Nanořasy

Nanoflares ( angl.  Nanoflares ) - malé epizodické případy ohřevu vyskytující se ve sluneční koróně , vnější části atmosféry Slunce .

Hypotéza, že mikrovzplanutí může vysvětlit zahřívání koróny, byla poprvé navržena Thomasem Goldem [2] a poté vyvinuta Eugenem Parkerem . [3]

Podle Parkera dochází k nanovzplanutí při opětovném propojení magnetických čar , zatímco část energie slunečního magnetického pole se přemění na energii pohybu plazmatu . Pohyb plazmy (reprezentovaný jako pohyb tekutiny) nastává v tak malých prostorových měřítcích, že je rychle přemožen turbulencí a viskozitou. V tomto případě se energie rychle přemění na teplo a je unášena volnými elektrony podél magnetických siločar blíže k místu, kde se záblesk vytvořil. Pro zahřátí oblasti rentgenového záření s úhlovou velikostí 1" x 1" je nutné, aby každých 20 sekund docházelo k nanovýbuchům energie 10 17 J; Ve velké aktivní oblasti o rozměrech 10 5 x 10 5 km 2 by mělo nastat 1000 nanover za sekundu . Na základě této teorie může být záření pocházející z velké erupce vytvořeno sérií nanover, které nejsou pozorovány odděleně.

Model nanoflare po dlouhou dobu postrádal pozorovací data. Modelování předpovědělo, že nanoflare produkují horkou (~10 milionů K) složku pozorovaného záření. [4] Bohužel moderní přístroje, jako je Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer na palubě satelitu Hinode , nejsou dostatečně citlivé v oblasti spektra, ve které je tato slabá emise produkována, což znemožňuje přímou detekci nanovzplanutí. [5] Nedávná data z rakety EUNIS poskytla důkazy o existenci plazmatu o teplotě asi 9 milionů K, které se nepodílí na erupcích, v jádrech aktivních oblastí. [6]

Nanořasy a korónová aktivita

Pozorování dalekohledem naznačují, že sluneční magnetické pole, teoreticky zamrzlé do plazmatu fotosféry, zasahuje do koróny ve formě půlkruhových struktur. Takové koronální smyčky , pozorované v extrémním ultrafialovém a rentgenovém záření, obsahují velmi horké plazma s teplotou několika milionů stupňů.

Mnoho trubic s tokem je relativně stabilních na základě pozorování v oblasti měkkého rentgenového záření, ve kterém se emise z trubic šíří konstantní rychlostí. Zjasnění, malé záblesky, jasné body a výrony hmoty jsou však pozorovány poměrně často, zejména v aktivních oblastech. Takové projevy sluneční aktivity spojují astrofyzici s jevy relaxace intenzivního magnetického pole, při kterém se část energie magnetického pole přeměňuje na kinetickou energii částic (zahřívání); k přenosu energie může dojít během rozptylu toku, ohřevu nebo netepelných procesů v plazmatu.

Obvykle jsou prováděny pokusy vysvětlit vzplanutí procesy opětovného magnetického spojení. Je pravděpodobné, že nedojde k jedné rozsáhlé epizodě opětovného připojení, ale k řetězci kaskádových přepojení. Teorie nanoflares předpokládá, že takových jevů přepojování magnetických čar, ke kterým dochází současně v malé oblasti koróny, je velmi mnoho a každý z nich extrémně malým dílem přispívá k celkové energii události velkého rozsahu. Samy o sobě jsou nanoflare podobné, nacházejí se blízko v prostoru i čase, účinně ohřívají korónu a účastní se mnoha jevů sluneční magnetické aktivity.

V aktivních oblastech je často pozorováno epizodické zahřívání, včetně rozsáhlých jevů, jako jsou sluneční erupce a výrony koronální hmoty; může to být způsobeno kaskádovými efekty podobnými těm, které popisují matematické teorie katastrof. V hypotéze, že sluneční koróna je ve stavu samoorganizované kritickosti , se síla magnetického pole zvyšuje, dokud malá porucha nevede ke vzniku mnoha nestabilit, které současně působí jako lavina.

