태양계의 명암

Solar prominence
He II에 의해 방출된 304Ω(30.4nm)의 방사선으로 포착된 태양빛의 거짓 이미지

때때로 [a]필라멘트라고 불리는 돌출부는 태양 표면에서 바깥쪽으로 뻗어나가는 큰 플라즈마 및 자기장 구조이며, 종종 고리 모양으로 나타납니다.광구는 태양 표면에 고정되어 있으며, 태양 코로나 바깥쪽으로 뻗어 있습니다.코로나는 극도로 뜨거운 플라즈마로 구성되어 있지만, 발원에는 채권과 비슷한 성분으로 훨씬 더 차가운 플라즈마가 포함되어 있습니다.

발진은 약 하루의 기간에 걸쳐 형성되며 수십만 킬로미터의 우주 공간을 순환하면서 코로나에서 몇 주 또는 몇 달 동안 지속될 수 있습니다.일부 발진은 코로나 질량 방출을 일으킬 수 있다.과학자들은 현재 어떻게 그리고 왜 벼랑끝이 형성되는지를 연구하고 있다.

전형적인 돌출부는 수천 킬로미터에 걸쳐 있으며, 기록된 것 중 가장 큰 것은 [2]대략 태양 반지름인 80만 킬로미터 이상으로 추정되었습니다.

역사

개기일식 동안 태양의 가장자리 주위에서 때때로 태양빛이 붉게 보일 수 있다.

태양 명성에 대한 최초의 자세한 설명은 1185년 5월 1일의 일식을 기술한 14세기 로랑스 법전(La laurentian codex 。그것들은 "살아있는 [3][4][5]불씨 같은 혀"로 묘사되었다.

1860년 7월 18일 일식 때 안젤로 세키가 처음 사진을 찍었다.이 사진들에서 고도, 방사율, 그리고 다른 많은 중요한 변수들을 처음으로 [6]도출할 수 있었다.

1868년 8월 18일 일식 동안 분광기는 처음으로 벼랑에서 방출선의 존재를 탐지할 수 있었다.수소선의 발견으로 발진은 본질적으로 기체라는 것이 확인되었다.피에르 얀센은 또한 현재 헬륨으로 알려진 미지의 원소에 대응하는 방출선을 검출할 수 있었다.다음 날, 얀센은 이제 막히지 않은 태양으로부터의 방출선을 기록함으로써 그의 측정치를 확인했는데, 이것은 이전에는 전혀 행해지지 않은 작업이었다.그의 새로운 기술을 사용하여 천문학자들은 매일 [7]진동을 연구할 수 있었다.

분류

대기 필라멘트(QF), 중간 필라멘트(IF) 및 활성 영역 필라멘트(ARF)를 나타내는 태양 디스크의 H-알파 이미지.

오늘날 사용되고 있는 많은 다른 중요도 분류 체계가 있다.가장 널리 사용되는 기본 체계 중 하나는 발생이 형성된 자기 환경에 따라 발생을 분류합니다.세 가지 클래스가 있습니다.

  • 활성 영역의 시작 또는 활성 영역 필라멘트는 활성 영역의 중심에 있는 비교적 강한 자기장 내에서 형성됩니다.활성 지역 발생은 수시간에서 수일까지 지속되며 다른 [8]계층에 속하는 발생보다 더 자주 발생합니다.활성 영역 내에 위치하기 때문에 활성 영역 발진은 일반적으로 낮은 일사 [9][10]위도에서 발견됩니다.
  • 중간 발진, 즉 중간 필라멘트는 약한 단극성 색소 영역과 활성 영역 사이에서 형성됩니다.
  • 대기 시작 또는 대기 필라멘트는 활성 [11]영역으로부터 멀리 떨어진 약한 배경 자기장에서 형성됩니다.활성 영역 발생과는 달리, 대기 발진은 비교적 안정적이며 수명은 몇 주에서 몇 달까지일 수 있기 때문에 [8]대기라는 이름이 붙습니다.대기 발진은 일반적으로 극관 [9][10]주변 고위도에 위치합니다.또한 대기 발진은 일반적으로 활성 영역 발진보다 코로나에서 훨씬 더 높은 높이에 도달합니다.

활성 영역과 대기 진도는 방출된 스펙트럼으로 구별할 수 있다.활성 영역 발생의 스펙트럼은 He II 라인이 강하지만 이온화 금속 라인이 매우 약한 상부 색권과 동일하다.반면 대기 발진의 스펙트럼은 강한 H, He I 및 이온화 금속 라인이 있지만 약한 He II [12]라인이 있는 채권의 1,500km(930mi)에서 측정한 스펙트럼과 동일하다.

