Nanofransar

Nanoflares ( eng.  Nanoflares ) - små episodiska fall av uppvärmning som inträffar i solkoronan , den yttre delen av solens atmosfär .

Hypotesen att mikroflammor kan förklara uppvärmningen av koronan föreslogs först av Thomas Gold [2] och utvecklades sedan av Eugene Parker . [3]

Enligt Parker uppstår en nanoflare när magnetiska linjer återansluts , medan en del av energin i solmagnetfältet omvandlas till energin från plasmarörelser . Plasmarörelse (representerad som vätskerörelse) sker på så små rumsliga skalor att den snabbt överväldigas av turbulens och viskositet. I detta fall omvandlas energin snabbt till värme och transporteras av fria elektroner längs magnetfältslinjerna närmare platsen där blixten bildades. För att värma ett röntgenområde med en vinkelstorlek på 1" x 1" är det nödvändigt att nanobursts av energi på 10 17 J inträffar var 20:e sekund; 1000 nanoflares per sekund bör förekomma i ett stort aktivt område med dimensionerna 10 5 x 10 5 km 2 . Baserat på denna teori kan strålningen som kommer från en stor flare skapas av en serie nanoflares som inte observeras separat.

Nanoflare-modellen har saknat observationsdata under lång tid. Modellering förutspådde att nanoflares producerar en varm (~10 miljoner K) komponent av den observerade strålningen. [4] Tyvärr är moderna instrument, som Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer ombord på Hinode -satelliten , inte tillräckligt känsliga i den region av spektrumet där denna svaga emission produceras, vilket gör direkt detektering av nanoflares omöjlig. [5] Nya data från EUNIS-raketen gav bevis för förekomsten av ett plasma med en temperatur på cirka 9 miljoner K, som inte deltar i flammor, i kärnorna i aktiva regioner. [6]

Nanofransar och coronaaktivitet

Teleskopobservationer tyder på att solmagnetfältet, teoretiskt fruset in i fotosfärens plasma, sträcker sig in i koronan i form av halvcirkelformade strukturer. Sådana koronala slingor , observerade i extrem ultraviolett och röntgenstrålning, innehåller mycket het plasma, med en temperatur på flera miljoner grader.

Många flödesrör är relativt stabila, baserat på observationer i det mjuka röntgenområdet, där emissionen från rören färdas med en konstant hastighet. Men ljusningar, små bloss, ljusa prickar och massutkastningar observeras ganska ofta, särskilt i aktiva regioner. Sådana manifestationer av solaktivitet är associerade av astrofysiker med fenomenet avslappning av ett intensivt magnetfält, under vilket en del av magnetfältets energi omvandlas till partiklars kinetiska energi (uppvärmning); energiöverföring kan ske under flödesavledning, uppvärmning eller icke-termiska processer i plasman.

Vanligtvis görs försök att förklara flammor med magnetiska återkopplingsprocesser. Det är troligt att inte en storskalig återkopplingsepisod inträffar, utan en kedja av kaskadåterkopplingar. Teorin om nanoflares antar att sådana fenomen med återkoppling av magnetiska linjer som inträffar samtidigt i en liten del av koronan är väldigt många, och var och en av dem ger ett extremt litet bidrag till den totala energin för en storskalig händelse. I sig själva liknar nanoflares varandra, ligger nära både i rum och tid, värmer effektivt koronan och deltar i många fenomen av solmagnetisk aktivitet.

Episodisk uppvärmning observeras ofta i aktiva regioner, inklusive storskaliga fenomen som solutbrott och koronala massutkastningar; det kan orsakas av kaskadeffekter liknande de som beskrivs av matematiska katastrofteorier. I hypotesen att solkoronan är i ett tillstånd av självorganiserad kritik , ökas magnetfältets styrka tills en liten störning leder till uppkomsten av många instabiliteter, som samtidigt fungerar som en lavin.