Jedním z experimentálních výsledků často citovaných jako důkaz teorie nanovzplanutí je, že rozložení počtu vzplanutí pozorovaných v oblasti tvrdého rentgenového záření je mocninnou funkcí se záporným exponentem energie. Dostatečně velký exponent v distribučním zákoně povede k tomu, že nejmenší jevy vytvoří významnou část energie. V energetickém rozsahu obyčejných erupcí je exponent -1,8 [7] [8] [9] . [10] Ve skutečnosti je potřeba exponent větší než 2, aby aktivitu sluneční koróny podpořily nanoflare. [jedenáct]

Nanořasy a koronální ohřev

Problém zahřívání sluneční koróny nebyl dosud vyřešen, i když výzkum pokračuje a byly nalezeny důkazy o nanoflarech ve sluneční koroně. Množství energie uložené ve slunečním magnetickém poli může být dostatečné k zahřátí korony natolik, aby udrželo plazma na dané teplotě a stabilní vůči ztrátám koronálního záření. [12]

Záření není jediným mechanismem pro ztrátu energie v koroně: protože plazma je ve vysoce ionizovaném stavu a magnetické pole je uspořádané, může k přenosu energie přispívat i tepelná vodivost. Ztráty energie v důsledku vedení tepla jsou co do velikosti stejné jako ztráty v koróně. Energie uvolněná v koróně, která není vyzařována ven, může spadnout zpět do chromosféry podél oblouků. V přechodové oblasti , kde je teplota 10 4 -10 5 K, jsou ztráty zářením příliš vysoké na to, aby byly vyváženy jiným mechanickým ohřevem. [13] Gradient v oblasti vysokých teplot zvyšuje průtok, aby se doplnila vyzařovaná energie. Jinými slovy, přechodová oblast je zóna s tak rychlými změnami parametrů (teplotní změny ze 100 tisíc K na 1 milion K na vzdálenostech řádově 100 km), protože tepelný tok z vyšší a teplejší atmosféry vyrovnává radiační ztráty, což je znázorněno mnoha emisními čarami, vytvořenými z ionizovaných atomů (kyslík, uhlík, železo atd.).

Konvekce na slunci může udržovat potřebné vytápění, ale v podobě, která není zcela známá. Ve skutečnosti je stále nejasné, jak se energie přenáší z chromosféry (kde může být absorbována a znovu emitována) a poté rozptýlena v koroně, spíše než aby byla přeměněna na sluneční vítr. Navíc není přesně známo, kde k energetickému přechodu dochází: v nižší koroně nebo většinou ve vysoké koroně, kde siločáry magnetického pole ustupují do heliosféry , což umožňuje částicím slunečního větru pohybovat se pryč od Slunce v celé sluneční soustavě. .

Vědci uznávají důležitost magnetického pole: existuje jasný vztah mezi aktivními oblastmi, ve kterých je zvýšený tok záření (zejména v oblasti rentgenového záření) a oblastmi intenzivního magnetického pole. [čtrnáct]

Problém koronálního ohřevu je komplikován skutečností, že různé vlastnosti koróny vyžadují různé energie. Je těžké uvěřit, že tak dynamické a vysokoenergetické jevy, jako jsou erupce a výrony koronální hmoty, mají stejný zdroj energie se stabilními strukturami pokrývajícími velké oblasti na Slunci: pokud by nanoflare měly zahřívat celou korónu, pak by musely být rovnoměrně distribuované, což způsobuje rovnoměrný ohřev . Samotné erupce – a mikro erupce, které mají při bližším zkoumání podobný charakter – jsou velmi nespojitě rozmístěny v prostoru a čase a nelze je spojovat s neustálým zahříváním. Na druhou stranu, aby bylo možné vysvětlit rychlé a vysokoenergetické jevy, jako jsou sluneční erupce, je nutné uspořádání magnetického pole ve vzdálenostech řádově metr.

Alfvenovy vlny , generované konvektivními pohyby ve fotosféře, mohou procházet chromosférou a přechodovou oblastí a přenášet tok energie srovnatelný s tokem potřebným k udržení koronální teploty. Vlnové sledy pozorované ve vysoké části chromosféry a ve spodní části přechodové oblasti mají periody 3-5 minut. Tyto hodnoty přesahují časové intervaly, během kterých Alfvenovy vlny procházejí koronální smyčkou. To znamená, že většina disipačních mechanismů může poskytnout dostatek energie pouze na vzdálenosti větší, než je vzdálenost sluneční koróny. Je pravděpodobné, že Alfvénovy vlny jsou zodpovědné za zrychlení slunečního větru v koronálních dírách .

Teorie mikronanovzplanutí, původně vyvinutá Parkerem, je jednou z teorií vysvětlujících zahřívání koróny jako rozptyl elektrických proudů vzniklých samovolnou relaxací magnetického pole do stavu nižší energie. Magnetická energie se přeměňuje na teplo. Propletení čar magnetického toku v koroně vede k jevu magnetického přepojování s následnou změnou magnetického pole na malých prostorových měřítcích, aniž by se magnetické pole ve velkých měřítcích měnilo. V takové teorii lze vysvětlit, proč jsou koronální smyčky stabilní a zároveň tak horké.

