Nanoflares - Nanoflares
En nanoflare er en veldig liten episodisk oppvarmingshendelse som skjer i koronaen , den ytre atmosfæren til solen .
Hypotesen om små impulsive oppvarmingshendelser som en mulig forklaring på koronaloppvarmingen ble først foreslått av Thomas Gold og deretter senere utviklet og kalt "nanoflares" av Eugene Parker .
I henhold til Parker oppstår en nanostorm fra en eventuell magnetisk omkobling som omdanner energien som er lagret i den solenergi magnetfelt inn i bevegelse av plasmaet . Plasma-bevegelsen (tenkt som flytende bevegelse) forekommer i lengdeskalaer så små at den snart blir dempet av turbulensen og deretter av viskositeten . På en slik måte omdannes energien raskt til varme , og ledes av de frie elektronene langs magnetfeltlinjene nærmere stedet der nanoflashen slås på. For å varme opp et område med svært høy røntgenemisjon , over et område 1 "x 1", bør en nanofarge på 10 17 J skje hvert 20. sekund, og 1000 nanoflarer per sekund skal forekomme i et stort aktivt område på 10 5 x 10 5 km 2 . På grunnlag av denne teorien kan utslippet fra en stor bluss være forårsaket av en serie nanoflar, som ikke kan observeres individuelt.
Nanoflare-modellen har lenge lidd av mangel på observasjonsbevis. Simuleringer forutsier at nanoflarer produserer en svak, varm (~ 10 MK) komponent av utslippstiltaket. Dessverre er nåværende instrumenter, for eksempel Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer ombord Hinode , ikke tilstrekkelig følsomme for rekkevidden der denne svake utslippene forekommer, noe som gjør en sikker påvisning umulig. Nyere bevis fra EUNIS-raketten har gitt noe spektral bevis for ikke-blussende plasma ved temperaturer nær 9 MK i aktive regionkjerner.
Nanoflares og koronal aktivitet
.gif)
Teleskopiske observasjoner antyder at solmagnetfeltet , som teoretisk sett er "frosset" ned i gassen fra plasmaet i fotosfæren , utvides til omtrent halvcirkelformede strukturer i koronaen. Disse koronale sløyfene , som kan sees i EUV- og røntgenbildene (se figuren til venstre), begrenser ofte veldig varme plasmaer, med utslipp som er karakteristiske for temperaturen på en til noen få millioner grader.
Mange fluksrør er relativt stabile, sett i myke røntgenbilder, og avgir jevnt. Imidlertid observeres flimring, lysere, små eksplosjoner, lyspunkter, bluss og masseutbrudd, ofte i aktive regioner . Disse makroskopiske tegn på solaktivitet betraktes av astrofysikere som fenomenologien relatert til hendelser med avslapning av stressede magnetfelt, der en del av energien de har lagret frigjøres til slutt til kinetisk energi (oppvarming); dette kan være via strømforsyning, Joule-effekt eller hvilken som helst av flere ikke-termiske plasmaeffekter.
Teoretisk arbeid appellerer ofte til begrepet magnetisk tilkobling for å forklare disse utbruddene. I stedet for en enkelt storstilt episode av en slik prosess, antyder moderne tenkning at en rekke småskalaversjoner på nytt, som går sammen, kan være en bedre beskrivelse. Teorien om nanoflares antar da at disse hendelsene med magnetisk tilkobling, som forekommer nesten samtidig på små lengdeskalaer hvor som helst i koronaen, er svært mange, og hver gir en umerkelig liten brøkdel av den totale energien som kreves i en makroskopisk hendelse. Disse nanoflarene kan i seg selv ligne veldig små bluss, nær hverandre, både i tid og i rom, og effektivt oppvarmer koronaen og ligger til grunn for mange av fenomenene magnetisk solaktivitet.
Episodisk oppvarming som ofte ble observert i aktive regioner , inkludert store hendelser som bluss og koronale masseutkast, kunne provoseres av kaskadeeffekter, som ligner på de som er beskrevet av de matematiske teoriene om katastrofer. I hypotesen om at solkoronaen er i en tilstand av selvorganisert kritikk , bør stressingen av magnetfeltet forbedres til en liten forstyrrelse slår på mange små ustabiliteter, og skjer sammen som det skjer i skred.
En av de eksperimentelle resultatene som ofte siteres for å støtte nanoflare teorien, er det faktum at fordelingen av antall bluss som er observert i harde røntgenstråler er en funksjon av deres energi, etter en kraftlov med negativ spektralindeks. En tilstrekkelig stor kraftlovindeks vil tillate at de minste hendelsene dominerer den totale energien. I energiområdet for normale bluss, har indeksen en verdi på omtrent -1,8. Dette faller under den kraftlovindeksen som ville være nødvendig for å opprettholde oppvarmingen av solkoronaen via nanoflare-hypotesen. En kraft-lovindeks større enn -2 kreves for å opprettholde temperaturen observert i koronaen.