Ett av de experimentella resultaten som ofta nämns som bevis på teorin om nanoflare är att fördelningen av antalet observerade flare i det hårda röntgenområdet är en effektfunktion med en negativ exponent för energi. En tillräckligt stor exponent i distributionslagen kommer att leda till att de minsta fenomenen kommer att skapa en betydande del av energin. I energiområdet för vanliga flare är exponenten -1,8 [7] [8] [9] . [10] Faktum är att en exponent större än 2 behövs för att aktiviteten hos solkoronan ska stödjas av nanoflares. [elva]

Nanowlashes and coronal heating

Problemet med att värma upp solkoronan har ännu inte lösts, även om forskningen fortsätter och bevis på nanoflares i solkoronan har hittats. Mängden energi som lagras i solens magnetfält kan vara tillräcklig för att värma koronan tillräckligt för att hålla plasman vid en given temperatur och stabil mot förluster av koronal strålning. [12]

Strålning är inte den enda mekanismen för energiförlust i korona: eftersom plasman är i ett starkt joniserat tillstånd och magnetfältet är ordnat, kan värmeledning också bidra till energiöverföring. Energiförlusterna på grund av värmeledning är lika stora som förlusterna i korona. Den energi som frigörs i koronan, som inte avges utanför, kan falla tillbaka in i kromosfären längs bågarna. I övergångsområdet , där temperaturen är 10 4 -10 5 K, är strålningsförlusterna för höga för att kunna balanseras av någon annan mekanisk uppvärmning. [13] Gradienten i högtemperaturområdet ökar flödet för att fylla på den utstrålade energin. Med andra ord är övergångsregionen en zon med så snabba förändringar i parametrar (temperaturförändringar från 100 tusen K till 1 miljon K på avståndsskalor av storleksordningen 100 km), eftersom värmeflödet från den högre och varmare atmosfären balanserar strålningsförluster, som visas av många emissionslinjer, bildade från joniserade atomer (syre, kol, järn, etc.).

Konvektion i solen kan upprätthålla den nödvändiga uppvärmningen, men i en form som inte är helt känd. I verkligheten är det fortfarande oklart hur energi överförs från kromosfären (där den kan absorberas och återutsändas) och sedan skingras i koronan, snarare än att omvandlas till solvinden. Dessutom är det inte känt exakt var energiövergången äger rum: i den nedre koronan, eller mestadels i den höga koronan, där magnetfältslinjerna drar sig tillbaka in i heliosfären , vilket gör att solvindspartiklar kan röra sig bort från solen genom hela solsystemet .

Vikten av magnetfältet erkänns av forskare: det finns ett tydligt samband mellan aktiva regioner där strålningsflödet ökar (särskilt i röntgenområdet) och områden med intensivt magnetfält. [fjorton]

Problemet med koronal uppvärmning kompliceras av det faktum att olika egenskaper hos koronan kräver olika energier. Det är svårt att tro att sådana dynamiska och högenergifenomen som flammor och koronala massutstötningar har samma energikälla med stabila strukturer som täcker stora områden på solen: om nanoflares skulle värma upp hela koronan, då måste de vara jämnt. distribueras, vilket orsakar enhetlig uppvärmning. Själva blossarna - och mikroblossarna, som vid närmare granskning har liknande karaktär - är mycket diskontinuerligt fördelade i rum och tid och kan inte förknippas med konstant uppvärmning. Å andra sidan, för att förklara snabba och högenergifenomen såsom solflammor, är ordningen av magnetfältet på avstånd i storleksordningen en meter nödvändig.

Alfven-vågor , genererade av konvektiva rörelser i fotosfären, kan färdas genom kromosfären och övergångsregionen och bära ett energiflöde som är jämförbart med det som behövs för att upprätthålla koronaltemperaturen. Vågtåg som observeras i den höga delen av kromosfären och i den nedre delen av övergångsregionen har perioder på 3-5 minuter. Dessa värden överstiger de tidsintervall under vilka Alfven-vågor korsar koronalslingan. Detta innebär att de flesta av förlustmekanismerna bara kan ge tillräckligt med energi på avstånd som är större än avståndet till solkoronan. Det är troligt att Alfvén-vågor är ansvariga för accelerationen av solvinden i koronala hål .

Teorin om mikronanoflares, som ursprungligen utvecklades av Parker, är en av teorierna som förklarar uppvärmningen av koronan som bortledningen av elektriska strömmar som skapas av magnetfältets spontana avslappning till ett tillstånd av lägre energi. Den magnetiska energin omvandlas till värme. Sammanflätningen av magnetiska flödeslinjer i koronan leder till magnetiska återkopplingsfenomen med en efterföljande förändring av magnetfältet på små rumsliga skalor utan att förändra magnetfältet på stora skalor. I en sådan teori kan man förklara varför koronalslingor är stabila och samtidigt så varma.

