Нановспышка
Нановспышка – это очень маленькое эпизодическое событие нагрева, которое происходит в , внешней атмосфере Солнца короне .
Гипотеза о небольших импульсивных явлениях нагрева как возможном объяснении нагрева короны была впервые предложена Томасом Голдом. [2] а затем позже разработал и назвал «нановспышками» Юджин Паркер . [3] [4]
По мнению Паркера, нановспышка возникает в результате магнитного пересоединения , которое преобразует энергию, запасенную в солнечном магнитном поле, в движение плазмы .Движение плазмы (мыслимое как движение жидкости) происходит на настолько малых масштабах, что вскоре затухает турбулентностью , а затем вязкостью . Таким образом, энергия быстро преобразуется в тепло и разносится свободными электронами вдоль силовых линий магнитного поля ближе к месту включения нановспышки. Чтобы нагреть область очень сильного рентгеновского излучения на площади в одну квадратную угловую секунду на Солнце, необходимо использовать нановспышку мощностью 10 17 J должен происходить каждые 20 секунд, а в большой активной области должно возникать 1000 нановспышек в секунду.10 5 х 10 5 км 2 .Согласно этой теории, излучение большой вспышки могло быть вызвано серией нановспышек, не наблюдаемых по отдельности.
Модель нановспышек долгое время страдала из-за отсутствия наблюдательных данных. Моделирование предсказывает, что нановспышки производят слабый горячий (~ 10 МК) компонент меры излучения. [5] Современные инструменты, такие как спектрометр экстремального ультрафиолета на борту Hinode , недостаточно чувствительны к диапазону, в котором происходит это слабое излучение, что делает невозможным уверенное обнаружение. [6] Недавние данные, полученные с помощью ракеты-зонда EUNIS, предоставили некоторые спектральные доказательства наличия невспыхивающей плазмы при температурах около 9 МК в ядрах активной области. [7]
и Нановспышки активность корональная
Телескопические наблюдения показывают, что солнечное магнитное поле , которое теоретически «вморожено» в газ плазмы в фотосфере , расширяется в примерно полукруглые структуры в короне. Эти корональные петли , которые можно увидеть на EUV- и рентгеновских изображениях (см. рисунок слева), часто ограничивают очень горячую плазму с выбросами, характерными для температуры от одного до нескольких миллионов градусов.
Многие магнитные трубки относительно стабильны, как видно на изображениях мягкого рентгеновского излучения, и излучают с постоянной скоростью. Однако мерцания, просветления, небольшие взрывы, яркие точки, вспышки и массовые извержения наблюдаются очень часто, особенно в активных областях . Эти макроскопические признаки солнечной активности рассматриваются астрофизиками как феноменология, связанная с событиями релаксации напряженных магнитных полей, во время которых часть накопленной ими энергии высвобождается в конечном итоге в кинетическую энергию частиц (нагрев); это может происходить за счет рассеяния тока, эффекта Джоуля или любого из нескольких нетепловых плазменных эффектов.
Теоретические работы часто апеллируют к концепции магнитного пересоединения для объяснения этих вспышек.Однако современное мышление предполагает, что вместо одного крупномасштабного эпизода такого процесса Возможно, лучшим описанием будет переподключение множества мелкомасштабных версий, каскадно соединяющихся друг с другом.Теория нановспышек тогда предполагает, что эти события магнитного пересоединения, происходящие почти в одно и то же время на небольших масштабах, где бы они ни находились в короне, очень многочисленны, и каждое из них обеспечивает незаметно малую долю общей энергии, необходимой для макроскопического события.Эти нановспышки сами по себе могут напоминать очень маленькие вспышки, близкие друг к другу как во времени, так и в пространстве, эффективно нагревающие корону и лежащие в основе многих явлений солнечной магнитной активности.
