Nanobrilamente
Un nanobrillamento (în engleză nanoflare) este o mică explozie care are loc în coroana solară , atmosfera exterioară a soarelui .
Ipoteza existenței unor micro-flare pentru a explica încălzirea coroanei a fost sugerată de Thomas Gold [1] și ulterior dezvoltată de Eugene Parker [2] .
Potrivit lui Parker, o nanobrilație apare dintr-un eveniment de reconectare magnetică care transformă energia stocată în câmpul magnetic solar în mișcarea plasmei. Mișcarea plasmei (gândită ca mișcarea unui fluid) are loc pe scări de lungime atât de mici încât este curând amortizată de turbulențe și apoi de vâscozitate. În acest fel, energia este transformată rapid în căldură și apoi condusă de electronii liberi de-a lungul liniilor câmpului magnetic până la locul cel mai apropiat de punctul în care se aprinde nano-strălucirea. Pentru a încălzi o regiune ridicată de emisie în raze X, într - un „x 1“ zona 1, 10 17 J nanoblaze ar trebui să apară la fiecare 20 de secunde, iar 1000 nanoflares pe secundă ar trebui să apară într - o mare 10 5 regiune activă. X 10 5 Km 2 . Pe baza acestei teorii, emisia de la o flacără mare ar putea fi cauzată de o serie de flăcări micro-nano inobservabile individual.
Nanobrilamente și activitate coronală
Observațiile coroanei arată că câmpul magnetic, care este înghețat în mișcarea plasmei din fotosferă , se deschide în structuri semicirculare în coroană. Aceste arcuri magnetice, care pot fi văzute în imaginile din satelit EUV și X (vezi figura din stânga), limitează plasma foarte fierbinte care emite ca și cum ar fi la o temperatură de câteva milioane de grade.
Multe tuburi de flux sunt stabile timp de câteva zile pe coroana solară în imagini cu raze X și emit cu o rată constantă. Cu toate acestea, flash-urile, exploziile mici, petele luminoase, erupțiile și erupțiile în masă sunt observate foarte frecvent, în special în regiunile active.
Aceste semne macroscopice ale activității solare au fost întotdeauna considerate de astronomi ca fenomenologie legată de evenimente de relaxare a câmpului magnetic, în timpul cărora o parte a încălzirii coroanei este produsă prin disiparea curenților datorită efectului Joule . Cu toate acestea, inițial s-a crezut că acest proces de eliberare a energiei a avut loc la scară largă și că un singur eveniment izolat de reconectare magnetică ar putea provoca apariția unei erupții solare sau a unui alt fenomen legat de activitatea solară.
Teoria nanobrilamentelor, pe de altă parte, presupune că evenimentele de reconectare magnetică, care apar simultan la scară mică în diferite puncte ale coroanei, sunt foarte multe și că fiecare dintre ele oferă doar o contribuție minimă de energie. Prin urmare, ar fi flăcări foarte mici, numeroase și suficient de apropiate, atât în timp cât și în spațiu, pentru a justifica atât temperatura medie coronală, cât și fenomenele frecvent observate ale activității solare.
Creșterile bruște ale luminozității care sunt observate periodic în regiunile active, flăcările, ejectiile de masă coronală, ar fi cauzate de un efect de avalanșă, similar cu cel prezis de teoriile matematice care explică cataclismele. Presupunând că coroana solară se află într-o stare de criticitate auto-organizată, tensiunea câmpului magnetic ar crește până când o mică perturbare ar declanșa multe instabilități mici, care ar apărea toate împreună, așa cum se întâmplă de obicei în avalanșe.
Unul dintre rezultatele experimentale care susțin această teorie este faptul că distribuția numărului de rachete observate în razele X dure în funcție de energie urmează o lege a puterii cu un indice spectral negativ 1,8 [3] . Dacă această distribuție ar avea același indice spectral chiar și la energiile mai mici, flare, micro-explozii și nano-explozii ar putea furniza o porțiune considerabilă de încălzire a coroanei. În realitate, un indice spectral negativ de ordinul 2 ar fi necesar pentru menținerea coroanei solare.
Nanobrilamente și încălzire coronară
Problema încălzirii coroanei este încă nerezolvată, deși s-au făcut multe progrese în această direcție și s-au găsit alte dovezi ale existenței nano-explozii în corona solară. Cantitatea de energie stocată în câmpul magnetic poate fi suficientă pentru a explica încălzirea coronală necesară pentru a menține plasma la aceste temperaturi și pentru a echilibra pierderile radiative ale coroanei solare . [4]
Radiația nu este singurul mecanism de pierdere a energiei în coroană: deoarece plasma este puternic ionizată și câmpul magnetic este bine organizat, conducerea termică este un proces competitiv. Pierderile de energie datorate conducției termice sunt de același ordin de mărime ca și pierderile radiative. Energia eliberată în coroană care nu este radiată spre exterior este condusă spre interior, adică spre cromosferă, de-a lungul arcelor. In regiunea de tranziție , unde temperatura este de aproximativ 10 4 -10 5 K, pierderile radiative sunt prea mari pentru a fi echilibrat de orice formă de încălzire mecanică [5] Gradientul de temperatură foarte ridicată, observată în acest interval de temperatură, crește fluxul conductiv pentru a furniza puterea pierdută de radiații. Cu alte cuvinte, regiunea de tranziție este atât de abruptă (temperatura crește de la 10kK la 1MK pe o distanță de ordinul a 100 km), încât conducta termică din atmosfera superioară mai caldă (care are loc numai de-a lungul liniilor câmpului magnetic) trebuie să echilibreze pierderi radiative mari, în principal datorită numeroaselor linii de emisie, care sunt formate la aceste temperaturi de către atomii ionizați ( oxigen , carbon , fier și așa mai departe).
