Wilson etkisi: Güneş lekeleri ne kadar “derin”?
Geçenlerde Güneş'in atmosferinin Wilson etkisini öğrendim . 2009 Saas Fee Gelişmiş Kurs 39 devletler:
Güneş uzvunun yakınında, umbra [güneş lekesinin dairesel karanlık bölgesi] ve merkezdeki yarı gölge [güneş lekesinin daha açık olan kenarı] kaybolur. Görürüz$400-800{\rm km}$ fotosferde olduğundan daha derin güneş lekeleri.
Sonra, Güneş lekesi - sığ mı derin mi? başlıklı bir yayın var. Solov'ev ve Kirichek tarafından 2014'ten özette şöyle yazıyor:
İki güneş lekesi modeli karşılaştırıldığında sığ ve derindir. Birincisine göre, bir güneş lekesi, güçlü bir düzenli alan ve nispeten soğuk plazma tarafından işgal edilen bir bölge olarak, güneş konveksiyon bölgesine yaklaşık 4 mm'lik sığ bir derinliğe nüfuz eder. [...]
Ayrıca, Benjamin Beeck'in 2015 yılına ait, örneğin aşağıdaki grafiği gösteren bir doktora tezi vardır :
Başka bir deyişle, arasında değerler var $400 \ldots 7300 {\rm km}=7.3 {\rm Mm}$biraz kafamı karıştıran bir güneş lekesinin derinlikleri için - biri bana oldukça geniş derinlik aralığını açıklayabilirse memnun olurum. Bir yandan yarı gölgeden ölçülen umbranın derinliği (düz olarak görülebiliyorsa) ile ilgileniyorum, diğer yandan da yarı gölgeden sonuna kadar olan mesafeyi bilmek istiyorum ( görünür) fotosfer, her şey ideal olarak hata çubuklarıyla.
Yanıtlar
İlginç sorular! Umarım üzerlerine biraz güneş ışığı tutabilirim.
Alıntı yaptığınız özette belirtildiği gibi, güneş lekelerinin anlaşılması ve modellenmesi , özellikle güneş lekelerinin kararlılığının nasıl sürdürüldüğü sorusu , açık bir sorudur .
Alıntılarınızdan da anlaşılacağı gibi birçok model var. İlk olarak, bazı terminolojik açıklamalar: Günümüzde "Wilson etkisi" esasen güneş lekesinin fiziğini açıklamak için bir modeldir. "Wilson çöküşü" bir güneş lekesinin gözlemlenebilir bir bileşenidir: Görünür güneş yüzeyinin geometrik yüksekliği, Güneş'in geri kalanına kıyasla daha düşüktür. Wilson zamanında AT, bir hipotez, ama bu tür depresyonlar örneğin şekle bakınız, ölçülmüştür burada. Prensip olarak, fikir, güneş lekesinin fotosferin altındaki konvektif aktivite tarafından üretildiği (yani konvektif ısı nakli yoğun manyetik alanlar tarafından engellenir, bu nedenle istikrarlı bir güneş lekesini sürdürmek için güçlü manyetik alanlara ihtiyaç duyulur), güneş lekesi olabilir. gözlemleyebildiğimizden çok daha derin, çünkü doğrudan fotosferin altını göremiyoruz (çünkü Güneş'in plazması çok opak hale geliyor).
Bir güneş lekesinin depresyonunu açıklamak için başka modeller de var. Örneğin, modele bağlı varsayımlar olmadığı için herhangi bir sistematik belirsizlikten (görünüşe göre) arınmış olan yeni bir model , spektropolarimetrik gözlemlerden türetilen manyetik alan sapmasını en aza indirir. Çerçevelerini bir güneş lekesi gözlemlerine uygulayarak şunları belirtiyorlar:
Türetilen Wilson depresyonu (∼600 km), tipik olarak Wilson etkisinden elde edilen sonuçlarla tutarlıdır.
Sonuçları, örneğin, 2009 Saas Ücreti İleri Düzey Kursu 39'dan alıntı yaptığınız gibi, Wilson etkisini kullanan çalışmaların sonuçlarıyla tutarlıdır.
Peki, sorularınız:
Birisi bana oldukça geniş derinlik aralığını açıklayabilirse minnettar olurum. Bir yandan, yarı gölgeden ölçülen umbranın derinliğiyle ilgileniyorum (düz olarak görülebiliyorsa) ve diğer yandan yarı gölgeden sonuna kadar olan mesafeyi de bilmek istiyorum ( görünür) fotosfer, her şey ideal olarak hata çubuklarıyla.
Daha kesin cevapları olan ve hata çubukları olan bir olay örgüsü üretmek, birisinin zaten böyle bir kurgu yapmış olmasını gerektirir ya da benim bir tane yapmam gerekirdi. Kendim yapacak vaktim yok ve bununla ilgili yayınlanmış bir makale bulamıyorum (orada olabilir). Bu yüzden daha kavramsal olarak açıklamaya çalışacağım. Ayrıca, fotosferin altını göremiyoruz, bu yüzden gölgenin derinliğine ilişkin gözlemlerde hata çubukları elde etmek için dolaylı yöntemlerin kullanılması gerektiğini düşünüyorum, ki bu da bulmakta zorlanıyorum (ve henüz yapılıp yapılmadığından şüpheliyim! EDIT: bkz. son para. heliosismoloji hakkında).