Эпизодический нагрев, часто наблюдаемый в активных регионах , включая крупные события, такие как вспышки и корональные выбросы массы, может быть спровоцирован каскадными эффектами, подобными тем, которые описываются математическими теориями катастроф. В гипотезе о том, что солнечная корона находится в состоянии самоорганизованной критичности , напряжение магнитного поля должно увеличиваться до тех пор, пока небольшое возмущение не вызовет множество небольших нестабильностей, происходящих одновременно, 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 и подчиняется степенному закону с отрицательным спектральным индексом. Достаточно большой показатель степенного закона позволил бы наименьшим событиям доминировать над общей энергией. В диапазоне энергий нормальных вспышек индекс имеет значение примерно -1,8. [8] [9] [10] . [11] Это не соответствует индексу степенного закона, который необходим для поддержания нагрева солнечной короны посредством гипотезы нановспышек. . [12] Для поддержания температуры, наблюдаемой в короне, необходим степенной индекс больше -2.
и Нановспышки нагрев корональный
Проблема нагрева короны до сих пор не решена, хотя исследования продолжаются и были обнаружены другие свидетельства нановспышек в солнечной короне.Количество энергии, запасенной в солнечном магнитном поле, может объяснить нагрев короны, необходимый для поддержания плазмы при этой температуре и для уравновешивания корональных радиационных потерь . [13]
Излучение — не единственный механизм потери энергии в короне: поскольку плазма сильно ионизована, а магнитное поле хорошо организовано, теплопроводность — конкурентный процесс.Потери энергии за счет теплопроводности имеют тот же порядок корональных радиационных потерь. Энергия, выделяющаяся в короне и не излучающаяся наружу, возвращается обратно в хромосферу по дугам .В переходной области , где температура составляет около 10 4 -10 5 K, потери на излучение слишком велики, чтобы их можно было компенсировать какой-либо формой механического нагрева. [14] Очень высокий температурный градиент, наблюдаемый в этом диапазоне температур, увеличивает проводящий поток для обеспечения излучаемой мощности.Другими словами, переходная область настолько крутая (температура возрастает от 10 кК до 1 МК на расстоянии порядка 100 км), потому что теплопроводность от вышестоящей, более горячей атмосферы должна уравновешивать высокие радиационные потери, на что указывают многочисленные эмиссионные линии , которые образуются из ионизированных атомов (кислорода, углерода, железа и так далее).
Солнечная конвекция может обеспечить необходимое отопление, но пока подробно не известно. На самом деле до сих пор неясно, как эта энергия передается из хромосферы (где она могла быть поглощена или отражена), а затем рассеивается в короне, а не рассеивается в солнечном ветре.Более того, где именно это происходит? В нижней короне или преимущественно в верхней короне, где силовые линии магнитного поля открываются в космическую гелиосферу , гоня солнечный ветер в Солнечную систему .
Важность магнитного поля признают все учёные: существует строгое соответствие . между активными областями , где облучаемый поток выше (особенно в рентгеновских лучах), и областями интенсивного магнитного поля [15]
Проблема нагрева короны осложняется тем, что разные особенности короны требуют очень разного количества энергии.Трудно поверить, что очень динамичные и энергичные явления, такие как вспышки и корональные выбросы массы, имеют один и тот же источник энергии со стабильными структурами, охватывающими очень большие площади на Солнце: если бы нановспышки нагрели бы всю корону, то они должны были бы распределяться так равномерно, чтобы выглядеть как устойчивый нагрев.Сами вспышки – и микровспышки, которые при детальном изучении кажутся имеющими одинаковую физику – сильно прерывисты в пространстве и времени и, следовательно, не соответствуют никаким требованиям непрерывного нагрева.С другой стороны, чтобы объяснить очень быстрые и энергичные явления, такие как солнечные вспышки, магнитное поле должно быть структурировано на расстояниях порядка метра.
Альвеновские волны, порождаемые конвективными движениями в фотосфере, могут проходить через хромосферу и переходную область , неся поток энергии, сравнимый с тем, который необходим для поддержания короны .Так или иначе, периоды волновых цуг, наблюдаемые в верхней хромосфере и в нижней переходной области, составляют порядка 3-5 мин. Это время больше, чем время, необходимое альфвеновским волнам для пересечения типичной корональной петли. Это означает, что большинство диссипативных механизмов могут обеспечить достаточно энергии только на расстояниях дальше от солнечной короны.Более вероятно, что альфвеновские волны ответственны за ускорение солнечного ветра в корональных дырах .
