni képeket mentes foltok napsugarak a rövid rész és a hosszú hullámhosszú szárnya egy adott spektrális vonal. Amint a fentiekben említettük (. 47) távol a középvonaltól, azt látjuk, a mélyebb rétegek a Nap légkörben, míg a jobb és bal oldali szárnya vonalak megfelelnek egy esetben előnyösen közeledik, és a többi - recesszív gáz tömegeket. Mindkét spektroheliogram összehasonlítása a Nap felszínén folyik, és a megfigyelő felé mozog. Kiderült, hogy ezek a lokalizált sejten belül átmérője mintegy 30 ezer. Kilométerek, úgy, hogy minden cellában van egy rendszeres mozgás gáz tömegek a centrumból a perifériára. Ezeket a sejteket szupergranuláknak nevezzük. Ezek sokkal tartósabbak, mint a hagyományos granulátumok - átlagos élettartama 40 óra. Szögletes alakjuk van, hasonlóan a poligonokhoz.
A szupergranuláció a napsugárzás jelenségét tükrözi sokkal nagyobb mértékben, mint a granuláció, nemcsak nagy területeket, hanem nagy mélységeket is. A megfigyelési körülmények között (a különböző vonalak szárnyaiban) ez a konvekció csak a napfényes fotoszféra felső rétegeiben lehetséges. Megfigyelhető -spektrogeliogrammah rácsszint tartozik a felső kromoszférájának és nem esik egybe a rács supergranulation. Ezzel szemben az integrált fényben megfigyelt szemcsék jelensége kissé nagyobb mélységeket jelent, mint a szuperkranuláció megfigyelt régiói. De forgalmazásával sebességek supergranules, és tanulmányozza a mozgás egyes szemcsék minden mozgását a szoláris plazma megy supergranules határok, és magával viszi a mágneses mezőt. Itt találkozunk a szomszédos szupergranulák hasonló áramlásával, a plazma mélyen halad, ami állandó keringést biztosít. A mágneses mező tehát (mivel a plazma mozgás mentén erővonalak), és itt annak feszültsége eléri értékeit több tíz vagy akár több száz oersteds, és még a sarkokban a sejtek 1,5-2 ezer. Oersteds, amint az a megfigyelés a Zeeman-hatás. Így minden szupergranulának van egy korlátozó és őrző mágneses gátja. De eltekintve ez a határ supergranules magasabb a hőmérséklet, mint a közepén, mintegy 2-4%, ami növeli a fényerőt azok spektrális vonalak, amelyek felerősödnek helyeken, azaz a. E. Low gerjesztés vonalon. A vonalak fényerejének növekedése azt jelzi, hogy az abszorbeáló atomok száma csökken, ami ebben az esetben a gerjesztés vagy az ionizáció növekedésének tulajdonítható.
Feltételezzük, hogy a mélység a fotoszféra supergranules részlegesen összeolvad, mivel, kivéve a sejt sarkok, a fal supergranules meglehetősen gyenge mágneses sorompó növekvő gáz sűrűsége.
A szupergranulációs szerkezet hatása felfelé halad. A szolár szél közelében megfigyelt megfigyelések során a szupergranulák egybeesnek a fáklyák sejtjeivel. Itt a fotoszférában csak ebben az esetben szupergranuláció látható. Éppen ellenkezőleg, a kromoszférája supergranulation azt bizonyítja, hogy a háló pehely, amely világosan beszél spectroheliograms a futó CaII C. Ez a rács látható a transz-atmoszferikus fénykép a Nap ultraibolya sugarai a vonalak felsorolt o. 72, amely a kromoszómán keresztül sugároz át az átmeneti rétegben, de eltűnik a koronális vonalak, például vonalak sugaraiban. Meg kell gondolni, hogy a határokon átnyúló szupergranulátumok mágneses területei eddig is kiterjednek. Csak a korona magasságában kapnak rendezett formát: a mágneses vonalak sugárirányban haladnak, meghatározva azokat a csatornákat, amelyeken keresztül a hővezető elektronok mozognak. Mozgásuk így korlátozott, az átmeneti réteg hővezető képessége csökken és vastagsága nagyobb lesz, mint a mező hiányában. Természetesen mindez a csendes kromoszórumra és a koronára vonatkozik.