Nanoflares og koronal oppvarming
Problemet med koronaloppvarming er fortsatt uløst, selv om det pågår forskning og andre bevis på nanoflar er funnet i solkoronaen. Mengden energi lagret i solmagnetfeltet kan utgjøre den koronale oppvarmingen som er nødvendig for å opprettholde plasmaet ved denne temperaturen og for å balansere koronale strålingstap .
Strålingen er ikke den eneste mekanismen for energitap i koronaen: siden plasmaet er sterkt ionisert og magnetfeltet er godt organisert, er termisk ledning en konkurranseprosess. Energitapene på grunn av termisk ledning er av samme rekkefølge av koronale strålingstap. Energien som frigjøres i koronaen som ikke utstråles eksternt, føres tilbake mot kromosfæren langs buene. I overgangsregionen hvor temperaturen er omtrent 10 4 -10 5 K, er strålingstap for høye til å bli balansert av noen form for mekanisk oppvarming. Den meget høye temperaturgradienten som observeres i dette temperaturområdet, øker den ledende strømmen for å levere den bestrålte effekten. Overgangsregionen er med andre ord så bratt (temperaturen øker fra 10kK til 1MK i en avstand av størrelsesorden 100 km) fordi den termiske ledningen fra den overlegne varmere atmosfæren må balansere de høye strålingstapene, som indikert for de mange utslippene linjer , som er dannet av ioniserte atomer (oksygen, karbon, jern og så videre).
Solkonveksjonen kan levere den nødvendige oppvarmingen, men på en måte som ennå ikke er kjent i detalj. Egentlig er det fortsatt uklart hvordan denne energien overføres fra kromosfæren (hvor den kan absorberes eller reflekteres), og deretter spres i koronaen i stedet for å spre seg i solvinden. Videre, hvor skjer det nøyaktig? : i lavkorona eller hovedsakelig i høyere korona, hvor magnetfeltlinjene åpner seg inn i romheliosfæren , og driver solvinden inn i solsystemet .
Viktigheten av magnetfeltet er anerkjent av alle forskere: det er en streng korrespondanse mellom de aktive områdene , der den bestrålte fluxen er høyere (spesielt i røntgenstrålene), og regionene med intenst magnetfelt.
Problemet med koronal oppvarming kompliseres av det faktum at forskjellige koronale funksjoner krever svært forskjellige mengder energi. Det er vanskelig å tro at veldig dynamiske og energiske fenomener som bluss og koronale masseutkast deler den samme energikilden med stabile strukturer som dekker veldig store områder på solen: Hvis nanoflar ville ha oppvarmet hele koronaen, bør de fordeles slik jevnt for å se ut som en jevn oppvarming. Bluss i seg selv - og mikrobluss, som når de studeres i detalj ser ut til å ha samme fysikk - er svært intermitterende i rom og tid, og vil derfor ikke være relevante for ethvert behov for kontinuerlig oppvarming. På den annen side, for å forklare veldig raske og energiske fenomener som solfakkel, bør magnetfeltet være strukturert på avstander av måleren.
De Alfvén bølger generert av konvektive bevegelser i den foto kan gå gjennom kromosfære og overgangsområdet , som bærer en energifluksen kan sammenlignes med det som er nødvendig for å opprettholde den korona . Uansett er bølgetreningsperioder observert i den høye kromosfæren og i den nedre overgangsregionen i størrelsesorden 3-5 minutter. Disse tidene er lengre enn tiden som Alfvén-bølgene tar for å krysse en typisk koronalsløyfe. Dette betyr at de fleste av de avledende mekanismene kan gi nok energi bare avstander lenger fra solkoronaen. Mer sannsynlig er Alfvén-bølgene ansvarlige for akselerasjonen av solvinden i koronale hull .
Teorien som Parker opprinnelig utviklet om mikro-nanoflares, er en av dem som forklarer oppvarmingen av koronaen som spredning av elektriske strømmer generert av en spontan avspenning av magnetfeltet mot en konfigurasjon av lavere energi. Den magnetiske energien blir dermed transformert til Joule-oppvarming . Flettingen av feltlinjene til de koronale magnetiske fluksrørene fremkaller hendelser med magnetisk tilkobling med en påfølgende endring av magnetfeltet i små lengdeskalaer uten samtidig endring av magnetfeltlinjene i store lengdeskalaer. På denne måten kan det forklares hvorfor koronale sløyfer er stabile og så varme på samme tid.
Den ohmiske spredningen ved strømmer kan være et gyldig alternativ for å forklare koronalaktiviteten. I mange år har magnetisk tilkobling blitt påkalt som hovedstrømkilden til solfakkel . Men dette oppvarmingsmekanisme er ikke meget effektiv i store nåværende plater , mens mer energi frigjøres i turbulente regimer når nanostorm skje ved mye mindre skala lengder, hvor ikke-lineære effekter er ikke ubetydelig.
Se også
Referanser
Eksterne linker
- Nasa-nyheter Tiny Flares Ansvarlig for overdreven varme fra solens atmosfære.