Теория микронановспышек, первоначально разработанная Паркером, является одной из тех, которые объясняют нагрев короны диссипацией электрических токов, генерируемых спонтанной релаксацией магнитного поля в сторону конфигурации с более низкой энергией.Таким образом, магнитная энергия преобразуется в джоулево тепло .Переплетение силовых линий корональных магнитных трубок вызывает события магнитного пересоединения с последующим изменением магнитного поля на малых масштабах без одновременного изменения силовых линий магнитного поля на больших масштабах.Таким образом можно объяснить, почему корональные петли стабильны и в то же время такие горячие.
Омическая диссипация токами может быть альтернативой для объяснения корональной активности. В течение многих лет магнитное пересоединение рассматривалось как основной источник энергии солнечных вспышек . Однако этот механизм нагрева не очень эффективен в больших токовых слоях , в то время как больше энергии выделяется в турбулентных режимах, когда нановспышки происходят на гораздо меньших масштабах, где нелинейные эффекты не являются незначительными. [16]
В 2020 году исследование, опубликованное в журнале Nature [17] сообщил о первом наблюдении полного жизненного цикла нановспышки. Исследователи задокументировали процесс селективного нагрева ионов посредством магнитного пересоединения в низколежащих, ранее неразрешенных солнечных корональных петлях . Было замечено, что эти петли подвергаются быстрому нагреву от температур от нескольких тысяч градусов Цельсия до нескольких миллионов градусов в течение десятков секунд с последующим постепенным охлаждением. [18] доставляя достаточно энергии, чтобы нагреть корону до нескольких миллионов градусов Цельсия.
См. также [ править ]
- Хромосфера
- Звездная корона
- Корональное облако
- Корональные петли
- Корональный выброс массы
- Корональные радиационные потери
- Текущий лист
- Магнитное пересоединение
- Эффект Нойперта
- Фотосфера
- Физика плазмы
- Солнечная вспышка
- Солнечная переходная область
- Солнечный ветер
- Солнце
- Солнечное пятно
- Рентгеновская астрономия
Ссылки [ править ]
- ^ «НАСА - крошечные вспышки, ответственные за огромное тепло солнечной атмосферы» . Проверено 23 сентября 2014 г.
- ^ Каргилл, П.Дж.; Уоррен, HP; Брэдшоу, SJ (28 мая 2015 г.). «Моделирование нановспышек в активных областях и последствия для механизмов нагрева короны» . Философские труды Королевского общества A: Математические, физические и технические науки . 373 (2042). Исходная ссылка на обсуждение Голда недоступна в Интернете, но это вторая ссылка, сделанная в самой статье: 20140260. Бибкод : 2015RSPTA.37340260C . дои : 10.1098/rsta.2014.0260 . ПМЦ 4410551 . ПМИД 25897093 .
- ^ Паркер, Юджин Н. (1972). «Топологическая диссипация и мелкомасштабные поля в турбулентных газах» . Астрофизический журнал . 174 : 499. Бибкод : 1972ApJ...174..499P . дои : 10.1086/151512 .
- ^ Паркер, EN (июль 1988 г.). «Нановспышки и солнечная рентгеновская корона» . Астрофизический журнал . 330 : 474. дои : 10.1086/166485 . ISSN 0004-637X .
- ^ Климчук, Джим (2006). «О решении проблемы коронального нагрева». Солнечная физика . 234 (1): 41–77. arXiv : astro-ph/0511841 . Бибкод : 2006SoPh..234...41K . дои : 10.1007/s11207-006-0055-z . S2CID 119329755 .
- ^ Уайнбаргер, Эми; Уоррен, Гарри; Шмельц, Джоан; Киртейн, Джонатан; Мулу-Мур, Фана; Голуб, Леон; Кобаяши, Кен (2012). «Определение слепой зоны измерений температуры Hinode EIS и XRT» . Письма астрофизического журнала . 746 (2): Л17. Бибкод : 2012ApJ...746L..17W . дои : 10.1088/2041-8205/746/2/L17 . S2CID 120517153 .
