Нанофлаеры - Nanoflares

"Эта карта температуры в искусственных цветах показывает солнечная активная область AR10923, наблюдаемый недалеко от центра солнечного диска. Синие области указывают на плазму около 10 миллионов градусов K. »Фото: Реале и др. (2009), НАСА.[1]

А нановспышка это очень небольшое эпизодическое нагревание, которое происходит в корона внешние атмосфера из солнце.

Гипотезу о «микровспышках» как возможном объяснении нагрева короны впервые высказал Томас Голд[2]а затем разработан Юджин Паркер.[3]

По словам Паркера, нановспышка возникает в результате магнитное пересоединение который преобразует энергию, запасенную в солнечное магнитное поле в движение плазма Движение плазмы (рассматриваемое как движение жидкости) происходит на столь малых масштабах длины, что вскоре затухает за счет турбулентность а затем вязкость. Таким образом энергия быстро превращается в высокая температура, и проводится свободными электронами вдоль силовых линий магнитного поля ближе к месту включения нановспышки. Чтобы нагреть область очень высокой Рентгеновский излучение на площади 1 "x 1", нановспышка 1017 J должно происходить каждые 20 секунд, а 1000 нановспышек в секунду должно происходить в большой активной области 105 х 105 км2.Согласно этой теории, излучение, исходящее от большой вспышки, могло быть вызвано серией микронановспышек, которые нельзя наблюдать по отдельности.

Модель нановспышки долгое время страдала от недостатка данных наблюдений. Моделирование предсказывает, что нановспышки создают слабый горячий (~ 10 МК) компонент меры излучения.[4] К сожалению, современные инструменты, такие как спектрометр для визуализации в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне, на борту Hinode, недостаточно чувствительны к диапазону, в котором происходит это слабое излучение, что делает невозможным надежное обнаружение.[5] Недавние данные, полученные с помощью зондирующей ракеты EUNIS, предоставили некоторые спектральные свидетельства отсутствия вспышки плазмы при температурах около 9 МК в ядрах активной области.[6]

Нановспышки и корональная активность

Типичное развальцовывание коронковые петли наблюдается TRACE в EUV лучах

Телескопические наблюдения показывают, что солнечное магнитное поле, который теоретически «вморожен» в газ плазма в фотосфера, расширяется в примерно полукруглые структуры в короне. Эти коронковые петли, которые можно увидеть в EUV и рентгеновских изображениях (см. рисунок слева), часто ограничивают очень горячую плазму с эмиссией, характерной для температуры от одного до нескольких миллионов градусов.

Многие магнитные трубки относительно стабильны, как видно на мягких рентгеновских изображениях, излучающих с постоянной скоростью. Однако мерцания, просветления, небольшие взрывы, яркие точки, вспышки и массовые извержения наблюдаются очень часто, особенно в активные регионы. Эти макроскопические признаки солнечной активности рассматриваются астрофизиками как феноменология, связанная с событиями релаксации напряженных магнитных полей, во время которых часть накопленной ими энергии в конечном итоге выделяется в кинетическую энергию частиц (нагревание); это могло быть через рассеивание тока, Эффект Джоуля, или любой из нескольких нетепловых плазменных эффектов.

Теоретическая работа часто обращается к концепции магнитное пересоединение Однако современное мышление предполагает, что лучшим описанием может быть множество мелких версий повторного соединения, каскадно соединяющихся вместе. Теория нановспышек предполагает, что эти вспышки могут быть лучше объяснены, чем единичный крупномасштабный эпизод такого процесса. События магнитного пересоединения, происходящие почти в одно и то же время на малых масштабах длины в любом месте короны, очень многочисленны, каждое из которых обеспечивает незаметно малую часть полной энергии, необходимой для макроскопического события. Эти нановспышки сами могут напоминать очень крошечные вспышки. близко друг к другу, как во времени, так и в пространстве, эффективно нагревая корону и лежащие в основе многих явлений солнечной магнитной активности.

Эпизодический нагрев часто наблюдается в активные регионы, включая крупные мероприятия, такие как вспышки и выбросы корональной массы могут быть спровоцированы каскадными эффектами, подобными тем, которые описываются математическими теориями катастроф. В гипотезе о том, что солнечная корона находится в состоянии самоорганизованная критичность Напряжение магнитного поля должно увеличиваться до тех пор, пока небольшое возмущение не вызовет множество мелких нестабильностей, происходящих вместе, как это происходит в лавинах.

