Nanowlashes

Nanoflares ( eng.  Nanoflares ) – a napkoronában , a Nap légkörének külső részén fellépő kis, epizodikus felmelegedési esetek .

Azt a hipotézist, hogy a mikrofáklyák megmagyarázhatják a korona felmelegedését, először Thomas Gold [2] javasolta, majd Eugene Parker dolgozta ki . [3]

Parker szerint nanofák keletkezik, amikor a mágneses vonalakat újra összekapcsolják , miközben a szoláris mágneses mező energiájának egy része plazmamozgás energiájává alakul . A plazmamozgás (amelyet folyadékmozgásként ábrázol) olyan kis térbeli léptékekben fordul elő, hogy gyorsan elborítja a turbulencia és a viszkozitás. Ebben az esetben az energia gyorsan hővé alakul, és a szabad elektronok a mágneses erővonalak mentén, közelebb a villanás keletkezésének helyéhez viszik. Egy 1" x 1" szögméretű röntgentartomány felmelegítéséhez 20 másodpercenként 10 17 J energiájú nanokitörésekre van szükség; 1000 nanofáklyának másodpercenként kell bekövetkeznie egy nagy, 10 5 x 10 5 km 2 méretű aktív területen . Ezen elmélet alapján a nagy fáklyából származó sugárzás nanofáklyák sorozatával hozható létre, amelyeket külön nem figyelnek meg.

A nanofáklyás modellből hosszú ideje hiányoznak a megfigyelési adatok. A modellezés azt jósolta, hogy a nanofáklyák a megfigyelt sugárzás forró (~10 millió K) komponensét állítják elő. [4] Sajnos a modern műszerek, mint például a Hinode műhold fedélzetén található Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer , nem elég érzékenyek a spektrum azon tartományában, ahol ez a gyenge emisszió keletkezik, ami lehetetlenné teszi a nanofáklyák közvetlen észlelését. [5] Az EUNIS rakéta legújabb adatai bizonyítékot szolgáltattak a körülbelül 9 millió K hőmérsékletű plazma létezésére, amely nem vesz részt a fáklyákban, az aktív területek magjában. [6]

Nanowlashes és koronaaktivitás

A teleszkópos megfigyelések arra utalnak, hogy a nap mágneses tere, elméletileg a fotoszféra plazmájába fagyva, félkör alakú struktúrák formájában terjed ki a koronába. Az ilyen koronális hurkok , amelyeket a szélsőséges ultraibolya és röntgensugárzás során figyeltek meg, nagyon forró, több millió fokos hőmérsékletű plazmát tartalmaznak.

Sok fluxuscső viszonylag stabil, a lágy röntgen tartományban végzett megfigyelések alapján, ahol a csövek emissziója állandó sebességgel halad. Mindazonáltal elég gyakran megfigyelhető kivilágosodás, kis fellángolások, fényes pontok és tömeges kilökődések, különösen az aktív területeken. A naptevékenység ilyen megnyilvánulásait az asztrofizikusok az intenzív mágneses tér relaxációjának jelenségeivel társítják, melynek során a mágneses tér energiájának egy része részecskék kinetikus energiájává alakul (melegedés); energiaátadás történhet áramlási disszipáció, melegítés vagy nem termikus folyamatok során a plazmában.

A fáklyákat általában mágneses újrakapcsolási folyamatokkal próbálják megmagyarázni. Valószínű, hogy nem egy nagyszabású újrakapcsolódási epizód következik be, hanem a lépcsőzetes újrakapcsolódások láncolata. A nanofáklyák elmélete azt feltételezi, hogy a korona egy kis régiójában egy időben előforduló mágneses vonalak visszacsatolási jelenségei nagyon sokak, és mindegyik rendkívül csekély mértékben járul hozzá egy nagyszabású esemény teljes energiájához. Önmagukban a nanofáklyák hasonlóak egymáshoz, térben és időben is közel helyezkednek el, hatékonyan melegítik fel a koronát, és részt vesznek a napmágneses tevékenység számos jelenségében.

Epizodikus felmelegedés gyakran megfigyelhető az aktív területeken, beleértve a nagy léptékű jelenségeket, például a napkitöréseket és a koronatömeg kilökődését; a matematikai katasztrófaelméletek által leírtakhoz hasonló kaszkádhatások okozhatják. Abban a hipotézisben, hogy a napkorona önszerveződő kritikus állapotban van , a mágneses térerősséget addig növelik, amíg egy kis zavar sok instabilitás kialakulásához vezet, amelyek egyidejűleg lavinaként működnek.

