Babcock modell
Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från
versionen som granskades den 6 juli 2020; kontroller kräver
4 redigeringar .
Babcock-modellen är en fenomenologisk fysisk modell som kvalitativt beskriver den observerade bilden av den
cykliska utvecklingen av magnetfält och solfläckar på solens yta.
Den föreslogs 1961 [1] av den amerikanske astronomen H. W. Babcock och är som följer.
- I början av den 22-åriga cykeln har solmagnetfältet formen av en dipol, vars axel är orienterad längs solens rotationsaxel.
- Fältlinjerna för kraft är orörliga i förhållande till den starkt ledande solplasman ("fryst" in i den) .
- Solens rotation är differentiell : till exempel är hastigheten vid ekvatorn 20 % högre än vid polerna (ett synodiskt varv vid ekvatorn sker på cirka 27 dagar). Denna egenskap hos solens rotation och "frysningen" av fältlinjerna leder till att fältlinjerna, som ursprungligen var riktade längs meridianerna, vrider sig i latitudinell riktning när rotationen fortskrider.
- I det här fallet ökar fältet sin intensitet, och magnetisk flytkraft höjer magnetfältsrören till solytan. När dessa rör stiger över fotosfärens yta , bildas bipolära områden i den.
- På grund av undertryckandet av konvektion i området för framträdande starka magnetfält, minskar temperaturen och ljusstyrkan i dessa regioner. Således bildas solfläckar som ser mörka ut på fotosfärens ljusare yta.
- Huvudpunkten (belägen i väster) i det bipolära området har samma polaritet som det allmänna dipolmagnetfältet i den givna halvklotet, svanspunkten (belägen i öster) har motsatt polaritet.
- Huvudsolfläckarna i de bipolära regionerna skiftar huvudsakligen mot ekvatorn, dessa solfläckars magnetfält är motsatta i olika halvklot och förintas nära ekvatorn.
- Stjärtfläckarna rör sig mot polerna på respektive halvklot. Eftersom deras polaritet är motsatt polariteten för fältet nära polen, minskar solens totala dipolmoment.
- Processen med bildning och rörelse av solfläckar fortsätter tills polariteten hos soldipolen är omvänd. Cykeln för denna förändring tar cirka 11 år. Efter ytterligare 11 år, i slutet av den 22-åriga cykeln, återgår dipolfältet till sitt ursprungliga tillstånd.
- Spotmagnetiska fält nära ekvatorn försvagas då och då, det finns ett inflöde av koronalplasma som ökar det inre trycket och bildar en "magnetisk bubbla" som kan spricka och orsaka koronala massutstötningar för att bilda ett koronalt hål , i vilket magnetfältslinjer är öppna ut i rymden. Sådana utstötningar är källan till höghastighetssolvinden .
- Återanslutningar av magnetfält leder till omvandling av deras energi till plasmans termiska energi och orsakar strålning i den avlägsna ultravioletta och röntgenregionen .
Senare utvecklades Babcock-modellen av den amerikanske astrofysikern R. Leighton ( eng. Robert B. Leighton ) – modellen han föreslog kallas ofta för "Babcock-Leighton-modellen". Till skillnad från Babcock, som nöjde sig med att konstruera en rent kvalitativ modell, skapade Layton en semikvantitativ modell av solaktivitetscykeln, baserad på data från faktiska observationer av solen, men också med hjälp av lösningen av magnetohydrodynamikens ekvationer . Till skillnad från Babcock-modellen tar Layton-modellen hänsyn till sambandet mellan aktiva processer på olika breddgrader av solen, magnetfältet i den är aldrig rent poloidalt (det vill säga riktat i meridionalriktningen), och fläckbildningszonen inte bara skiftar mot ekvatorn, men utökas också med kursen 11 års cykel. Slutligen kräver Leighton-modellen inte införandet av magnetiska kraftrör.
Anteckningar
- ↑ Babcock, HW Topologin av solens magnetfält och 22-årscykeln // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1961. - Vol. 133 , nr. 2 . - s. 572-587 . - doi : 10.1086/147060 .
Se även
Litteratur
- Präst E.R. Solar magnetohydrodynamics. — M .: Mir, 1985.
Länkar