Oblast slunečního přechodu - Solar transition region
 | tento článek potřebuje další citace pro ověření. (Červen 2011) (Zjistěte, jak a kdy odstranit tuto zprávu šablony) |
The oblast solárního přechodu je regionem slunce atmosféra mezi chromosféra a koróna.[1][2]Je to viditelné z prostor pomocí dalekohledů, které dokáží vnímat ultrafialový. Je to důležité, protože je to místo několika nesouvisejících, ale důležitých přechodů ve fyzice sluneční atmosféry:
- Níže gravitace inklinuje k ovládnutí tvaru většiny útvarů, takže Slunce lze často popsat pomocí vrstev a vodorovných útvarů (jako sluneční skvrny); výše dynamické síly dominují tvaru většiny prvků, takže přechodová oblast sama o sobě není přesně definovanou vrstvou v určité nadmořské výšce.
- Níže není většina helia plně ionizovaná, takže velmi účinně vyzařuje energii; výše se stane plně ionizovaným. To má zásadní vliv na rovnovážnou teplotu (viz níže).
- Níže je materiál neprůhledný vůči konkrétním souvisejícím barvám spektrální čáry, takže většina spektrálních čar vytvořených pod přechodovou oblastí je absorpční linie v infračervený, viditelné světlo, a blízko ultrafialového záření, zatímco většina linií vytvořených na nebo nad přechodovou oblastí je emisní potrubí v daleko ultrafialové (FUV) a Rentgenové záření. To dělá radiační přenos energie v přechodové oblasti velmi komplikovaná.
- Níže, tlak plynu a dynamika tekutin obvykle dominují pohybu a tvaru struktur; výše, magnetické síly ovládat pohyb a tvar struktur, což vede k různým zjednodušením magnetohydrodynamika. Samotná přechodová oblast není zčásti dobře studována kvůli výpočtovým nákladům, jedinečnosti a složitosti Navier – Stokes zkombinováno s elektrodynamika.
Hélium ionizace je důležité, protože je kritickou součástí formování koróna: když je solární materiál dostatečně chladný, že helium v něm je pouze částečně ionizované (tj. zachovává si jeden ze svých dvou elektrony ), materiál velmi účinně chladí zářením prostřednictvím obou záření černého tělesa a přímé spojení s heliem Lymanovo kontinuum. Tato podmínka platí v horní části chromosféra, kde je rovnovážná teplota několik desítek tisíc kelvinů.
Působení o něco více tepla způsobí, že hélium plně ionizuje, kdy přestane dobře navazovat na Lymanovo kontinuum a nevyzařuje zdaleka tak účinně. Teplota rychle vyskočí na téměř jeden milion kelvinů, což je teplota sluneční koróny. Tento jev se nazývá teplotní katastrofa a je fázový přechod analogicky k vroucí vodě k výrobě páry; ve skutečnosti, solární fyzici odkazovat na proces jako vypařování analogicky k známějšímu procesu s vodou. Podobně, pokud se množství tepla aplikovaného na koronální materiál mírně sníží, materiál se velmi rychle ochladí kolem teplotní katastrofy na zhruba sto tisíc kelvinů a říká se, že zhuštěný. Přechodová oblast sestává z materiálu při této teplotní katastrofě nebo kolem ní.
Přechodová oblast je viditelná na daleko ultrafialových (FUV) obrázcích z STOPA kosmická loď, jako slabý nimbus nad temným (ve FUV) povrchu Slunce a koróny. Nimbus také obklopuje FUV-dark funkce, jako je sluneční výteky, které se skládají z kondenzovaného materiálu, který je zavěšen v koronálních výškách magnetickým polem.
Viz také
Reference
- ^ „Přechodová oblast“. Sluneční fyzika, NASA Marshall Space Flight Center. NASA.
- ^ Mariska, John (1993). Oblast slunečního přechodu. Cambridge University Press, Cambridge. ISBN 978-0521382618.
externí odkazy
- Animované vysvětlení přechodové oblasti (a chromosféry) (University of South Wales).
- Animované vysvětlení teploty přechodové oblasti (a chromosféry) (University of South Wales).