- ^ Брозиус, Джеффри; Адриан, Доу; Рабин, DM (2014). «Повсеместное слабое излучение Fe XIX из солнечной активной области, наблюдаемое с помощью EUNIS-13: свидетельства нановспышечного нагрева» . Астрофизический журнал . 790 (2): 112. Бибкод : 2014ApJ...790..112B . дои : 10.1088/0004-637X/790/2/112 .
- ^ Датлоу, Д.В.; Элькан, MJ; Хадсон, HS (1974). «Наблюдения солнечного рентгеновского излучения ОСО-7 в диапазоне энергий 10?100 кэВ». Солнечная физика . 39 (1): 155–174. Бибкод : 1974SoPh...39..155D . дои : 10.1007/BF00154978 . S2CID 122521337 .
- ^ Лин, Р.П.; Шварц, РА; Кейн, СР; Пеллинг, Р.М.; и др. (1984). «Солнечные жесткие рентгеновские микровспышки». Астрофизический журнал . 283 : 421. Бибкод : 1984ApJ...283..421L . дои : 10.1086/162321 .
- ^ Деннис, Брайан Р. (1985). «Солнечные жесткие рентгеновские всплески» . Солнечная физика . 100 (1–2): 465–490. Бибкод : 1985SoPh..100..465D . дои : 10.1007/BF00158441 . S2CID 189827655 .
- ^ Портер, Дж. Г.; Фонтенла, Дж. М.; Симнетт, генеральный директор (1995). «Одновременные ультрафиолетовые и рентгеновские наблюдения солнечных микровспышек». Астрофизический журнал . 438 : 472. Бибкод : 1995ApJ...438..472P . дои : 10.1086/175091 .
- ^ Хадсон; ХС (1991). «Солнечные вспышки, микровспышки, нановспышки и нагрев короны». Солнечная физика . 133 (2): 357. Бибкод : 1991SoPh..133..357H . дои : 10.1007/BF00149894 . S2CID 120428719 .
- ^ Уитбро, GL; Нойес, RW (1977). «Поток массы и энергии в солнечной хромосфере и короне». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 15 : 363–387. Бибкод : 1977ARA&A..15..363W . дои : 10.1146/annurev.aa.15.090177.002051 .
- ^ Священник, Эрик (1982). Солнечная магнитогидродинамика . Издательство D.Reidel, Дордрехт, Голландия. п. 208.
- ^ Полетто Дж; Вайана ГС; Зомбек М.В.; Кригер А.С.; и др. (сентябрь 1975 г.). «Сравнение корональных рентгеновских структур активных областей с магнитными полями, рассчитанными по фотосферным наблюдениям». Солнечная физика . 44 (9): 83–99. Бибкод : 1975SoPh...44...83P . дои : 10.1007/BF00156848 . S2CID 121538547 .
- ^ Рапаццо, AF; Велли, М.; Эйнауди, Г.; Дальбург, РБ (2008). «Нелинейная динамика сценария Паркера для коронального нагрева». Астрофизический журнал . 677 (2): 1348–1366. arXiv : 0709.3687 . Бибкод : 2008ApJ...677.1348R . дои : 10.1086/528786 . S2CID 15598925 .
- ^ Бахауддин, Шах Мохаммад; Брэдшоу, Стивен Дж.; Уайнбаргер, Эми Р. (март 2021 г.). «Происхождение временных просветлений, вызванных пересоединением, в области солнечного перехода» . Природная астрономия . 5 (3): 237–245. Бибкод : 2021НатАс...5..237Б . дои : 10.1038/s41550-020-01263-2 . ISSN 2397-3366 .
- ^ «Это может быть первое полное наблюдение нановспышки — НАСА» . Проверено 1 ноября 2023 г.
Внешние ссылки [ править ]
- Новости НАСА Крошечные вспышки ответственны за огромное тепло солнечной атмосферы.
