Sluneční fyzika OHŘEV KORÓNY Vojtěch Sidorin Astronomický ústav Univerzity Karlovy v Praze Praha, 29.4.2008
Struktura prezentace 1 V čem je problém 2 Navrhnutá řešení 3 Které řešení je správné 4 Není to úplně jinak?
V ČEM JE PROBLÉM
Vnitřní struktura Slunce Jádro: Radiační zóna: R 0,2 R R 0,7 R Konvektivní zóna: R 1 R Fotosféra: Chromosféra: R 10 100 km R 10 Mm Přechodová oblast: R 10 100 km Koróna poslední vrstva
V c em je proble m Navrhnuta r es enı Ktere r es enı je spra vne Nenı to u plne jinak? Za kladnı u daje o koro ne Koro na, z lat. corona, z r. κoρω νη (koruna) Tr i sloz ky: K/E/F Zdroj slunec nı ho ve tru, zvla s te v oblasti korona lnı ch de r Citliva na slunec nı aktivitu Teplota 1 az 3 MK (c a ra Fe xiv T 106 K) Spotr eba zhruba 1,8 1021 W Obr.: Zatme nı Slunce ze dne 11.8.1999 pozorovane z Francie. (Wikipedia)
V c em je proble m Navrhnuta r es enı Ktere r es enı je spra vne Nenı to u plne jinak? Za kladnı u daje o koro ne Koro na, z lat. corona, z r. κoρω νη (koruna) Tr i sloz ky: K/E/F Zdroj slunec nı ho ve tru, zvla s te v oblasti korona lnı ch de r Citliva na slunec nı aktivitu Teplota 1 az 3 MK (c a ra Fe xiv T 106 K) Spotr eba zhruba 1,8 1021 W Obr.: Zatme nı Slunce ze dne 11.8.1999 pozorovane z Francie. (Wikipedia)
Termodynamický paradox Koróna (T MK) hraničí s chladnějšími vrstvami: fotosféra: T 5800 K chromosféra: T až 20 000 K Zdánlivě je porušen 2. TD zákon: Teplo nemůže samovolně téci z chladnějšího materiálu na teplejší. Otázka: Proč paradox? Obr.: Prudký vzrůst teploty v přechodové vrstvě mezi chromosférou a korónou.
NAVRHNUTÁ ŘEŠENÍ
Přehled modelů ohřevu koróny DC (stressing models) rekonexe B pole v koróně ve velkých smyčkách v magnetickém koberci AC (wave models) vlny vzniklé při granulaci a supergranulaci zvukové zvukově-magnetické Alfvénovy
Obecný nedostatek modelů Většina modelů neřeší všechny tři hlavní podproblémy ohřevu koróny 1 zdroj energie 2 mechanizmus přenosu energie do koróny 3 rozpty energie (disipace)
HD model ohřevu Schatzmann (1949) Ohřev čistě hydrodynamickými zvukovými vlnami Zdroj: granulační pohyby ve fotosféře Odhadnutý výtok mechanické energie v oblasti chromosféry: P = 10 19.5 W Rychlá disipace důsledek ohybu vln v chromosféře přechodová vrstva
Obecný model ohřevu s B polem koronální smyčky
Obecný model ohřevu s B polem koronální smyčky
DC model ohřevu Parker (1983) Ohřev skrze rekonexe Zdroj energie: horizontální pohyby vrstev pod fotosférou. Odhadnutá hustota toku energie v aktivních oblastech: w = 10 7 erg cm 2 s 1
AC model ohřevu Alfvén (1947) Ohřev skrze rozptyl Alfvénových vln Zdroj energie: pohyby spojené s granulací Odhad dodávané energie: 1 % luminozity Slunce
KTERÉ ŘEŠENÍ JE SPRÁVNÉ
Které řešení je správné Srovnávání modelů s pozorováním Mandrini et al. (2000) Spíše rekonexe hnaná pomalými horizontálními pohyby fotosféry Schrijver et al. (2004) Potvrzeno, navíc je ohřev pravděpodobně rovnoměrný
NENÍ TO ÚPLNĚ JINAK?
Gravitační energie jako zdroj ohřevu Thomas Smid (http://plasmaphysics.org.uk)
Gravitační energie jako zdroj ohřevu Thomas Smid (http://plasmaphysics.org.uk) Co je špatně
Gravitační energie jako zdroj ohřevu Thomas Smid (http://plasmaphysics.org.uk) Co je špatně Ekvipartiční teorém pro ideální plyn má tvar: E k = 3 2 kt Viriálový teorém platí pro střední hodnoty: 2 E k + E p = 0
OHŘEV KORÓNY ZÁVĚR
Ohřev koróny závěr Dosud nebyl žádný model přijat jako ten pravý. Nejnadějnější se zdají být modely typu DC. Zvláště model Parker s uvážením magnetického koberce vypadá nadějně.
Obr.: Víte, kde to je?
PŘÍLOHY
Reference Alfvén, H., 1947, MNRAS, 107, 211A Schatzman, E., 1949, AnAp, 12, 203S Parker, E. N., 1983, ApJ, 264, 642P Mandrini, C. H., Démoulin, P., and Klimchuk, J. A., 2000, ApJ, 530, 999M Schrijver, C. J., Sandman, A. W., Aschwanden M. J., and DeRosa, M. L., 2004, ApJ, 615, 512S Aschwanden, M. J., 2007, arxiv, 0711, 0007A
Technické poznámky k dokumentu Tato prezentace tvoří část zkoušky z předmětu Sluneční fyzika (NAST001). Tato prezentace byla vysázena programem TEX/L A TEX 2ε za použití baĺıčku beamer. Datum kompilace: August 27, 2009