A nanoflare elmélet bizonyítékaként gyakran emlegetett kísérleti eredmények egyike, hogy a kemény röntgentartományban megfigyelt fáklyák számának eloszlása ​​egy negatív energiakitevővel rendelkező hatványfüggvény. Egy kellően nagy kitevő az eloszlási törvényben ahhoz a tényhez vezet, hogy a legkisebb jelenségek az energia jelentős részét hozzák létre. A közönséges fáklyák energiatartományában a kitevő -1,8 [7] [8] [9] . [10] Valójában 2-nél nagyobb exponens szükséges ahhoz, hogy a napkorona aktivitását nanofáklyák támogassák. [tizenegy]

Nanowlashes és coronalis fűtés

A napkorona felfűtésének problémája még nem oldódott meg, bár a kutatás folytatódik, és bizonyítékokat találtak a napkoronában lévő nanokitörésekre. A nap mágneses mezőjében tárolt energia mennyisége elegendő lehet a korona felmelegítéséhez ahhoz, hogy a plazmát egy adott hőmérsékleten és stabilan tartsa a koronasugárzás veszteségeivel szemben. [12]

A koronában nem csak a sugárzás az energiaveszteség mechanizmusa: mivel a plazma erősen ionizált állapotban van és a mágneses tér rendezett, a hővezetés is hozzájárulhat az energiaátvitelhez. A hővezetés miatti energiaveszteség nagyságrendileg megegyezik a korona veszteségével. A koronában felszabaduló, kívül nem kibocsátott energia az ívek mentén visszahullhat a kromoszférába . Az átmeneti tartományban , ahol a hőmérséklet 10 4-10 5 K , a sugárzási veszteségek túl nagyok ahhoz, hogy bármilyen más mechanikus fűtéssel ki lehessen egyensúlyozni. [13] A magas hőmérsékletű tartományban a gradiens növeli az áramlást, hogy pótolja a kisugárzott energiát. Vagyis az átmeneti tartomány olyan gyors paraméterváltozás zónája (100 km-es nagyságrendű távolsági skálákon a hőmérséklet 100 ezer K-ről 1 millió K-ra változik), mivel a magasabb és melegebb légkörből érkező hőáramlás egyensúlyba hozza a hőmérsékletet. sugárzási veszteségek, amit sok emissziós vonal mutat, ionizált atomokból (oxigén, szén, vas stb.) képződve.

A nap konvekciója képes fenntartani a szükséges fűtést, de nem teljesen ismert formában. A valóságban még mindig nem világos, hogy az energia hogyan kerül át a kromoszférából (ahol elnyelhető és újra kibocsátható), majd disszipálódik a koronában, ahelyett, hogy napszélré alakulna át. Ráadásul nem ismert, hogy pontosan hol történik az energiaátmenet: az alsó koronában, vagy leginkább a magas koronában, ahol a mágneses erővonalak visszahúzódnak a helioszférába , lehetővé téve a napszél részecskéinek a Naptól való távolodását az egész Naprendszerben. .

A mágneses tér jelentőségét a tudósok felismerték: egyértelmű kapcsolat van a megnövekedett sugárzási fluxus aktív tartományai (különösen a röntgentartományban) és az intenzív mágneses tér között. [tizennégy]

A koronafűtés problémáját bonyolítja, hogy a korona különböző tulajdonságai eltérő energiát igényelnek. Nehéz elhinni, hogy az olyan dinamikus és nagy energiájú jelenségek, mint a fáklyák és a koronatömeg kilökődése ugyanazzal az energiaforrással rendelkeznek, stabil szerkezetekkel, amelyek nagy területeket fednek le a Napon: ha a nanofáklyák felmelegítenék az egész koronát, akkor egyenletesen kell elhelyezkedniük. eloszlik, egyenletes melegítést okozva . Maguk a fáklyák - és a mikrofáklyák, amelyek közelebbről megvizsgálva hasonló jellegűek - térben és időben nagyon szakaszosan oszlanak el, és nem kapcsolhatók össze állandó melegítéssel. Másrészt a gyors és nagy energiájú jelenségek, például a napkitörések magyarázatához szükséges a mágneses tér méteres nagyságrendű távolságra történő rendezése.

A fotoszférában végbemenő konvektív mozgások által generált Alfven-hullámok áthaladhatnak a kromoszférán és az átmeneti tartományon, és a koronahőmérséklet fenntartásához szükséges energiaáramhoz hasonló energiaáramlást hordoznak. A kromoszféra felső részén és az átmeneti régió alsó részén megfigyelhető hullámsorok 3-5 perces periódusúak. Ezek az értékek meghaladják azt az időintervallumot, amely alatt az Alfven hullámok áthaladnak a koronahurkon. Ez azt jelenti, hogy a legtöbb disszipációs mechanizmus csak a napkoronától való távolságnál nagyobb távolságra képes elegendő energiát biztosítani. Valószínű, hogy az Alfvén-hullámok felelősek a napszél felgyorsulásáért a koronalyukakban .

Az eredetileg Parker által kidolgozott mikro-nanokitörések elmélete egyike azoknak az elméleteknek, amelyek a korona felmelegedését a mágneses tér spontán ellazulásával létrejövő elektromos áramok alacsonyabb energiájú állapotba való disszipációjaként magyarázzák. A mágneses energia hővé alakul. A mágneses fluxusvonalak összefonódása a koronában mágneses újrakapcsolódási jelenségekhez vezet, a mágneses tér későbbi változásával kis térbeli léptékekben anélkül, hogy nagy léptékben a mágneses tér megváltozna. Egy ilyen elméletben meg lehet magyarázni, hogy a koronahurkok miért stabilak és ugyanakkor olyan forróak.