Одним из экспериментальных результатов, часто цитируемых в поддержку теории нановспышек, является тот факт, что распределение числа вспышек, наблюдаемых в жестком рентгеновском излучении, является функцией их энергии, следуя степенному закону с отрицательным спектральным индексом. Достаточно большой степенной индекс позволил бы самым маленьким событиям преобладать в общей энергии. В диапазоне энергий обычных вспышек индекс имеет значение примерно -1,8[7][8][9].[10]На самом деле, однако, отрицательный спектральный индекс, превышающий 2, необходим для сохранения солнечная корона через гипотезу нановспышки.[11]

Нановспышки и коронарный нагрев

Линии солнечного магнитного поля

Проблема нагрева короны до сих пор не решена, хотя исследования продолжаются, и в солнечной короне были обнаружены другие свидетельства наличия нано-вспышек. солнечное магнитное поле может учесть нагрев короны, необходимый для поддержания плазмы при этой температуре и уравновешивания потери на излучение в короне.[12]

Излучение - не единственный механизм потери энергии в короне: поскольку плазма сильно ионизирован, а магнитное поле хорошо организовано, теплопроводность - конкурентный процесс. Потери энергии из-за теплопроводности того же порядка, что и потери на излучение в короне. Энергия, выделяемая в короне, которая не излучается извне, возвращается к хромосфера по дугам. переходный регион где температура около 104 -105 K, потери на излучение слишком высоки, чтобы их можно было уравновесить каким-либо механическим нагревом.[13]Очень высокий температурный градиент, наблюдаемый в этом диапазоне температур, увеличивает проводящий поток для обеспечения облучаемой мощности. Другими словами, переходная область настолько крутая (температура увеличивается от 10kK до 1MK на расстоянии порядка 100 км), потому что теплопроводность от более горячей атмосферы должна уравновешивать высокие радиационные потери, как указано в многочисленных эмиссионные линии, которые образуются из ионизированных атомов (кислорода, углерода, железа и т. д.).

Солнечная конвекция может обеспечить необходимое отопление, но еще не известным способом. На самом деле, до сих пор неясно, как эта энергия передается из хромосферы (где она может быть поглощена или отражена), а затем рассеивается в короне, вместо того, чтобы рассеиваться в солнечном ветре. Более того, где именно это происходит? : в низком корона или в основном в более высокой короне, где силовые линии магнитного поля открываются в космос гелиосфера, управляя Солнечный ветер в Солнечная система.

Важность магнитного поля признается всеми учеными: существует строгое соответствие между активные регионы, где облучаемый поток больше (особенно в рентгеновских лучах), и области сильного магнитного поля.[14]

Проблема нагрева короны усложняется тем фактом, что различные особенности короны требуют очень разного количества энергии. Трудно поверить, что очень динамичные и энергичные явления, такие как вспышки и выбросы корональной массы, имеют один и тот же источник энергии со стабильными структурами, покрывающими очень много энергии. большие области на Солнце: если бы нановспышки нагревали всю корону, то они должны были бы быть распределены так равномерно, чтобы выглядеть как устойчивый нагрев. Сами вспышки - и микровспышки, которые при детальном изучении, кажется, имеют одну и ту же физику - являются сильно прерывистый в пространстве и времени, и поэтому не будет иметь отношения к какому-либо требованию для непрерывного нагрева. С другой стороны, для объяснения очень быстрых и энергичных явлений, таких как солнечные вспышки, магнитное поле должно быть структурировано на расстояниях порядка метра.

Солнечная вспышка и корональный выброс массы (СТЕРЕО )

В Альфвеновские волны генерируемые конвективными движениями в фотосфера может пройти через хромосфера и переходный регион, несущий поток энергии, сопоставимый с потоком, необходимым для поддержания корона Во всяком случае, периоды волнового потока, наблюдаемые в высокой хромосфере и в нижней переходной области, составляют порядка 3-5 мин. Это время больше, чем время, необходимое альвеновским волнам, чтобы пересечь типичную корональную петлю. Это означает, что большинство диссипативных механизмов могут давать достаточно энергии только на удалении от солнечной короны. Более вероятно, что альфвеновские волны ответственны за ускорение Солнечный ветер в корональные дыры.

Первоначально разработанная Паркером теория микровспышек является одной из тех, которые объясняют нагрев короны как диссипацию электрических токов, генерируемых спонтанной релаксацией магнитного поля, в сторону конфигурации с более низкой энергией. Таким образом, магнитная энергия преобразуется в Джоулевое нагревание.Сплетение силовых линий корональных магнитных трубок вызывает события магнитное пересоединение с последующим изменением магнитное поле на малых масштабах длины без одновременного изменения силовых линий магнитного поля на больших масштабах длины. Таким образом, можно объяснить, почему коронковые петли стабильны и в то же время такие горячие.

