Nanovipper

Nanoflares ( eng.  Nanoflares ) - små episodiske tilfælde af opvarmning, der forekommer i solkoronaen , den ydre del af Solens atmosfære .

Hypotesen om, at mikroblus kan forklare opvarmningen af ​​koronaen, blev først foreslået af Thomas Gold [2] og derefter udviklet af Eugene Parker . [3]

Ifølge Parker opstår en nanoflare, når magnetiske linjer forbindes igen , mens en del af energien i solens magnetfelt omdannes til energien fra plasmabevægelse . Plasmabevægelse (repræsenteret som væskebevægelse) forekommer på så små rumlige skalaer, at den hurtigt overvældes af turbulens og viskositet. I dette tilfælde omdannes energien hurtigt til varme og føres af frie elektroner langs magnetfeltlinjerne tættere på det sted, hvor flashen blev dannet. For at opvarme et røntgenområde med en vinkelstørrelse på 1" x 1" er det nødvendigt, at der forekommer nanoudbrud af energi på 10 17 J hvert 20. sekund; 1000 nanoflares pr. sekund bør forekomme i et stort aktivt område med dimensioner på 10 5 x 10 5 km 2 . Baseret på denne teori kan strålingen, der kommer fra en stor flare, skabes af en række nanoflares, der ikke observeres separat.

Nanoflare-modellen har manglet observationsdata i lang tid. Modellering forudsagde, at nanoflares producerer en varm (~10 millioner K) komponent af den observerede stråling. [4] Desværre er moderne instrumenter, såsom Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer ombord på Hinode -satellitten , ikke følsomme nok i området af det spektrum, hvor denne svage emission produceres, hvilket gør direkte detektering af nanoflares umulig. [5] Nylige data fra EUNIS-raketten gav bevis for eksistensen af ​​et plasma med en temperatur på omkring 9 millioner K, som ikke deltager i flares, i kernerne af aktive områder. [6]

Nanovipper og coronaaktivitet

Teleskopobservationer tyder på, at solens magnetfelt, teoretisk frosset ind i fotosfærens plasma, strækker sig ind i koronaen i form af halvcirkelformede strukturer. Sådanne koronale sløjfer , observeret i ekstrem ultraviolet og røntgenstråler, indeholder meget varmt plasma med en temperatur på flere millioner grader.

Mange fluxrør er relativt stabile, baseret på observationer i det bløde røntgenområde, hvor emissionen fra rørene bevæger sig med en konstant hastighed. Imidlertid observeres lysere, små opblussen, lyse prikker og masseudstødninger ret ofte, især i aktive områder. Sådanne manifestationer af solaktivitet er forbundet af astrofysikere med fænomenerne afslapning af et intenst magnetfelt, hvor en del af magnetfeltets energi omdannes til partiklernes kinetiske energi (opvarmning); energioverførsel kan forekomme under strømningsdissipation, opvarmning eller ikke-termiske processer i plasmaet.

Normalt forsøges der at forklare flares ved magnetiske genforbindelsesprocesser. Det er sandsynligt, at der ikke forekommer én storstilet genforbindelsesepisode, men en kæde af kaskadende genforbindelser. Teorien om nanoflares antager, at sådanne fænomener med genforbindelse af magnetiske linjer, der forekommer på samme tid i et lille område af koronaen, er meget talrige, og hver af dem yder et ekstremt lille bidrag til den samlede energi af en storstilet begivenhed. I sig selv ligner nanoflares hinanden, er placeret tæt både i rum og tid, opvarmer effektivt koronaen og deltager i mange fænomener med solmagnetisk aktivitet.

Episodisk opvarmning observeres ofte i aktive områder, herunder fænomener i stor skala såsom soludbrud og koronale masseudstødninger; det kan være forårsaget af kaskadeeffekter svarende til dem, der er beskrevet af matematiske katastrofeteorier. I hypotesen om, at solkoronaen er i en tilstand af selvorganiseret kritik , øges magnetfeltstyrken, indtil en lille forstyrrelse fører til fremkomsten af ​​mange ustabiliteter, der samtidig virker som en lavine.

