Regiunea de tranziție a Soarelui

Regiunea de tranziție solară este regiunea atmosferei Soarelui dintre cromosferă și coroană [ 1] [2] .  Poate fi observat din spațiu folosind telescoape care permit observații în intervalul ultraviolet. Studiul acestei regiuni este important deoarece în atmosfera solară apar o serie de tranzitori neînrudiți, dar importanți.

• Sub această regiune, gravitația determină forma structurilor din interiorul Soarelui, astfel încât Soarele este adesea descris în termeni de straturi și structuri plate (cum ar fi petele solare ). Mai sus, forma structurilor este controlată de forțe dinamice, astfel încât regiunea de tranziție nu este un strat bine definit la o înălțime fixă.
• Mai jos, cea mai mare parte a heliului este într-o stare de ionizare parțială , astfel încât emisia de energie este mai eficientă. Deasupra acestei regiuni, heliul devine complet ionizat. Acest lucru are un efect semnificativ asupra temperaturii de echilibru.
• Sub această regiune, materia este opacă în anumite culori asociate cu liniile spectrale, astfel încât majoritatea liniilor spectrale care se formează sub regiunea de tranziție sunt linii de absorbție în infraroșu, vizibil și aproape ultraviolet. Majoritatea liniilor care se formează deasupra sau în regiunea de tranziție sunt linii ultraviolete sau de emisie de raze X. În acest caz, transferul radiativ de energie este îngreunat semnificativ.
• Sub această regiune, presiunea gazului și efectele hidrodinamice guvernează de obicei mișcarea și forma structurilor. Deasupra regiunii de tranziție, forțele magnetice controlează mișcarea și forma structurilor. Regiunea de tranziție în sine nu a fost explorată pe deplin, deoarece simularea necesită timp de calcul semnificativ. De asemenea, acordul ecuațiilor Navier-Stokes cu electrodinamica complică calculele.

Ionizarea heliului este importantă deoarece acest proces joacă un rol esențial în formarea coroanei solare. Dacă materia Soarelui se dovedește a fi suficient de rece pentru ca heliul să fie doar parțial ionizat (adică reține unul dintre cei doi electroni), atunci materia este răcită destul de eficient de radiația corpului negru și în liniile Lyman . continuum . Astfel de condiții sunt observate în partea superioară a cromosferei, unde temperatura de echilibru este de câteva zeci de mii de kelvin.

Când se primește puțin mai multă căldură, heliul devine complet ionizat, în timp ce încetează să creeze un continuum Lyman și radiază mai puțin eficient. Temperatura crește brusc la un nivel de aproximativ 1 milion de kelvin, care este temperatura coroanei solare. Acest fenomen se numește catastrofă de temperatură și este o tranziție de fază similară cu trecerea apei clocotite în abur. De fapt, cercetătorii din fizica solară numesc acest proces evaporare , prin analogie cu procesul mai cunoscut care implică apa. Dacă, pe de altă parte, cantitatea de căldură transferată către materialul coroanei este ușor redusă, atunci materialul se va răci foarte repede sub temperatura „catastrofă” la aproximativ o sută de mii de kelvin. Regiunea de tranziție constă din materie cu o temperatură apropiată de temperatura „catastrofă”.

Regiunea de tranziție este vizibilă în ultravioletul îndepărtat pe imaginile TRACE ca un halou slab deasupra suprafeței întunecate (în UV îndepărtată) a Soarelui și a coroanei. Haloul înconjoară, de asemenea, regiuni întunecate de departe UV, cum ar fi proeminențe, care constau în principal din materie condensată ținută la înălțimea coronală de câmpul magnetic.

Note

1. ↑ Regiunea de tranziție . Fizica solară, Centrul de zbor spațial Marshall NASA . NASA. Preluat la 8 august 2020. Arhivat din original la 8 ianuarie 2017. (nedefinit)
2. ↑ Mariska, John. Regiunea de tranziție solară. - Cambridge University Press, Cambridge, 1993. - ISBN 978-0521382618 .

Link -uri

• Explicație animată a regiunii de tranziție (și cromosferei) Arhivată 16 noiembrie 2015 la Wayback Machine (Universitatea din South Wales  )
• Explicație animată a temperaturii regiunii de tranziție (și cromosferei) Arhivată 16 noiembrie 2015 la Wayback Machine (Universitatea din South Wales  )

Soare
Structura	Nucleu Zona de transfer radiantă tahoclină zona convectiva
Atmosfera	Fotosferă Cromosferă coroana solara
Structură extinsă	heliosferă Foaia de curent heliosferic limita undei de șoc mantaua heliosferică heliopauza undă de șoc arc
Fenomene legate de Soare	Eclipsă de soare Activitate solară pete solare erupții solare Evenimente Miyake ejecții de masă coronară ciclu solar Variații ale radiației solare Numărul lupului Lista ciclurilor de activitate solară Maunder Minimum Radiatie solara orificii coronare Anse coronale torțe Granule floculelor Proeminențe și fibre Spiculele Supergranulare vânt însorit Valul Morton Efectul Evershed
subiecte asemănătoare	sistem solar Evoluția stelelor Rotația Soarelui dinam solar furtună geomagnetică Întunecându-se spre margine
Clasa spectrală : G2