Sol dynamo

Soldynamon  är den fysiska process som är ansvarig för genereringen av magnetiska fält på solen , en typ av magnetisk hydrodynamisk dynamo .

Observationer av magnetfält på solen, som har utförts sedan början av 1900-talet, har visat att deras intensitet förändras, och dessa förändringar är cykliska. I början av den 11-åriga solcykeln riktas det storskaliga solmagnetfältet övervägande längs meridianerna (man brukar säga att det är "poloidalt") och har en ungefärlig dipolkonfiguration . Vid cykelns maximum ersätts det av ett magnetiskt fält riktat ungefär längs parallellerna (det så kallade "toroidala") solfläcksmagnetfältet , som i slutet av cykeln återigen ersätts av ett poloidalt - medan dess riktning är motsatsen till vad som observerades för 11 år sedan (" Hales lag ").

Soldynamomodellen är avsedd att förklara de nämnda observerade egenskaperna. Eftersom ledningsförmågan hos solplasman är ganska hög, beskrivs magnetfälten i solens konvektiva zon av magnetohydrodynamik . På grund av det faktum att solens ekvatorialområden roterar snabbare än polarområdena (detta särdrag kallas " rotationsdifferential "), måste det initialt poloidala fältet, som bärs med av det roterande plasmat, sträckas längs parallellerna, och därigenom förvärva en toroidformad komponent. Men för att säkerställa en sluten självuppehållande process måste det toroidformade fältet på något sätt omvandlas tillbaka till ett poloidalt. Under en tid var det oklart hur detta gick till. Dessutom förbjöd Cowlings teorem uttryckligen en stationär axelsymmetrisk dynamo. År 1955 visade den amerikanske astrofysikern Eugene Parker i sitt klassiska arbete [1] att de stigande volymerna av solplasman måste rotera på grund av Corioliskrafterna , och de toroidformade magnetfälten som medbringas av dem kan omvandlas till poloidala (de så- kallas "alfaeffekt"). Således konstruerades en modell av en självförsörjande soldynamo.

För närvarande har många solcellsdynamomodeller föreslagits som är mer komplexa än Parkers, men som för det mesta går tillbaka till det senare. I synnerhet antas det att genereringen av magnetiska fält inte sker i hela solens konvektiva zon, som tidigare trott, utan i den så kallade " tachoklinen " - ett relativt smalt område nära gränsen för konvektiv och strålning zoner av solen, på ett djup av cirka 200 000 kilometer under solfotosfären , där rotationshastigheten ändras kraftigt. Det magnetiska fältet som skapas i detta område stiger till solens yta på grund av magnetisk flytkraft .

Detaljerna i mekanismen för soldynamon är långt ifrån helt förstådda och är föremål för modern forskning.

Se även

• Babcock modell

Anteckningar

1. ↑ Parker EN  // Astrophys. J. - T. 122 . - S. 293 . — ISSN 1955 .

Litteratur

• Präst E.R. Solar magnetohydrodynamics. - M . : Mir, 1985. - S. 413.

Sol
Strukturera	Kärna Strålande överföringszon takoklin konvektiv zon
Atmosfär	Fotosfär Kromosfär solkorona
Utökad struktur	heliosfären Heliosfärisk strömark stötvågsgräns heliosfärisk mantel heliopaus båge chockvåg
Fenomen relaterade till solen	Solförmörkelse Solaktivitet solfläckar solstormar Miyake-evenemang koronala massutkastningar solcykeln Variationer i solstrålning Vargnummer Lista över solaktivitetscykler Maunder Minimum Solstrålning koronala hål Koronala slingor facklor Granulat flockar Prominenser och fibrer Spikuler Supergranulering solig vind Morton våg Evershed effekt
Relaterade ämnen	solsystem Stjärnans utveckling Solrotation sol dynamo geomagnetisk storm Mörkar mot kanten
Spektralklass : G2