Az áramlatok miatti disszipáció alternatív magyarázatot adhat a koronaaktivitásra. Sok éven át a mágneses vezetékek visszakapcsolását tekintették a napkitörések fő energiaforrásának. Egy ilyen fűtési mechanizmus azonban nem túl hatékony nagy áramlási rétegekben, miközben nagy mennyiségű energia szabadul fel turbulens üzemmódban, amikor a nanofáklyák sokkal kisebb léptékben lépnek fel, ahol a nemlineáris hatások nem elhanyagolhatók. [tizenöt]

Jegyzetek

  1. ↑ NASA – A Nap légkörének túlméretezett hőjéért felelős apró fáklyák . Letöltve: 2014. szeptember 23. Az eredetiből archiválva : 2011. április 16..
  2. ↑ Gold, T. A napkitörések fizikája // Nasa Sp. - 1964. - T. 50, szerk. W.Hess . - S. 380 .
  3. ↑ Parker, Eugene N. Topological Dissipation and the Small-scale Fields in Turbulen Gases  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1972. - Vol. 174 . - 499. o . - doi : 10.1086/151512 . - .
  4. ↑ Klimchuk, Jim. A koronális fűtési probléma  megoldásáról //  Napfizika. - 2006. - 20. évf. 234 . - P. 41-77 . - doi : 10.1007/s11207-006-0055-z . — . - arXiv : astro-ph/0511841 .
  5. ↑ Borász, Amy; Warren, Harry; Schmelz, Joan; Cirtain, Jonathan; Mulu-Moor, Fana; Golub, Leon; Kobayashi, Ken. A Hinode EIS és XRT hőmérsékletmérések vakfoltjának meghatározása  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2012. - Vol. 746 . — P.L17 . - doi : 10.1088/2041-8205/746/2/L17 . - Iránykód .
  6. ↑ Brosius, Jeffrey; Adrian, Daw; Rabin, DM Pervasive Faint Fe XIX Emission from a Solar Active Region, EUNIS-13: Evidence for Nanoflare Heating  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2014. - Vol. 790 . — 112. o . - doi : 10.1088/0004-637X/790/2/112 . - .
  7. ↑ Datlowe, DW; Elcan, MJ; Hudson, HS OSO-7 megfigyelések szoláris röntgensugárzásról 10-100 keV energiatartományban   // Solar Physics : folyóirat. - 1974. - 1. évf. 39 . — 155. o . - doi : 10.1007/BF00154978 . - .
  8. ↑ Lin, R.P.; Schwartz, R. A.; Kane, S. R.; Pelling, R. M.; Hurley, KC Solar hard X-ray microflares  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1984. - Vol. 283 . — 421. o . - doi : 10.1086/162321 . - .
  9. ↑ Dennis, Brian R. Solar hard X-ray bursts   // Solar Physics. - 1985. - 1. évf. 100 . — 465. o . - doi : 10.1007/BF00158441 . — .
  10. ↑ Porter, JG; Fontenla, JM; Simnett, GM Egyidejű ultraibolya és röntgensugaras megfigyelések a szoláris mikrofákról  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1995. - Vol. 438 . - 472. o . - doi : 10.1086/175091 . - .
  11. ↑ Hudson; HS Napkitörések, mikrofáklyák, nanofáklyák és koronafűtés  //  Solar Physics : folyóirat. - 1991. - 1. évf. 133 . - 357. o . - doi : 10.1007/BF00149894 . — .
  12. ↑ Withbroe, G.L.; Noyes, RW Tömeg- és energiaáramlás a nap kromoszférájában és a koronában  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : folyóirat. - 1977. - 1. évf. 15 . - P. 363-387 . - doi : 10.1146/annurev.aa.15.090177.002051 . - Iránykód .
  13. ↑ Pap, Eric. Solar Magneto-hidrodinamika. - D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, Hollandia, 1982. - 208. o.
  14. ↑ Politto G; Vaiana GS; ZombeckMV; Krieger AS; Timothy AF Az aktív régiók coronalis röntgenszerkezeteinek összehasonlítása a fotoszférikus megfigyelésekből számított mágneses mezőkkel  //  Solar Physics : folyóirat. - 1975. - szeptember ( 44. évf. , 9. sz.). - 83-99 . o . - doi : 10.1007/BF00156848 . - .
  15. ↑ Rappazzo, A.F.; Velli, M.; Einaudi, G.; Dahlburg, RB Nonlinear Dynamics of the Parker Scenario for Coronal Heating  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2008. - Vol. 677 , sz. 2 . - P. 1348-1366 . - doi : 10.1086/528786 . - Iránykód . - arXiv : 0709.3687 .

Linkek

 Nap
Szerkezet Fénykép a Napról a spektrum ultraibolya tartományában, "hamis színekkel" ábrázolva. A Solar Dynamics Observatory szerezte.
Légkör
Kiterjesztett
szerkezet
A Naphoz kapcsolódó
jelenségek
Kapcsolódó témák
Spektrális osztály : G2