Förlust på grund av strömmar kan ge en alternativ förklaring till coronaaktivitet. Under många år ansågs återkopplingen av magnetiska linjer vara den huvudsakliga kraftkällan för solflammor. En sådan uppvärmningsmekanism är dock inte särskilt effektiv i stora flödesskikt, medan en stor mängd energi frigörs i det turbulenta regimen, när nanoflammor uppstår i mycket mindre skalor, där icke-linjära effekter inte kan försummas. [femton]

Anteckningar

  1. ↑ NASA - Små blossar som ansvarar för överdimensionerad värme från solens atmosfär . Hämtad 23 september 2014. Arkiverad från originalet 16 april 2011.
  2. ↑ Guld, T. Fysiken om solflammor // Nasa Sp. - 1964. - T. 50, red. W.Hess . - S. 380 .
  3. ↑ Parker, Eugene N. Topologisk försvinnande och småskaliga fält i turbulenta gaser  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1972. - Vol. 174 . — S. 499 . - doi : 10.1086/151512 . - .
  4. ↑ Klimchuk, Jim. Om att lösa Coronal Heating  Problem //  Solfysik. - 2006. - Vol. 234 . - S. 41-77 . - doi : 10.1007/s11207-006-0055-z . — . - arXiv : astro-ph/0511841 .
  5. ↑ Winebarger, Amy; Warren, Harry; Schmelz, Joan; Cirtain, Jonathan; Mulu-Moor, Fana; Golub, Leon; Kobayashi, Ken. Definition the Blind Spot of Hinode EIS and XRT Temperature Measurements  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2012. - Vol. 746 . — P.L17 . - doi : 10.1088/2041-8205/746/2/L17 . - .
  6. ↑ Brosius, Jeffrey; Adrian, Daw; Rabin, DM Pervasive Faint Fe XIX Emission from a Solar Active Region Observed with EUNIS-13: Evidence for Nanoflare Heating  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2014. - Vol. 790 . — S. 112 . - doi : 10.1088/0004-637X/790/2/112 . - .
  7. ↑ Datlowe, DW; Elcan, MJ; Hudson, HS OSO-7-observationer av solröntgenstrålar i energiområdet 10–100  keV  // Solfysik : journal. - 1974. - Vol. 39 . — S. 155 . - doi : 10.1007/BF00154978 . - .
  8. ^ Lin, R.P.; Schwartz, R.A.; Kane, S.R.; Pelling, R.M.; Hurley, KC Solar hårda röntgenmikroflares  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1984. - Vol. 283 . — S. 421 . - doi : 10.1086/162321 . - .
  9. ↑ Dennis, Brian R. Solar hårda röntgenskurar   // Solar Physics. - 1985. - Vol. 100 . — S. 465 . - doi : 10.1007/BF00158441 . — .
  10. ↑ Porter, JG; Fontenla, JM; Simnett, GM Samtidiga ultravioletta och röntgenobservationer av solmikroflares  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1995. - Vol. 438 . - S. 472 . - doi : 10.1086/175091 . - .
  11. ↑ Hudson; HS Solfacklor, mikroblossar, nanoflares och koronal uppvärmning  //  Solar Physics : journal. - 1991. - Vol. 133 . - S. 357 . - doi : 10.1007/BF00149894 . — .
  12. ↑ Withbroe, G.L.; Noyes, RW Mass och energiflöde i solkromosfären och korona  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : journal. - 1977. - Vol. 15 . - s. 363-387 . - doi : 10.1146/annurev.aa.15.090177.002051 . - .
  13. ↑ Präst, Erik. Solmagnetisk hydrodynamik. - D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, Holland, 1982. - S. 208.
  14. ↑ Politto G; Vaiana GS; ZombeckMV; Krieger AS; Timothy AF En jämförelse av koronala röntgenstrukturer i aktiva regioner med magnetfält beräknade från fotosfäriska  observationer //  Solfysik : journal. - 1975. - September ( vol. 44 , nr 9 ). - S. 83-99 . - doi : 10.1007/BF00156848 . - .
  15. ↑ Rappazzo, A.F.; Velli, M.; Einaudi, G.; Dahlburg, RB Icke-linjär dynamik i Parker-scenariot för koronal uppvärmning  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Vol. 677 , nr. 2 . - P. 1348-1366 . - doi : 10.1086/528786 . - . - arXiv : 0709.3687 .

Länkar

 Sol
Strukturera Fotografi av solen i den ultravioletta regionen av spektrumet, avbildad i "falska färger". Erhållen av Solar Dynamics Observatory.
Atmosfär
Utökad
struktur

Fenomen relaterade till solen
Relaterade ämnen
Spektralklass : G2