태양 전이 지역

Solar transition region
태양 대기의 대략적인 온도는 높이를 기준으로 표시된다.

태양 전이 지역은 상층 크롬권과 코로나 사이에 있는 태양 대기권의 지역이다.[1][2] 태양 대기의 물리학에 있어서 관계없지만 중요한 몇 가지 전환의 현장이기 때문에 중요하다.

  • 아래에서는 중력이 대부분의 형상의 형상을 지배하는 경향이 있어, 태양은 층과 수평 형상의 측면에서 자주 설명될 수 있다(태양광과 같은). 위에서 보면 동적 힘이 대부분의 형상의 형상을 지배하기 때문에 전환 영역 자체가 특정 고도에서 잘 정의된 층이 아니다.
  • 아래에서는 헬륨의 대부분이 완전히 이온화되지 않아 에너지를 매우 효과적으로 방사하고, 위에서는 이온화된다. 이는 평형온도에 지대한 영향을 미친다(아래 참조).
  • 아래 물질은 스펙트럼 라인과 연관된 특정 색상에 불투명하기 때문에 전환 영역 아래에 형성된 대부분의 스펙트럼 라인은 적외선, 가시광선, 자외선 부근의 흡수선인 반면 전환 영역 위나 그 위에 형성된 대부분의 라인은 극 자외선(FUV)과 X선의 방출선이다. 이것은 전환 지역 내에서 복사 에너지의 전달을 매우 복잡하게 만든다.
  • 아래에서는 기체 압력과 유체 역학이 대개 구조물의 운동과 형태를 지배하고, 위에서는 자력이 구조물의 운동과 형태를 지배하여 자기유체역학의 서로 다른 단순화를 초래한다. 전환 영역 자체는 부분적으로 Navier의 계산 비용, 고유성, 복잡성 때문에 잘 연구되지 않는다.–전기 역학과 결합된 스톡스.

헬륨 이온화는 코로나 형성의 중요한 부분이기 때문에 중요하다: 태양 물질은 그 안에 있는 헬륨이 부분적으로만 이온화 될 정도로 충분히 냉각되었을 때(즉, 두 개의 전자 중 하나를 유지했을 때), 물질은 흑체 방사선과 헬륨 라이먼 연속체에 대한 직접 결합을 통해 방사선에 의해 매우 효과적으로 냉각된다.. 이 조건은 평형온도가 몇 만 켈빈인 크롬권 상단에서 유지된다.

조금 더 많은 열을 가하면 헬륨이 완전히 이온화되는데, 이 때 헬륨은 라이만 연속체와 잘 결합하는 것을 멈추고 거의 효과적으로 방사되지 않는다. 기온은 태양 코로나의 온도인 거의 100만 켈빈으로 빠르게 상승한다. 이 현상을 온도 대재앙이라고 하며, 증기를 만들기 위해 끓는 물과 유사한 위상 전환이다. 사실 태양 물리학자들은 이 과정을 물과 더 친숙한 공정에 비유하여 증발이라고 부른다. 마찬가지로 관상 물질에 가해지는 열의 양이 약간 줄어들면 그 물질은 온도 재앙을 지나 10만 켈빈 정도로 매우 빠르게 냉각되어 응축되었다고 한다. 과도기 지역은 이 온도 재앙이나 그 주변의 물질로 이루어져 있다.

참고 항목

참조

  1. ^ "The Transition Region". Solar Physics, NASA Marshall Space Flight Center. NASA.
  2. ^ Mariska, John (1993). The Solar Transition Region. Cambridge University Press, Cambridge. ISBN 978-0521382618.

외부 링크