Омическое рассеяние токами могло бы быть хорошей альтернативой для объяснения корональной активности. На протяжении многих лет магнитное пересоединение использовался как основной источник энергии солнечные вспышки. Однако этот механизм нагрева не очень эффективен в больших текущие листы, в то время как больше энергии выделяется в турбулентных режимах, когда нановспышки происходят на гораздо меньших масштабах, где нелинейными эффектами нельзя пренебречь.[15]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ «НАСА - крошечные вспышки, ответственные за чрезмерное тепло солнечной атмосферы». Получено 23 сентября 2014.
  2. ^ Голд, Т. (1964). «Физика солнечных вспышек». НАСА. 50, изд. В. Хесс: 380.
  3. ^ Паркер, Юджин Н. (1972). «Топологическая диссипация и мелкомасштабные поля в турбулентных газах». Астрофизический журнал. 174: 499. Bibcode:1972ApJ ... 174..499P. Дои:10.1086/151512.
  4. ^ Климчук, Джим (2006). «О решении проблемы коронального нагрева». Солнечная физика. 234 (1): 41–77. arXiv:astro-ph / 0511841. Bibcode:2006Соф..234 ... 41К. Дои:10.1007 / s11207-006-0055-z. S2CID  119329755.
  5. ^ Винный бармен, Эми; Уоррен, Гарри; Шмельц, Джоан; Сиртейн, Джонатан; Мулу-Мур, Фана; Голуб, Леон; Кобаяши, Кен (2012). «Определение слепой зоны при измерениях температуры Hinode EIS и XRT». Письма в астрофизический журнал. 746 (2): L17. Bibcode:2012ApJ ... 746L..17W. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 746/2 / L17.
  6. ^ Брозиус, Джеффри; Адриан, Доу; Рабин, Д. (2014). «Распространенное слабое излучение Fe XIX из солнечной активной области, наблюдаемое с помощью EUNIS-13: свидетельства нанофлюарного нагрева». Астрофизический журнал. 790 (2): 112. Bibcode:2014ApJ ... 790..112B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 790/2/112.
  7. ^ Datlowe, D.W .; Elcan, M.J .; Хадсон, Х.С. (1974). «OSO-7 наблюдения рентгеновского излучения Солнца в диапазоне энергий 10–100 кэВ». Солнечная физика. 39 (1): 155–174. Bibcode:1974Соф ... 39..155Д. Дои:10.1007 / BF00154978. S2CID  122521337.
  8. ^ Lin, R.P .; Schwartz, R.A .; Kane, S. R .; Пеллинг, Р. М .; и другие. (1984). «Солнечные жесткие рентгеновские микровспышки». Астрофизический журнал. 283: 421. Bibcode:1984ApJ ... 283..421L. Дои:10.1086/162321.
  9. ^ Деннис, Брайан Р. (1985). «Солнечные жесткие рентгеновские вспышки». Солнечная физика. 100 (1–2): 465–490. Bibcode:1985Соф..100..465Д. Дои:10.1007 / BF00158441. S2CID  189827655.
  10. ^ Porter, J. G .; Fontenla, J.M .; Симнетт, Г. М. (1995). «Одновременные ультрафиолетовые и рентгеновские наблюдения солнечных микровспышек». Астрофизический журнал. 438: 472. Bibcode:1995ApJ ... 438..472P. Дои:10.1086/175091.
  11. ^ Хадсон; H.S. (1991). «Солнечные вспышки, микровспышки, нановспышки и нагрев короны». Солнечная физика. 133 (2): 357. Bibcode:1991Соф..133..357Х. Дои:10.1007 / BF00149894. S2CID  120428719.
  12. ^ Withbroe, G.L .; Нойес, Р. В. (1977). «Потоки массы и энергии в хромосфере и короне Солнца». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 15: 363–387. Bibcode:1977ARA & A..15..363 Вт. Дои:10.1146 / annurev.aa.15.090177.002051.
  13. ^ Священник, Эрик (1982). Солнечная магнитогидродинамика. D.Reidel Publishing Company, Дордрехт, Голландия. п. 208.
  14. ^ Poletto G; Вайана GS; Зомбек М.В.; Krieger AS; и другие. (Сентябрь 1975 г.). «Сравнение корональных рентгеновских структур активных областей с магнитными полями, рассчитанными по фотосферным наблюдениям». Солнечная физика. 44 (9): 83–99. Bibcode:1975Соф ... 44 ... 83П. Дои:10.1007 / BF00156848. S2CID  121538547.
  15. ^ Раппаццо, А. Ф .; Велли, М .; Einaudi, G .; Дальбург, Р. Б. (2008). «Нелинейная динамика сценария Паркера для коронального нагрева». Астрофизический журнал. 677 (2): 1348–1366. arXiv:0709.3687. Bibcode:2008ApJ ... 677.1348R. Дои:10.1086/528786. S2CID  15598925.

внешние ссылки

  • Новости НАСА Крошечные вспышки, ответственные за чрезмерное тепло солнечной атмосферы.