Ztráta v důsledku proudů může poskytnout alternativní vysvětlení aktivity koróny. Po mnoho let bylo opětovné připojení magnetických čar považováno za hlavní zdroj energie pro sluneční erupce. Takovýto zahřívací mechanismus však není příliš účinný ve velkých proudových vrstvách, přičemž velké množství energie se uvolňuje v turbulentním režimu, kdy nanoflare vznikají v mnohem menších měřítcích, kde nelze zanedbat nelineární efekty. [patnáct]

Poznámky

  1. ↑ NASA – Tiny Flares odpovědné za nadměrné teplo sluneční atmosféry . Získáno 23. září 2014. Archivováno z originálu 16. dubna 2011.
  2. ↑ Gold, T. Fyzika slunečních erupcí // NASA Sp. - 1964. - T. 50, ed. W.Hess . - S. 380 .
  3. ↑ Parker, Eugene N. Topological Dissipation and the Small-scale Fields in Turbulent Gases  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1972. - Sv. 174 . — S. 499 . - doi : 10.1086/151512 . - .
  4. ↑ Klimchuk, Jim. O řešení problému koronálního ohřevu  // Fyzika  Slunce. - 2006. - Sv. 234 . - str. 41-77 . - doi : 10.1007/s11207-006-0055-z . — . - arXiv : astro-ph/0511841 .
  5. ↑ Winebarger, Amy; Warren, Harry; Schmelz, Jana; Cirtain, Jonathane; Mulu-Moor, Fana; Golub, Leon; Kobayashi, Ken. Definování slepého úhlu měření Hinode EIS a XRT Temperature Measurements  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2012. - Sv. 746 . — P.L17 . - doi : 10.1088/2041-8205/746/2/L17 . - .
  6. ↑ Brosius, Jeffrey; Adrian, Daw; Rabin, DM Všudypřítomná slabá emise Fe XIX ze solárně aktivní oblasti pozorovaná pomocí EUNIS-13: Důkazy pro ohřev nanoflare  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2014. - Sv. 790 . — S. 112 . - doi : 10.1088/0004-637X/790/2/112 . - .
  7. ↑ Datlowe, DW; Elcan, MJ; Hudson, HS OSO-7 pozorování slunečního rentgenového záření v energetickém rozsahu 10-100 keV   // Solar Physics : deník. - 1974. - Sv. 39 . — S. 155 . - doi : 10.1007/BF00154978 . - .
  8. ↑ Lin, R.P.; Schwartz, R. A.; Kane, S.R.; Pelling, R. M.; Hurley, KC Sluneční tvrdé rentgenové mikrovzplanutí  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1984. - Sv. 283 . — S. 421 . - doi : 10.1086/162321 . - .
  9. ↑ Dennis, Brian R. Sluneční tvrdé rentgenové záblesky   // Solar Physics. - 1985. - Sv. 100 _ — S. 465 . - doi : 10.1007/BF00158441 . — .
  10. ↑ Porter, JG; Fontenla, JM; Simnett, GM Simultánní ultrafialová a rentgenová pozorování slunečních mikrovzplanutí  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1995. - Sv. 438 . - str. 472 . - doi : 10.1086/175091 . - .
  11. ↑ Hudson; HS sluneční erupce, mikro erupce, nanoflare a koronální ohřev  //  Solární fyzika : deník. - 1991. - Sv. 133 . - str. 357 . - doi : 10.1007/BF00149894 . — .
  12. ↑ Withbroe, G.L.; Noyes, RW Tok hmoty a energie ve sluneční chromosféře a koroně  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : deník. - 1977. - Sv. 15 . - str. 363-387 . - doi : 10.1146/annurev.aa.15.090177.002051 . - .
  13. ↑ Kněz, Eric. Solární magneto-hydrodynamika. - D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, Holandsko, 1982. - S. 208.
  14. ↑ Politto G; Vaiana GS; ZombeckMV; Krieger AS; Timothy AF Srovnání koronálních rentgenových struktur aktivních oblastí s magnetickými poli vypočtenými z fotosférických pozorování  //  Solar Physics : deník. - 1975. - září ( roč. 44 , č. 9 ). - str. 83-99 . - doi : 10.1007/BF00156848 . - .
  15. ↑ Rappazzo, A.F.; Velli, M.; Einaudi, G.; Dahlburg, RB Nelineární dynamika Parkerova scénáře pro koronální ohřev  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Sv. 677 , č.p. 2 . - S. 1348-1366 . - doi : 10.1086/528786 . - . - arXiv : 0709.3687 .

Odkazy

 slunce
Struktura Fotografie Slunce v ultrafialové oblasti spektra, zobrazená ve "falešných barvách". Získané Solar Dynamics Observatory.
Atmosféra
Rozšířená
struktura

Jevy týkající se Slunce
související témata
Spektrální třída : G2