형태학

필라멘트 채널

발진은 필라멘트 채널로 알려진 자성 구조에서 형성되며, 여기서 발진은 주변의 코로나로부터 열적으로 차폐되고 중력에 대해 지지됩니다.이러한 채널은 색권과 극성 반전 라인(PIL)[b]으로 알려진 반대 광구 자기 극성의 영역 사이의 분할 위에 있는 낮은 코로나에서 발견됩니다.필라멘트 채널의 존재는 돌출부 형성에 필요한 조건이지만, 돌출부를 포함하지 않고 필라멘트 채널이 존재할 수 있다.채널 수명 동안 하나의 필라멘트 채널 내에서 여러 개의 발진이 형성되고 분출될 수 있습니다.필라멘트 채널을 구성하는 자기장은 주로 수평이며, PIL의 양쪽에서 동일한 방향을 가리킵니다( chir [13][14][15]키랄리티 참조).

돌출 재료는 필라멘트 채널의 전체 폭을 차지하지 않습니다. 코로나보다 밀도가 낮은 터널 같은 영역이 돌출부와 상부 자기 [7]아케이드 사이의 부피를 차지합니다.

가시와 가시

전형적인 돌기는 척추로 알려진 필라멘트 채널을 따라 방향을 잡은 좁은 구조를 가지고 있다.척추는 돌출부의 상부 본체를 정의하며, 일반적으로 양쪽 끝에서 광구를 향해 분기하는 수직 시트 형태이다.많은 돌기들은 또한 척추에서 채층과 광구로 비슷하게 갈라지는 가새라고 불리는 더 작은 구조를 가지고 있다.가시와 가시 둘 다 채층 섬유와 [14]유사한 자기장을 추적하는 얇은 실로 구성되어 있습니다.

가시와 돌출부를 구성하는 시원한 돌출재(즉, 돌출 코어)는 급격한 온도 경사가 있는 돌출-관상 전이 영역(PCTR)으로 둘러싸여 있습니다.PCTR은 대부분의 [7]광학적 방출에 책임이 있다.

PIL과[13] 평행한 방향의 척추, 2개의 막대 및 채층 섬유소를 나타내는 활성 영역 필라멘트의 H-alpha 영상

오버레이 구조

주요 기사:헬멧 스트리머

필라멘트 채널 위에는 코로나로 50,000에서 70,000km(31,000에서 43,000mi)까지 확장될 수 있는 아케이드가 있습니다.이러한 아케이드 위에서 닫힌 관상 자기장은 헬멧 스트리머라고 [16]알려진 것을 형성하면서 방사상으로 바깥쪽으로 확장될 수 있다.이 스트리머들은 태양 반지름 또는 태양 [7]표면 위에 도달할 수 있다.

키라리티

필라멘트 채널과 그 돌출부(존재하는 경우)는 키라리티를 나타낸다.필라멘트 채널의 측면에서 볼 때, 수평 자기장이 오른쪽으로 향하면 채널은 직각, 왼쪽으로 향하면 시니스트랄이라고 한다.덱스트랄 채널은 태양의 북반구에서 더 자주 발견되고, 중성 채널은 남반구에서 더 자주 발견됩니다.

수평 방향 자기장은 필라멘트 채널을 따라 있는 채층 섬유를 PIL과 거의 평행하게 배치하고 PIL의 반대쪽에서 서로 반평행하게 합니다.이들 파이버의 방향은 채널의 키라리티에 따라 달라집니다.양의 자기 극성을 가진 PIL의 측면에서 덱스트랄 채널은 오른쪽으로 흐르는 섬유와 오른쪽으로 흐르는 바가 있는 반면, 중앙 채널은 왼쪽으로 흐르는 섬유와 왼쪽으로 흐르는 바가 있습니다.또, 덱스트랄 채널의 오버레이드 자기 아케이드는 좌회전,[7] 시나스트랄 채널의 오버레이드 자기 아케이드는 우회전한다.

형성

태양발광의 형성을 이끄는 정확한 메커니즘은 현재 알려져 있지 않다.모델은 필라멘트 채널의 형성과 반구에 의존하는 키랄리티, 그리고 돌출 코어를 구성하는 [7]고밀도 플라즈마의 기원을 설명할 수 있어야 한다.

분출

다음 항목도 참조하십시오.코로나 질량 방출
태양계의 융기가 분출하고 있다.

