Evershed efekt - Evershed effect

The Evershed efekt, pojmenovaný po Britech astronom John Evershed,[1] je radiální tok plynu přes fotosférické povrch polostín z sluneční skvrny od vnitřní hranice s umbra směrem k vnějšímu okraji.[2]

Rychlost se pohybuje od přibližně 1 km / s na hranici mezi umbra a penumbrou do maxima přibližně dvojnásobku ve středu penumbry a na vnějším okraji penumbry spadne na nulu. Evershed tento jev poprvé detekoval v Ledna 1909, když pracoval v Sluneční observatoř Kodaikanal v Indii,[3] když zjistil, že spektrální čáry slunečních skvrn Dopplerův posun.

Poté měření spektra emisní potrubí emitované v ultrafialový vlnové délky ukázaly systematický červený posun. Evershedův efekt je společný pro každou spektrální linii vytvořenou při teplotě pod 105 K; tato skutečnost by znamenala neustálý odliv z přechodová oblast směrem k chromosféra. Pozorovaná rychlost je asi 5 km / s. To je samozřejmě nemožné, protože kdyby to byla pravda, tak koróna by zmizel v krátké době, místo aby byl pozastaven nad slunce při teplotách miliónů stupňů na vzdálenosti mnohem větší než sluneční poloměr.

Bylo navrženo mnoho teorií, které vysvětlují tento rudý posun v liniových profilech přechodové oblasti, ale problém stále není vyřešen, protože koherentní teorie by měla brát v úvahu všechna fyzikální pozorování: UV line lines are redshifted v průměru, ale ukazují oscilace rychlosti tam a zpět současně.

Při syntéze navrhované mechanismy jsou:

Efekt byl připomínán poštovní známkou vydanou v Indii dne 2. prosince 2008.[10]

Viz také

Reference

  1. ^ Stratton, F. J. M. (1957). „John Evershed 1864-1956“. Biografické monografie členů Královské společnosti. 3: 40–51. doi:10.1098 / rsbm.1957.0004. JSTOR  769351.
  2. ^ Evershed, J. (1909). „Radiální pohyb na slunečních skvrnách“ (PDF). Měsíční oznámení Royal Astron. Soc. 69 (5): 454–458. Bibcode:1909MNRAS..69..454E. doi:10,1093 / mnras / 69,5,454.
  3. ^ Subramanian, T.S. (1999). „Sté výročí sluneční observatoře“. Přední linie. 16 (13). Archivovány od originál dne 17. července 2012. Citováno 27. dubna 2013.
  4. ^ Meyer, F .; Schmidt, H.U. (1968). „Magnetisch ausgerichtete Strömungen zwischen Sonnenflecken“. Z. Angew. Matematika. Mech. (v němčině). 48: 218. Bibcode:1968ZaMM ... 48..218M.
  5. ^ Mariska, j.T .; Boris, J.P. (1983). "Dynamika a spektroskopie asymetricky zahřátých koronálních smyček". Astrofyzikální deník. 267: 409. Bibcode:1983ApJ ... 267..409M. doi:10.1086/160879.
  6. ^ Athay, R.G. (1984). "Původ spikul a ohřev dolní přechodové oblasti". Astrofyzikální deník. 287: 412. Bibcode:1984ApJ ... 287..412A. doi:10.1086/162700.
  7. ^ Kjeldseth-Moe; Brynildsen, N .; Brekke, P .; Engvold, O .; et al. (1988). „Plyn proudí v přechodové oblasti nad slunečními skvrnami“. Astrofyzikální deník. 334: 1066. Bibcode:1988ApJ ... 334,1066K. doi:10.1086/166899.
  8. ^ Hansteen, Viggo (1993). "Nová interpretace rudého posuvu pozorovaného v opticky tenkých liniích přechodových oblastí". Astrofyzikální deník. 402: 741. Bibcode:1993ApJ ... 402..741H. doi:10.1086/172174.
  9. ^ Reale, F .; Serio, S .; Peres, G. (1996). „Radiačně poháněné sestupné proudy a červené posuny v liniích přechodových oblastí. I. Referenční model“. Astronomie a astrofyzika. 316: 215. Bibcode:1996 A & A ... 316..215R.
  10. ^ „Známky - 2008“. Ministerstvo pošt, indická vláda. Archivovány od originál dne 12. srpna 2013. Citováno 2. srpna 2013.