Wiki makale devletler: "Depresyon büyüklüğü belirlemek zordur, ancak büyük 1,000 olarak km'lik olabilir." Ama bu iddiayı alıntılamıyor ;)
Wilson etkisinin modelleri, alıntıladığınız gibi, bir güneş lekesinin ortaya çıkışını, yıldızın iç kısmının konvektif zarfından kaynaklandığını açıklamaya çalışıyor. Bu mantıklı mı?: belirtilen derinlik$\sim 7.3$Bu plazma dalgaları için Mm, en azından güneş yarıçapı içindedir. $\sim 10^9$m = 1 Gm. Fotosfer, optik olarak görebildiğimiz güneşin iç kısmının en derinidir ve yaklaşık 4x10'a kadar uzanır.$^5$m. Bu nedenle, güneş lekesinin dibi çok derin olmadan, güneşin konvektif bir bölgesinde, güneş lekesinin fotosferin altındaki derinliklerde var olabileceği düşünülebilir.
EK DÜZENLEME: Solov'ev ve Kirichek'in modellerinde, örneğin, 2014, "güneş lekesi kararlılığı, yarıçaplarının ve yaklaşık 700 G'den asimptotik bir sınıra kadar monoton olarak değişen manyetik alan gücünün bir fonksiyonudur. 4000 G. Wilson depresyonunun derinliği B ile doğrusal olarak büyür. Kararlı denge aralığı, daha büyük güneş lekelerinin (yarıçapı yaklaşık 12-18 Mm'den büyük) kararsız olduğu bir şekilde sınırlıdır; büyük güneş lekelerinde onları birkaç parçaya bölen ışık köprülerinin görünümü gibi. 2,6–2,7 kG aralığında B'ye ve yaklaşık 2 mm'lik bir umbral yarıçapa sahip güneş lekeleri en kararlı olanlardır." Dipnotta 4. alınan Quote bu heliosismoloji incelemesi (ayrıca aşağıdaki son paragrafta) ve modellerinin bir şeması için bu incelemenin Şekil 22'sine bakın.
Eğer B. Beeck tarafından alıntı olduğu tezi, ana makale bulundu burada onlar tahminlerde bulunurlar ve bunların ayrıntılı sayısal simülasyonları ile kontrol yüzden, umbra geometrisi (ne de yarı gölge) önsel bilinen DEĞİLDİR. Fiziksel olarak kararlı bir güneş lekesi üretmeye çalışmak için başlangıç koşullarını, sınır koşullarını, manyetik alan gücünü ve güneş lekesinin derinliğini sistematik olarak değiştirirler. Buldular:
Kararlı güneş lekeleri, yüzey altı katmanlarında > 4 kG'lik bir manyetik alan gerektirir. z~2-3 Mm'nin altındaki yapı (örneğin T gradyanı), güneş lekelerinin kararlılığı için önemli görünmektedir. Bu aynı zamanda güneş lekelerinin çok sığ fenomenler olamayacağını da gösterir. Böylece şu sonuca varıyorlar: Kararlı güneş lekeleri, 5-6 Mm derinliklerde B ≥ 6 kG'lik bir manyetik alana ihtiyaç duyar.
Bu kararlılık gereksiniminin düz (yani derin olmayan) güneş lekesi geometrilerini ekarte edebileceğini düşünüyorlar. Bunu, güneş lekesinin altındaki daha yüksek bir manyetik alan kuvvetinin daha düşük umbral yoğunluğa ve daha belirgin bir yarı gölgeye (sondan 5. slayta bakınız) yol açtığı kama/kütük geometrisi ile nicelleştirmeye çalışırlar; güneş lekesi geometrileri.
EKLENEN DÜZENLEME: Bu nedenle, burada yer alan ölçekler, aktif bir araştırma alanının parçasıdır. Güneş lekelerinin ~Mm mertebesinde derin ve büyük olabileceğinden şüphelenmek için birçok teorik neden vardır, ancak güneşi ancak çok derinde inceleyebiliriz, bu nedenle genellikle yalnızca ~ mertebesinde görmekle sınırlandırılırız.$10^5$fotosferin derinliği ile tutarlı olan m. Bu , çeşitli parametrelere bağımlılığın belirli çerçeveler içinde iyi anlaşılmasına rağmen, şu anda tam gölge ve yarı gölgenin tam yapısının ve derinliğinin iyi anlaşılmamasına neden olur.
Bu cevabı gönderdikten hemen sonra, heliosismolojinin, fotosferden daha derine inme sorununu çözmeye çalışmanın bir yolu olduğunu fark ettim ve umut verici görünüyor! Helyosismolojideki ilerlemeler, örneğin burada ve burada , güneş lekelerinin derinliği için karşılaştırılabilir tahminler veren, örneğin, burada ve burada , Güneş'in iç yapısı hakkında uzun zamandır beklenen öngörüleri sağlamıştır.$\sim$1 mm. Bunun aktif bir araştırma alanı olduğunu ve gelişimini takip etmenin uygun olacağını düşünüyorum. (Yarı) yeni bir inceleme için buraya bakın .