몇몇 돌기들은 눈에 띄는 분출로 알려진 태양에서 분출된다.이러한 분출은 600 km/s에서 1000 km/[1]s 이상의 속도를 가질 수 있다.눈에 띄는 분출의 적어도 70%는 코로나 물질 [17]방출로 알려진 태양풍으로의 코로나 물질 방출과 관련이 있다.

「 」를 참조해 주세요.

설명 메모

  1. ^ 우주의 배경(오프 림브)에 비추어 볼 때, 그것들은 시작이라고 불리며, 태양 표면(디스크 위)에 비추어 볼 때, 그것들은 [1]필라멘트라고 불립니다.
  2. ^ 광구의 자기 극성이 반대인 영역 간의 분할은 종종 극성 반전 라인(PIL), 극성 반전 경계(PRB) 또는 중성 라인으로 불립니다.

레퍼런스

  1. ^ a b "About Filaments and Prominences". solar.physics.montana.edu. Retrieved 2 January 2010.
  2. ^ Atkinson, Nancy (6 August 2012). "Huge Solar Filament Stretches Across the Sun". Universe Today. Retrieved 11 August 2012.
  3. ^ "1185: The first description of solar prominences". SOLAR PHYSICS HISTORICAL TIMELINE (0–1599). High Altitude Observatory. 2008.
  4. ^ "1185: The first description of solar prominences" (PDF). Great Moments in the History of Solar Physics. Université de Montréal. 2008. Archived from the original on 21 August 2015. Retrieved 30 March 2015.
  5. ^ Poitevin, Patrick; Edmonds, Joanne (2003). "Solar Eclipse Newsletter" (PDF). Retrieved 30 March 2015.
  6. ^ Secchi, Angelo (1870). Le Soleil, Part 1. Paris. p. 378.
  7. ^ a b c d e f Vial, Jean-Claude; Engvold, Oddbjørn (2015). Solar Prominences. Springer. ISBN 978-3-319-10415-7.
  8. ^ a b Mackay, D. H.; Karpen, J. T.; Ballester, J. L.; Schmieder, B.; Aulanier, G. (April 2010). "Physics of Solar Prominences: II—Magnetic Structure and Dynamics". Space Science Reviews. 151 (4): 333–399. arXiv:1001.1635. doi:10.1007/s11214-010-9628-0.
  9. ^ a b Menzel, Donald H.; Jones, F. Shirley (December 1962). Solar Prominence Activity, 1944-1954. Archived from the original on June 2, 2021.
  10. ^ a b Minarovjech, M.; Rybanský, M.; Rušin, V. (1998). "Time-Latitude Prominence and the Green Corona Distribution Over the Solar Activity Cycle". International Astronomical Union Colloquium. 167: 484–487. doi:10.1017/S0252921100048132.
  11. ^ Engvold, Oddbjørn (1998). "Observations of Filament Structure and Dynamics". International Astronomical Union Colloquium. 167: 22–31. doi:10.1017/S0252921100047229.
  12. ^ Zirin, Harold; Tandberg-Hanssen, Einar (1960). "Physical Conditions in Limb Flares and Active Prominences. IV. Comparison of Active and Quiescent Prominences". The Astrophysical Journal. 131: 717–724.
  13. ^ a b Parenti, Susanna (2014). "Solar Prominences: Observations" (PDF). Living Reviews in Solar Physics. 11. doi:10.12942/lrsp-2014-1. Retrieved 29 January 2022.
  14. ^ a b Gibson, Sarah E. (December 2018). "Solar prominences: theory and models: Fleshing out the magnetic skeleton" (PDF). Living Reviews in Solar Physics. 15 (1): 7. doi:10.1007/s41116-018-0016-2. Retrieved 29 January 2022.
  15. ^ Gaizauskas, V. (1998). "Filament Channels: Essential Ingredients for Filament Formation". International Astronomical Union Colloquium. 167: 257–264. doi:10.1017/S0252921100047709. ISSN 0252-9211. Retrieved 31 May 2022.
  16. ^ Guo, W. P.; Wu, S. T. (10 February 1998). "A Magnetohydrodynamic Description of Coronal Helmet Streamers Containing a Cavity". The Astrophysical Journal. 494 (1): 419–429. doi:10.1086/305196. Retrieved 19 April 2022.
  17. ^ Gopalswamy, N.; Shimojo, M.; Lu, W.; Yashiro, S.; Shibasaki, K.; Howard, R. A. (20 March 2003). "Prominence Eruptions and Coronal Mass Ejection: A Statistical Study Using Microwave Observations". The Astrophysical Journal. 586 (1): 562–578. doi:10.1086/367614.

추가 정보

외부 링크

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