윌슨 효과: 흑점은 얼마나 "깊습니까"?
나는 최근 에 태양 대기 의 윌슨 효과 에 대해 배웠습니다 . 2009 SaaS는 요금 고급 과정 39 주 :
태양 영역 근처에서 그림체[흑점의 원형 어두운 영역]와 중앙 반그림자[흑점의 밝은 경계]가 사라집니다. 우리는보다$400-800{\rm km}$ 광구보다 흑점에 더 깊숙이 들어갑니다.
그런 다음, 흑점—얕은가, 깊은가? 라는 제목 의 출판물 이 있습니다. 2014년의 Solov'ev와 Kirichek에 의해 초록에서 다음과 같이 말합니다.
두 개의 흑점 모델이 비교 대상이 얕고 깊습니다. 전자에 따르면 흑점은 강한 규칙장과 비교적 차가운 플라즈마가 차지하는 영역으로 태양 대류대에 약 4mm의 얕은 깊이까지 침투합니다. [...]
또한 2015년 Benjamin Beeck 의 박사 학위 논문 이 있습니다. 이 논문 은 예를 들어 다음 그래프를 보여줍니다.
즉, 나는 다음 사이의 값을 가지고 있습니다. $400 \ldots 7300 {\rm km}=7.3 {\rm Mm}$저를 약간 혼란스럽게 하는 흑점의 깊이에 대해 - 누군가 저에게 다소 넓은 범위의 깊이를 설명할 수 있다면 감사하겠습니다. 한편으로 나는 반그림자에서 측정한 그림의 깊이(평평하게 보일 수 있다면)에 관심이 있고, 다른 한편으로는 반그림자에서 끝 부분까지의 거리도 알고 싶습니다. 보이는) 광구, 이상적으로는 오차 막대가 있는 모든 것.
답변
흥미로운 질문들! 나는 내가 약간의 햇빛을 비출 수 있기를 바랍니다.
당신이 인용한 초록에서 언급했듯이, 흑점 에 대한 이해와 모델링은 공개된 질문 이며, 특히 흑점의 안정성이 어떻게 유지되는지에 대한 질문입니다.
인용에서 알 수 있듯이 많은 모델이 있습니다. 첫째, 몇 가지 용어 설명: 오늘날 "윌슨 효과"는 본질적으로 흑점의 물리학을 설명하는 모델입니다. "윌슨 함몰"은 흑점의 관측 가능한 구성 요소입니다. 보이는 태양 표면의 기하학적 높이는 나머지 태양에 비해 눌려 있습니다. 윌슨 당시에는 가설이었지만 그러한 함몰은 측정되었습니다. 예를 들어 여기 그림을 참조 하십시오.. 원칙적으로, 흑점은 광구 아래의 대류 활동에 의해 생성된다는 아이디어(즉, 대류 열 수송은 강한 자기장에 의해 차단되기 때문에 안정적인 흑점을 유지하기 위해 강한 자기장이 필요한 이유)이기 때문에 흑점은 다음과 같을 수 있습니다. 우리가 관찰할 수 있는 것보다 훨씬 더 깊습니다. 왜냐하면 우리는 광구 바로 아래를 볼 수 없기 때문입니다(태양의 플라즈마가 너무 불투명해지기 때문에).
흑점의 감소를 설명하는 다른 모델이 있습니다. 예를 들어, 모델 의존적 가정이 없기 때문에 (명백하게) 어떤 시스템적 불확실성도 없는 최근 모델 은 분광편광 관측에서 파생된 자기장의 발산을 최소화합니다. 그들의 틀을 흑점 관측에 적용함으로써 그들은 다음과 같이 말합니다.
파생된 윌슨 함몰(~600km)은 윌슨 효과에서 일반적으로 얻은 결과와 일치합니다.
그들의 결과는 예를 들어 2009 Saas Fee Advanced Course 39에서 인용한 것처럼 Wilson 효과를 사용하는 연구의 결과와 일치합니다.
그래서, 당신의 질문:
누군가 나에게 다소 넓은 범위의 깊이를 설명할 수 있다면 감사하겠습니다. 한편으로 나는 반그림자에서 측정한 그림체의 깊이에 관심이 있고(평평하게 보일 수 있다면), 다른 한편으로는 반그림자에서 끝부분까지의 거리도 알고 싶습니다( 보이는) 광구, 이상적으로는 오차 막대가 있는 모든 것.
더 정확한 답과 오차 막대가 있는 플롯을 생성하려면 누군가가 이미 그러한 플롯을 만들었거나 내가 만들어야 했습니다. 나는 그렇게 할 시간이 없으며 출판된 논문을 찾을 수 없습니다. 그래서 좀 더 개념적으로 설명하려고 합니다. 또한, 우리는 광구 아래를 볼 수 없기 때문에 umbra의 깊이 관찰에 대한 오차 막대를 얻으려면 간접적인 방법을 사용해야 한다고 생각합니다. helioseismology에 대한 마지막 단락).