Et af de eksperimentelle resultater, der ofte nævnes som bevis for nanoflare-teorien, er, at fordelingen af ​​antallet af flares observeret i det hårde røntgenområde er en potensfunktion med en negativ eksponent for energi. En tilstrækkelig stor eksponent i distributionsloven vil føre til, at de mindste fænomener vil skabe en væsentlig del af energien. I energiområdet for almindelige flares er eksponenten -1,8 [7] [8] [9] . [10] Faktisk er en eksponent større end 2 nødvendig, for at solkoronaens aktivitet kan understøttes af nanoflares. [elleve]

Nanovipper og koronal opvarmning

Problemet med at opvarme solkoronaen er endnu ikke løst, selv om forskningen fortsætter, og der er fundet beviser for nanoflammer i solkoronaen. Mængden af ​​energi lagret i solens magnetfelt kan være tilstrækkelig til at opvarme koronaen nok til at holde plasmaet ved en given temperatur og stabilt mod koronale strålingstab. [12]

Stråling er ikke den eneste mekanisme for energitab i koronaen: Da plasmaet er i en stærkt ioniseret tilstand, og magnetfeltet er ordnet, kan termisk ledning også bidrage til energioverførsel. Energitabene på grund af termisk ledning er af samme størrelse som tabene i koronaen. Den energi, der frigives i koronaen, som ikke udsendes udenfor, kan falde tilbage i kromosfæren langs buerne. I overgangsregionen , hvor temperaturen er 10 4 -10 5 K, er strålingstabene for høje til at blive udlignet af nogen anden mekanisk opvarmning. [13] Gradienten i højtemperaturområdet øger flowet for at genopbygge den udstrålede energi. Med andre ord er overgangsregionen en zone med så hurtige ændringer i parametre (temperaturændringer fra 100 tusind K til 1 million K ved afstandsskalaer i størrelsesordenen 100 km), da varmestrømmen fra den højere og varmere atmosfære balancerer strålingstab, som er vist ved mange emissionslinjer, dannet af ioniserede atomer (ilt, kulstof, jern osv.).

Konvektion i solen kan opretholde den nødvendige opvarmning, men i en form, der ikke er helt kendt. I virkeligheden er det stadig uklart, hvordan energi overføres fra kromosfæren (hvor den kan absorberes og genudsendes) og derefter spredes i koronaen, i stedet for at blive omdannet til solvinden. Desuden vides det ikke præcist, hvor energiovergangen finder sted: i den nedre korona, eller mest i den høje korona, hvor magnetfeltlinjerne trækker sig ind i heliosfæren , hvilket tillader solvindpartikler at bevæge sig væk fra Solen gennem hele solsystemet .

Betydningen af ​​det magnetiske felt anerkendes af videnskabsmænd: der er en klar sammenhæng mellem aktive områder, hvor strålingsfluxen øges (især i røntgenområdet) og områder med intenst magnetfelt. [fjorten]

Problemet med koronal opvarmning kompliceres af det faktum, at forskellige træk ved koronaen kræver forskellige energier. Det er svært at tro, at sådanne dynamiske og højenergi-fænomener som flares og koronale masseudstødninger har den samme energikilde med stabile strukturer, der dækker store områder på Solen: hvis nanoflares skulle opvarme hele koronaen, så skulle de være jævnt fordelt, hvilket forårsager ensartet opvarmning. Selve blusser - og mikroblus, som ved nærmere undersøgelse har lignende karakter - er meget diskontinuerligt fordelt i rum og tid og kan ikke forbindes med konstant opvarmning. På den anden side, for at forklare hurtige og højenergi-fænomener såsom soludbrud, er rækkefølgen af ​​magnetfeltet på afstande af størrelsesordenen en meter nødvendig.

Alfven-bølger , genereret af konvektive bevægelser i fotosfæren, kan rejse gennem kromosfæren og overgangsregionen og bærer en energistrøm, der kan sammenlignes med den, der er nødvendig for at opretholde koronaltemperaturen. Bølgetog observeret i den høje del af kromosfæren og i den nedre del af overgangsregionen har perioder på 3-5 minutter. Disse værdier overstiger de tidsintervaller, hvor Alfven-bølger krydser koronalløkken. Det betyder, at de fleste af spredningsmekanismerne kun kan levere nok energi på afstande, der er større end afstanden til solkoronaen. Det er sandsynligt, at Alfvén-bølger er ansvarlige for accelerationen af ​​solvinden i koronale huller .

Teorien om mikro-nanoflares, oprindeligt udviklet af Parker, er en af ​​teorierne, der forklarer opvarmningen af ​​koronaen som spredningen af ​​elektriske strømme skabt af den spontane afslapning af magnetfeltet til en tilstand med lavere energi. Den magnetiske energi omdannes til varme. Sammenfletningen af ​​magnetiske fluxlinjer i koronaen fører til magnetiske genforbindelsesfænomener med en efterfølgende ændring i magnetfeltet på små rumlige skalaer uden at ændre magnetfeltet på store skalaer. I sådan en teori kan man forklare, hvorfor koronale løkker er stabile og samtidig så varme.

