Model Babcock

Babcockův model  je fenomenologický fyzikální model, který kvalitativně popisuje pozorovaný obraz cyklického vývoje magnetických polí a slunečních skvrn na povrchu Slunce.

Navrhl jej v roce 1961 [1] americký astronom H. W. Babcock a je následující.

• Na začátku 22letého cyklu má sluneční magnetické pole podobu dipólu, jehož osa je orientována podél osy rotace slunce.
• Siločáry jsou vůči vysoce vodivému slunečnímu plazmatu nehybné (v něm „zamrzlé“).
• Rotace Slunce je rozdílná : například rychlost na rovníku je o 20 % vyšší než na pólech (jedna synodická otáčka na rovníku nastane asi za 27 dní). Tato vlastnost rotace Slunce a „zamrznutí“ siločar vede k tomu, že jak rotace pokračuje, siločáry, původně směřované podél poledníků, se stáčejí v šířkovém směru.
• V tomto případě pole zvyšuje svou intenzitu a magnetický vztlak zvedá trubice magnetického pole ke slunečnímu povrchu. Když tyto trubice vystoupí nad povrch fotosféry , vytvoří se v ní bipolární oblasti.
• V důsledku potlačení konvekce v oblasti vznikajících silných magnetických polí klesá teplota a jas těchto oblastí. Vznikají tak sluneční skvrny, které na světlejším povrchu fotosféry vypadají tmavě.
• Hlava (umístěná na západ) bipolární oblasti má stejnou polaritu jako obecné dipólové magnetické pole na dané polokouli, ocasní (na východě) skvrna má opačnou polaritu.
• Hlavní sluneční skvrny bipolárních oblastí se převážně posouvají směrem k rovníku, magnetická pole těchto slunečních skvrn jsou na různých polokoulích opačná a anihilují blízko rovníku.
• Ocasní skvrny se pohybují směrem k pólům příslušných hemisfér. Protože jejich polarita je opačná než polarita pole v blízkosti pólu, celkový dipólový moment Slunce klesá.
• Proces tvorby a pohybu slunečních skvrn pokračuje, dokud se neobrátí polarita slunečního dipólu. Cyklus této změny trvá asi 11 let. Po dalších 11 letech, na konci 22letého cyklu, se dipólové pole vrátí do původního stavu.
• Bodová magnetická pole v blízkosti rovníku čas od času slábnou, dochází k přílivu koronálního plazmatu, který zvyšuje vnitřní tlak a vytváří „magnetickou bublinu“, která může prasknout a způsobit výrony koronální hmoty a vytvořit koronální díru , ve které jsou magnetické siločáry. otevřít do vesmíru. Takové ejekty jsou zdrojem vysokorychlostního slunečního větru .
• Přepojování magnetických polí vede k přeměně jejich energie na tepelnou energii plazmatu a způsobuje záření v daleké ultrafialové a rentgenové oblasti.

Později Babcockův model vyvinul americký astrofyzik R. Leighton ( eng.  Robert B. Leighton ) – jím navržený model se často nazývá „Babcock-Leightonův model“. Na rozdíl od Babcocka, který se spokojil s konstrukcí čistě kvalitativního modelu, Layton vytvořil semikvantitativní model cyklu sluneční aktivity, založený na datech ze skutečných pozorování Slunce, ale také s využitím řešení rovnic magnetohydrodynamiky . Na rozdíl od Babcockova modelu počítá Laytonův model se souvislostmi mezi aktivními procesy v různých zeměpisných šířkách Slunce, magnetické pole v něm není nikdy čistě poloidální (tedy směřované ve směru poledníku) a zóna tvorby skvrn nejen se posouvá směrem k rovníku, ale také se rozšiřuje s 11letým cyklem. Konečně, Leightonův model nevyžaduje zavedení magnetických silových trubic.

Poznámky

1. ↑ Babcock, HW Topologie magnetického pole Slunce a 22letý cyklus  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1961. - Sv. 133 , č. 2 . - str. 572-587 . - doi : 10.1086/147060 .

Viz také

• solární dynamo

Literatura

• Kněz E.R. Solární magnetohydrodynamika. — M .: Mir, 1985.

Odkazy

• Sluneční aktivita  (nedostupný odkaz)