Solární dynamo
Sluneční dynamo je fyzikální proces zodpovědný za generování magnetických polí na Slunci , což je typ magnetického hydrodynamického dynama .
Pozorování magnetických polí na Slunci, která se provádějí od počátku 20. století, ukázala, že se jejich intenzita mění a tyto změny jsou cyklické. Na začátku 11letého slunečního cyklu je rozsáhlé sluneční magnetické pole nasměrováno převážně podél meridiánů (běžně se říká, že je „poloidní“) a má přibližně dipólovou konfiguraci. V maximu cyklu je nahrazeno magnetickým polem nasměrovaným přibližně podél rovnoběžek (tzv. „toroidálním“) magnetickým polem slunečních skvrn , které je na konci cyklu opět nahrazeno poloidálním – přičemž jeho směr je opak toho, co bylo pozorováno před 11 lety (" Haleův zákon ").
Model solárního dynama má vysvětlit zmíněné pozorované rysy. Protože vodivost slunečního plazmatu je poměrně vysoká, jsou magnetická pole v konvektivní zóně Slunce popsána magnetohydrodynamikou . Vzhledem k tomu, že rovníkové oblasti Slunce rotují rychleji než polární oblasti (tento rys se nazývá „ rotační diferenciál “), musí být původně poloidální pole, které nese rotující plazma, nataženo podél rovnoběžek, čímž získá toroidní součást. Aby však byl zajištěn uzavřený samoudržovací proces, musí být toroidní pole nějakým způsobem přeměněno zpět na poloidní. Nějakou dobu nebylo jasné, jak se to stalo. Navíc Cowlingův teorém výslovně zakazoval stacionární osově symetrické dynamo. V roce 1955 americký astrofyzik Eugene Parker ve své klasické práci [1] ukázal, že rostoucí objemy slunečního plazmatu se musí vlivem Coriolisových sil otáčet a jimi strhovaná toroidní magnetická pole se mohou transformovat na poloidální (tzv. nazývaný "alfa efekt"). Tak byl zkonstruován model samonosného solárního dynama.
V současnosti bylo navrženo mnoho modelů solárních dynam, které jsou složitější než Parkerův, ale většinou se vracejí k druhému. Zejména se předpokládá, že ke generování magnetických polí nedochází v celé konvektivní zóně Slunce, jak se dříve myslelo, ale v tzv. „ tachoklině “ – relativně úzké oblasti poblíž rozhraní konvektivního a radiačního proudu . zóny Slunce, v hloubce asi 200 000 kilometrů pod sluneční fotosférou Magnetické pole vytvořené v této oblasti stoupá k povrchu Slunce díky magnetickému vztlaku .
Podrobnosti mechanismu solárního dynama nejsou zdaleka plně pochopeny a jsou předmětem moderního výzkumu.
Viz také
Poznámky
Literatura
- Kněz E.R. Solární magnetohydrodynamika. - M .: Mir, 1985. - S. 413.
| slunce | ||
|---|---|---|
| Struktura |  | |
| Atmosféra | ||
| Rozšířená struktura | ||
Jevy týkající se Slunce | ||
| související témata | ||
| Spektrální třída : G2 | ||