Сончево преодно подрачје
Сончевото преодно подрачје е слој во атмосферата на Сонцето и се наоѓа меѓу хромосферата и короната.[1][2] Може да се види од вселената со помош на телескопи чувствителни на ултравиолетова светлина. Ова е важно подрачје затоа што тука се одвиваат неколку важни процеси за физиката во сончевата атмосфера:
- Под него, врз сончевите својства и хоризонталните одлики (како сончеви дамки) дејствува гравитациската сила; над него, врз својствата на Сонцето и неговите одлики влијаат динамичките сили, така што е тешко прецизно да се дефинира преодното подрачје како слој на одредена висинска кота.
- Под него, хелиумот во најголем дел не е целосно јонизиран, така што многу делотворно зрачи со енергија; над него, хелиумот е целосно јонизиран. Ова силно влијае врз рамнотежната температура (види подолу).
- Под него, материјалот е непроѕирен за одредени бои од спектралните линии, така што повеќето спектрални линии кои се наоѓаат под преодното подрачје се линии на апсорпција во инфрацрвена, видлива светлина и близу ултравиолетова, додека повеќето линии кои се наоѓаат на или над преодното подрачје се оддавни линии во крајни ултравиолетови и Х-зраци. Поради ова оддавниот пренос на енергија во преодното подрачје е многу сложен.
- Под него, врз движењето и обликот на структурите обично доминираат притисокот на гасот и хидродинамиката; над него, врз движењето и обликот на структурите обично доминираат магнетните сили, што доведува до различни поедноставувања на магнетохидродинамиката. Самото преодно подрачје не е добро проучено, делумно поради пресметковните трошоци, уникатноста и сложеноста на Навје-Стоксовата равенка во комбинација со електродинамиката.
Јонизацијата на хелиумот е важна затоа што таа е најважниот дел во формирањето на короната: кога сончевиот материјал е доволно ладен поради што хелиумот во него е само делумно јонизиран (т.е. задржува еден од неговите два електрони), има делотворно ладење на материјалот преку зрачењето на црното тело и преку директното здружување на хелиумот во Лајманова низа. Ваквите услови се наоѓаат на врвот на хромосферата, каде што рамнотежната температурата е неколку десетици илјади келвини.
При малку поголема топлина хелиумот целосно се јонизира, и тогаш престанува да се здружува со Лајмановата низа и делотворноста на зрачењето драстично се намалува. Температурата брзо се зголемува до речиси еден милион келвини колку што е температурата во сончевата корона. Овој феномен се нарекува температурна катастрофа и е фазен премин аналоген на вода во вриење која создава пареа; всушност, сончевите физичари овој процес го викаат испарување по аналогија на попознатиот процес со водата. Исто така, ако количината на топлина во короналниот материјал малку се намали, материјалот се лади многу брзо и опаѓа под нивото на температурна катастрофа до околу сто илјади келвини и се вели дека се кондензирал. Преодното подрачје се состои од материјал со топлина еднаква или приближна на оваа температурна катастрофа.
Преодното подрачје може да се види со крајно-ултравиолетовите слики од вселенското летало ТРЕЈС, како редок нимбус над темната (гледана во крајно-ултравиолетово) површина на Сонцето и короната. Нимбусот, исто така, ги опкружува темните крајно-ултравиолетови одлики на Сонцето, како што се сончевите протуберанции, кои се состојат од кондензиран материјал задржан на висинската кота од короната од страна на магнетното поле.
Поврзано
уредиНаводи
уреди- ↑ „The Transition Region“. Solar Physics, NASA Marshall Space Flight Center. NASA. Архивирано од изворникот на 2017-01-08. Посетено на 2021-12-02.
- ↑ Mariska, John (1993). The Solar Transition Region. Cambridge University Press, Cambridge. ISBN 978-0521382618.
Надворешни врски
уреди- Анимирано објаснување за преодното подрачје (и хромосфера) Архивирано на 16 ноември 2015 г. (Универзитет во Јужен Велс).
- Анимирано објаснување за температурата во преодното подрачје (и хромосферата) Архивирано на 16 ноември 2015 г. (Универзитет во Јужен Велс).