Přechodová oblast Slunce

Sluneční přechodová oblast je oblast sluneční atmosféry mezi chromosférou a korónou [ 1 ] [2] .  Z vesmíru ji lze pozorovat pomocí dalekohledů, které umožňují pozorování v ultrafialové oblasti. Studium této oblasti je důležité, protože ve sluneční atmosféře dochází k řadě nesouvisejících, ale důležitých přechodných jevů.

• Pod touto oblastí gravitace určuje tvar struktur ve vnitřku Slunce, takže Slunce je často popisováno jako vrstvy a ploché struktury (jako jsou sluneční skvrny ). Nahoře je tvar struktur řízen dynamickými silami, takže přechodová oblast není dobře definovaná vrstva v pevné výšce.
• Dole je většina helia ve stavu částečné ionizace , takže emise energie je účinnější. Nad touto oblastí se helium plně ionizuje. To má významný vliv na rovnovážnou teplotu.
• Pod touto oblastí je hmota neprůhledná v určitých barvách spojených se spektrálními čarami, takže většina spektrálních čar, které se tvoří pod přechodovou oblastí, jsou absorpční čáry v infračervené, viditelné a blízké ultrafialové oblasti. Většina čar, které se tvoří nad nebo v přechodové oblasti, jsou vzdálené ultrafialové nebo rentgenové emisní čáry. V tomto případě je radiační přenos energie výrazně ztížen.
• Pod touto oblastí tlak plynu a hydrodynamické účinky typicky řídí pohyb a tvar struktur. Nad přechodovou oblastí magnetické síly řídí pohyb a tvar struktur. Samotná přechodová oblast nebyla plně prozkoumána, protože simulace vyžaduje značný výpočetní čas. Také shoda Navier-Stokesových rovnic s elektrodynamikou komplikuje výpočty.

Ionizace helia je důležitá, protože tento proces hraje zásadní roli při tvorbě sluneční koróny. Pokud se ukáže, že hmota Slunce je dostatečně studená na to, aby bylo helium ionizováno jen částečně (to znamená, že si zadrží jeden ze dvou elektronů), pak je hmota ochlazována poměrně účinně zářením černého tělesa a v liniích Lymanu kontinuum . Takové podmínky jsou pozorovány v horní části chromosféry, kde je rovnovážná teplota několik desítek tisíc kelvinů.

Když je přijato trochu více tepla, helium se plně ionizuje, zatímco přestává vytvářet Lymanovo kontinuum a vyzařuje méně efektivně. Teplota prudce vyskočí na úroveň asi 1 milionu kelvinů, což je teplota sluneční koróny. Tento jev se nazývá teplotní katastrofa a jde o fázový přechod podobný přechodu vroucí vody v páru. Ve skutečnosti výzkumníci ve sluneční fyzice nazývají tento proces vypařováním , analogicky s více známým procesem zahrnujícím vodu. Pokud se naopak množství tepla přeneseného do materiálu koróny mírně sníží, pak se materiál velmi rychle ochladí pod „katastrofickou“ teplotu asi na sto tisíc kelvinů. Přechodovou oblast tvoří hmota s teplotou blízkou „katastrofické“ teplotě.

Přechodová oblast je viditelná ve vzdáleném ultrafialovém světle na snímcích TRACE jako slabé halo nad tmavým (ve vzdáleném UV záření) povrchem Slunce a koróny. Halo také obklopuje tmavé oblasti vzdáleného UV záření, jako jsou protuberance, které se skládají hlavně z kondenzované hmoty držené v koronální výšce magnetickým polem.

Poznámky

1. ↑ Přechodová oblast . Solar Physics, NASA Marshall Space Flight Center . NASA. Získáno 8. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 8. ledna 2017. (neurčitý)
2. ↑ Mariška, John. Oblast solárního přechodu. - Cambridge University Press, Cambridge, 1993. - ISBN 978-0521382618 .

Odkazy

• Animované vysvětlení oblasti přechodu (a chromosféry) Archivováno 16. listopadu 2015 na Wayback Machine (University of South Wales  )
• Animované vysvětlení teploty přechodové oblasti (a chromosféry) Archivováno 16. listopadu 2015 na Wayback Machine (University of South Wales  )

slunce
Struktura	Jádro Sálavé přenosové pásmo tachoklin konvekční zóna
Atmosféra	Fotosféra Chromosféra sluneční koróna
Rozšířená struktura	heliosféra List heliosférického proudu hranice rázové vlny heliosférický plášť heliopauza příďová rázová vlna
Jevy týkající se Slunce	Zatmění Slunce Sluneční aktivita sluneční skvrny sluneční erupce Miyake události výrony koronální hmoty sluneční cyklus Změny slunečního záření Vlčí číslo Seznam cyklů sluneční aktivity Maunderovo minimum Solární radiace koronální díry Koronální smyčky pochodně Granule vločky Prominence a vlákna Spikuly Supergranulace slunečný vítr Mortonova vlna Evershed efekt
související témata	Sluneční Soustava Evoluce hvězd Rotace slunce solární dynamo geomagnetická bouře Ztmavení směrem k okraji
Spektrální třída : G2