Convecția solară ar putea asigura încălzirea necesară, dar într-un mod necunoscut încă în detaliu. De fapt, nu este încă clar cum această energie ar putea fi transmisă din cromosferă (unde ar putea fi absorbită sau reflectată) și apoi disipată în coroană, în loc să se disperseze în vântul solar. Și, de asemenea, unde ar putea apărea exact: în coroana inferioară sau în zone mai înalte, unde liniile câmpului magnetic din spațiu se deschid în heliosferă , suflând vântul solar în sistemul solar?
Până în prezent, importanța câmpului magnetic este recunoscută de toți oamenii de știință: există o strânsă corespondență între regiunile active, unde fluxul radiat este mai mare (în special în raze X) și regiunile câmpului magnetic intens. [6]
Cu toate acestea, problema încălzirii coroanei este complicată de faptul că toate structurile fizice prezente în coroană necesită cantități foarte diferite de energie. Este dificil de crezut că fenomenele foarte dinamice și energetice, cum ar fi erupțiile și ejectiile de masă coronală, împărtășesc aceeași sursă de energie ca structurile stabile care acoperă suprafețe foarte mari ale Soarelui: dacă nano-rachetele încălzesc întreaga coroană, atunci acestea ar trebui distribuite peste tot, astfel încât atât de uniform încât arată ca o încălzire staționară. Pe de altă parte, pentru a explica fenomene foarte rapide și energice, cum ar fi erupțiile solare, câmpul magnetic ar trebui să fie structurat pe distanțe de ordinul unui metru.
Undele Alfvén generate de mișcări convective în fotosferă pot trece prin cromosferă și regiunea de tranziție , transportând un flux de energie comparabil cu cel necesar pentru susținerea coroanei. În orice caz, perioadele trenurilor de undă observate în cromosfera superioară și în regiunea de tranziție inferioară sunt de ordinul a 3-5 minute. Aceste perioade sunt mai lungi decât timpul necesar valurilor Alfvén pentru a traversa un inel coronal tipic. Aceasta înseamnă că majoritatea mecanismelor disipative ar putea furniza suficientă energie doar la distanțe mai îndepărtate de coroana solară.
Teoria propusă de Parker cu privire la nano-micro-flare este una dintre cele care urmăresc încălzirea coroanei până la disiparea prin efectul Joule al curenților electrici generați de o relaxare spontană a liniilor câmpului magnetic către o configurație de energie mai mică. Împletirea liniilor de câmp în tuburile de flux magnetic determină evenimente de reconectare magnetică care au ca rezultat o schimbare a câmpului magnetic la scări mici de lungime, fără o modificare simultană a liniilor câmpului magnetic la scări mari de lungime. Acest lucru ar putea explica de ce arcurile coronare sunt stabile și atât de fierbinți în același timp.
Disiparea ohmică a curenților ar putea fi o alternativă validă pentru a explica activitatea coronală. De mulți ani, reconectarea magnetică a fost pusă sub semnul întrebării ca fiind principala sursă de energie a luminilor solare. Cu toate acestea, acest mecanism de încălzire nu este foarte eficient în foile de curent mari, în timp ce mai multă energie ar putea fi eliberată în regimuri turbulente în care nanobrillings-urile apar pe scări de lungime mică, unde efectele neliniare nu sunt neglijabile.
Notă
- ^ Thomas Gold , The Physics of Solar Flares , în NASA SP , 50, ed. W. Hess, 1964, p. 380.
- ^ Eugene N. Parker, The Astrophysical Journal , vol. 107, 1972, p. 499.
- ^ Elean, MJ, Hudson, HS Datlowe, DW, Solar Physics , vol. 39, 1974, p. 155.
- ^ Noyes, RW Withbroe, GL, Ann. Pr. Astr. Ap. , vol. 15, 1977, p. 363.
- ^ . Eric Priest, Solar Magneto-hidrodinamica , editat de D. Reidel Publishing Company, Dortrecht, Olanda, 1982, p. 208.
- ^ Poletto G, Vaiana GS, Zombeck MV, Krieger AS, Timothy AF, O comparație a structurilor coronare cu raze X ale regiunilor active cu câmpuri magnetice calculate din observații fotosferice , în Solar Phys. , vol. 44, nr. 9, septembrie 1975, pp. 83-99, DOI : 10.1007 / BF00156848 .
Elemente conexe
linkuri externe
- Știri NASA Minuscule Flares Responsabile pentru căldura supradimensionată a atmosferei Soarelui.