Dissipation på grund af strømme kan give en alternativ forklaring på corona-aktivitet. I mange år blev genforbindelsen af ​​magnetiske linjer betragtet som den vigtigste strømkilde til soludbrud. En sådan opvarmningsmekanisme er dog ikke særlig effektiv i store strømningslag, mens der frigives en stor mængde energi i det turbulente regime, når nanoflammer opstår i meget mindre skalaer, hvor ikke-lineære effekter ikke kan negligeres. [femten]

Noter

  1. ↑ NASA - Tiny Flares, der er ansvarlige for stor varme fra solens atmosfære . Hentet 23. september 2014. Arkiveret fra originalen 16. april 2011.
  2. ↑ Gold, T. The Physics of Solar Flares // Nasa Sp. - 1964. - T. 50, udg. 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. - Vol. 174 . — S. 499 . - doi : 10.1086/151512 . - .
  4. ↑ Klimchuk, Jim. Om løsning af Coronal Heating  Problem //  Solfysik. - 2006. - Bd. 234 . - S. 41-77 . - doi : 10.1007/s11207-006-0055-z . — . - arXiv : astro-ph/0511841 .
  5. ↑ Winebarger, Amy; Warren, Harry; Schmelz, Joan; Cirtain, Jonathan; Mulu-Moor, Fana; Golub, Leon; Kobayashi, Ken. Definition the Blind-Spot of Hinode EIS and XRT Temperature Measurements  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2012. - Vol. 746 . — P.L17 . - doi : 10.1088/2041-8205/746/2/L17 . - .
  6. ↑ Brosius, Jeffrey; Adrian, Daw; Rabin, DM Pervasive Faint Fe XIX Emission fra en Solar Active Region observeret med EUNIS-13: Evidence for Nanoflare Heating  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2014. - Vol. 790 . — S. 112 . - doi : 10.1088/0004-637X/790/2/112 . - .
  7. ↑ Datlowe, DW; Elcan, MJ; Hudson, HS OSO-7 observationer af solrøntgenstråler i energiområdet 10-100  keV  // Solfysik : journal. - 1974. - Bd. 39 . — S. 155 . - doi : 10.1007/BF00154978 . - .
  8. ↑ Lin, R.P.; Schwartz, R.A.; Kane, S.R.; Pelling, R.M.; Hurley, KC Solar hårde røntgenmikroflares  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1984. - Vol. 283 . — S. 421 . - doi : 10.1086/162321 . - .
  9. ↑ Dennis, Brian R. Solar hårde røntgenudbrud   // Solar Physics. - 1985. - Bd. 100 . — S. 465 . - doi : 10.1007/BF00158441 . — .
  10. ↑ Porter, JG; Fontenla, JM; Simnett, GM Samtidige ultraviolette og røntgenobservationer af solarmikroflammer  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1995. - Vol. 438 . - S. 472 . - doi : 10.1086/175091 . - .
  11. ↑ Hudson; HS Solar flares, microflares, nanoflares og koronal opvarmning  //  Solar Physics : journal. - 1991. - Bd. 133 . - S. 357 . - doi : 10.1007/BF00149894 . — .
  12. ↑ Withbroe, G.L.; Noyes, RW Masse- og energiflow i solkromosfæren og koronaen  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : journal. - 1977. - Bd. 15 . - s. 363-387 . - doi : 10.1146/annurev.aa.15.090177.002051 . - .
  13. ↑ Præst, Erik. Solmagnetisk hydrodynamik. - D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, Holland, 1982. - S. 208.
  14. ↑ Politto G; Vaiana GS; ZombeckMV; Krieger AS; Timothy AF En sammenligning af koronale røntgenstrukturer i aktive områder med magnetiske felter beregnet ud fra fotosfæriske observationer  //  Solar Physics : journal. - 1975. - September ( bind 44 , nr. 9 ). - S. 83-99 . - doi : 10.1007/BF00156848 . - .
  15. ↑ Rappazzo, A.F.; Velli, M.; Einaudi, G.; Dahlburg, RB Ikke- lineær Dynamics of the Parker Scenario for Coronal Heating  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2008. - Vol. 677 , nr. 2 . - S. 1348-1366 . - doi : 10.1086/528786 . - . - arXiv : 0709.3687 .

Links

 Sol
Struktur Fotografi af Solen i det ultraviolette område af spektret, afbildet i "falske farver". Fået af Solar Dynamics Observatory.
Stemning
Udvidet
struktur

Fænomener relateret til solen
relaterede emner
Spektralklasse : G2