위키 문서 상태 : "우울증의 크기를 결정하기 어렵지만, 대형 1,000 km로 할 수있다." 그러나이 주장을 인용하지 않습니다 ;)
당신이 인용한 것과 같은 윌슨 효과의 모델은 흑점의 출현을 항성 내부의 대류적 외피 내에서 시작하는 것으로 설명하려고 시도하고 있습니다. 합리적입니까?: 인용된 깊이$\sim 7.3$이러한 플라즈마 팽창에 대한 Mm은 적어도 태양 반경 내에 있습니다. $\sim 10^9$m = 1Gm. 광구는 우리가 광학적으로 볼 수 있는 태양 내부의 가장 깊숙한 곳으로 약 4x10까지 확장됩니다.$^5$미디엄. 따라서 흑점의 바닥이 너무 깊지 않은 상태에서 태양의 대류 영역 내부의 광구 아래 깊이에 흑점이 존재할 수 있다고 생각할 수 있습니다.
추가 편집: 예를 들어 2014년의 Solov'ev 및 Kirichek 모델에서 "태양 흑점 안정성은 반경과 자기장 강도의 함수로, 반경이 약 700G에서 약 700G의 점근적 한계까지 단조롭게 변합니다. 4000 G. 윌슨 함몰부의 깊이는 B와 함께 선형적으로 증가한다. 안정 평형의 범위는 더 큰 흑점(반경이 약 12-18 Mm보다 큼)이 불안정한 방식으로 제한되며, 이는 흑점에 매우 큰 흑점이 없는 것을 설명할 수 있습니다. 태양, 그리고 그것들을 여러 부분으로 나누는 큰 흑점의 가벼운 다리 모양. 2.6–2.7 kG 범위의 B와 약 2 Mm의 umbral 반지름을 가진 흑점이 가장 안정적입니다." 의 주 4에서 촬영 견적 이 helioseismology 리뷰(아래의 마지막 단락에서도 참조)와 해당 모델의 개략도에 대한 해당 리뷰의 그림 22를 참조하십시오.
B. Beeck이 인용한 논문에서 여기 에서 찾은 주요 기사에서 umbra(또는 penumbra)의 기하학은 선험적으로 알려져 있지 않으므로 추측하고 상세한 수치 시뮬레이션으로 확인합니다. 물리적으로 안정적인 흑점을 생성하기 위해 초기 조건, 경계 조건, 자기장 강도 및 흑점 깊이를 체계적으로 변경합니다. 그들은 다음을 찾습니다:
안정적인 흑점은 지하층에서 > 4kG의 자기장을 필요로 합니다. z~2-3 Mm 아래의 구조(예: T 기울기)는 흑점의 안정성에 중요한 것으로 보입니다. 이것은 또한 흑점이 매우 얕은 현상이 될 수 없음을 나타냅니다. 그래서 그들은 결론을 내립니다. 안정적인 흑점은 5-6 Mm 깊이에서 B ≥ 6 kG의 자기장이 필요합니다.
그들은 이 안정성 요구 사항이 평평한(즉, 깊지 않은) 흑점 기하학을 배제할 수 있다고 추측합니다. 그들은 이것을 쐐기/슬래브 기하학으로 정량화하려고 시도합니다. 여기에서 흑점 바닥의 자기장 강도가 높을수록 umbral 강도가 낮아지고 반감기가 더 뚜렷해집니다(끝에서 5번째 슬라이드 참조). 흑점 기하학.
추가된 편집: 따라서 여기에 포함된 저울의 범위는 활발한 연구 영역의 일부입니다. 흑점이 ~Mm 정도로 깊고 클 수 있다고 의심하는 많은 이론적 이유가 있지만 우리는 태양을 너무 깊숙이 조사할 수 있기 때문에 보통 ~Mm 정도로만 볼 수 있습니다.$10^5$m은 광구의 깊이와 일치합니다. 이로 인해 현재 다양한 매개변수에 대한 의존성은 특정 프레임워크 내에서 잘 이해되고 있지만 그림체와 반그림체 의 정확한 구조와 깊이 가 잘 이해되지 않고 있습니다.
이 답변을 게시한 직후에 나는 태양지진학이 광구보다 더 깊은 탐사 문제를 해결하려는 방법이라는 것을 깨달았고 그것은 유망해 보입니다! 태양지진학의 발전은 태양 내부에 대한 통찰력을 오랫동안 예견해 왔으며, 예를 들어 여기 와 여기 에서 흑점의 깊이에 대한 비교 가능한 추정치를 산출했습니다.$\sim$1mm 나는 이것이 활발한 연구 영역이며 그 발전을 따라가는 것이 깔끔할 것이라고 생각합니다. (반)최근 리뷰는 여기 를 참조 하세요 .