Solar dynamo
Soldynamoen er den fysiske proces, der er ansvarlig for genereringen af magnetiske felter på Solen , en type magnetisk hydrodynamisk dynamo .
Observationer af magnetfelter på Solen, som er blevet udført siden begyndelsen af det 20. århundrede, har vist, at deres intensitet er ved at ændre sig, og disse ændringer er cykliske. I begyndelsen af den 11-årige solcyklus er det store solmagnetiske felt rettet overvejende langs meridianerne (det siges almindeligvis, at det er "poloidalt") og har en omtrentlig dipolkonfiguration . Ved maksimum af cyklussen erstattes det af et magnetfelt, der er rettet omtrent langs parallellerne (det såkaldte "toroidale") solpletmagnetfelt , som i slutningen af cyklussen igen erstattes af et poloidalt - mens dets retning er modsat hvad der blev observeret for 11 år siden (" Hales lov ").
Soldynamomodellen er beregnet til at forklare de nævnte observerede træk. Da ledningsevnen af solplasmaet er ret høj, er magnetfelterne i Solens konvektionszone beskrevet af magnetohydrodynamik . På grund af den kendsgerning, at Solens ækvatoriale områder roterer hurtigere end de polære områder (denne egenskab kaldes " rotationsdifferential "), skal det oprindeligt poloidale felt, som bliver båret med af det roterende plasma, strækkes langs parallellerne, og derved opnås en toroidformet komponent. Men for at sikre en lukket selvopretholdende proces, skal det toroidale felt på en eller anden måde transformeres tilbage til et poloidalt. I et stykke tid var det ikke klart, hvordan dette sker. Desuden forbød Cowlings teorem eksplicit en stationær aksesymmetrisk dynamo. I 1955 viste den amerikanske astrofysiker Eugene Parker i sit klassiske værk [1] , at de stigende volumener af solplasmaet må rotere på grund af Coriolis-kræfterne , og de toroidformede magnetfelter, der medføres af dem, kan omdannes til poloidale (de så- kaldet "alfaeffekt"). Således blev der konstrueret en model af en selvbærende soldynamo.
På nuværende tidspunkt er der foreslået adskillige solar dynamo-modeller, der er mere komplekse end Parkers, men for det meste går tilbage til sidstnævnte. Især antages det, at genereringen af magnetiske felter ikke forekommer i hele Solens konvektive zone, som tidligere antaget, men i den såkaldte " tachocline " - et relativt snævert område nær grænsen af den konvektive og radiative zoner af Solen, i en dybde på omkring 200.000 kilometer under solfotosfæren , hvor rotationshastigheden ændrer sig kraftigt. Det magnetiske felt, der skabes i dette område, stiger til Solens overflade på grund af magnetisk opdrift .
Detaljerne i soldynamoens mekanisme er langt fra fuldt ud forstået og er genstand for moderne forskning.
Se også
Noter
Litteratur
- Præst E.R. Solar magnetohydrodynamik. - M . : Mir, 1985. - S. 413.
| Sol | ||
|---|---|---|
| Struktur |  | |
| Stemning | ||
| Udvidet struktur | ||
Fænomener relateret til solen | ||
| relaterede emner | ||
| Spektralklasse : G2 | ||