Razlika između inačica stranice »Koronalni luk«
(Bot: Automatski unos stranica) |
m (Bot: Automatska zamjena teksta (-{{cite book +{{Citiranje knjige)) |
||
| Redak 30: | Redak 30: | ||
| year = 2001 | | year = 2001 | ||
| doi = 10.1086/323064 | | doi = 10.1086/323064 | ||
}}</ref> [[Koronalna šupljina|Koronalne šupljine]] imaju otvorene linije magnetskog polja, uglavnom su na polovima i poznate su kao izvor '''brzog''' [[Sunčev vjetar|Sunčevog vjetra]]. Mirno Sunce, za razliku od aktivnog područja Sunca, je manje aktivno, ali isto ima dinamičke eksplozivne događaje (svijetle točke, nanobaklje i mlazeve).<ref>{{ | }}</ref> [[Koronalna šupljina|Koronalne šupljine]] imaju otvorene linije magnetskog polja, uglavnom su na polovima i poznate su kao izvor '''brzog''' [[Sunčev vjetar|Sunčevog vjetra]]. Mirno Sunce, za razliku od aktivnog područja Sunca, je manje aktivno, ali isto ima dinamičke eksplozivne događaje (svijetle točke, nanobaklje i mlazeve).<ref>{{Citiranje knjige | ||
| last = Aschwanden | | last = Aschwanden | ||
| first = M. J. | | first = M. J. | ||
Trenutačna izmjena od 05:35, 17. studenoga 2021.
Sunčev koronalni luk (engl. coronal loop) stvara osnovnu strukturu donje korone i prijelaznog područja sa kromosferom. Ti visoki i elegantni strukturalni lukovi su direktna posljedica uvijanja Sunčevog magnetskog polja, zbog različitih brzina rotacije slojeva Sunca. Brojnost koronalnih lukova je direktno povezana sa Sunčevim ciklusom; zato se često mogu vidjeti zajedno sa Sunčevim pjegama, u njihovom podnožju luka. Magnetski tok diže vruću plazmu gore kroz luk, ostavljajući hladniju i tamniju plazmu dolje, koja daje izgled Sunčevim pjegama.
Koronalni lukovi mogu trajati sekundama (u slučaju pojave plamena), minutama, satima ili danima. Obično koronalni lukovi traju duže vrijeme, pa ih znamo kao stabilni ili mirni koronalni lukovi, gdje postoji ravnoteža izvora energije lukova i odvođenja.
Fizikalna svojstva
Koronalni luk je magnetski tok koji je učvršćen na oba kraja luka, koji izlaze iz tijela Sunca i omogućuje prijenos energije iz tijela Sunca do korone. Temperature su različite duž luka. Ako koronalni luk ima temperaruru manju od 1 000 000 K, zove se hladni koronalni luk, ako ima oko 1 000 000 K zove se topli koronalni luk, a iznad 1 000 000 K zove se vrući koronalni luk. [1]
Položaj
Koronalni lukovi se mogu primijetiti i na aktivnim i na mirnim područjima Sunca. Aktivna područja Sunca obuhvaćaju manju površinu, ali stvaraju većinu aktivnosti, a često su izvori Sunčevih baklji i koronalnih izbačaja mase. Aktivna područja Sunca daju koroni 82 % ukupne toplinske energije.[2] Koronalne šupljine imaju otvorene linije magnetskog polja, uglavnom su na polovima i poznate su kao izvor brzog Sunčevog vjetra. Mirno Sunce, za razliku od aktivnog područja Sunca, je manje aktivno, ali isto ima dinamičke eksplozivne događaje (svijetle točke, nanobaklje i mlazeve).[3] Opće je pravilo da mirno Sunce ima područja sa zatvorenim magnetskim poljem, dok aktivna područja Sunca imaju mjesta sa zatvorenim i otvorenim magnetskim poljem, gdje se dešavaju eksplozivni događaji.
Koronalni lukovi i koronalni problem zagrijavanja
Zatvorene magnetske linije ne prestavljaju koronalne lukove, ukoliko nisu ispunjene sa plazmom. Koronalni lukovi prestavljaju manji dio zatvorenih magnetskih linija. Ipak, nerješeno fizikalno pitanje je kako plazma sa fotosfere, koja ima temperature oko 6 000 K, grije koronu koja ima temperature oko 1 000 000 K? [4]
Izvori
- ↑ Vourlidas, A.; J. A. Klimchuk, C. M. Korendyke, T. D. Tarbell, B. N. Handy (2001). "On the correlation between coronal and lower transition region structures at arcsecond scales". Astrophysical Journal 563 (1): 374–380. doi:10.1086/323835
- ↑ Aschwanden, M. J. (2001). "An evaluation of coronal heating models for Active Regions based on Yohkoh, SOHO, and TRACE observations". Astrophysical Journal 560 (2): 1035–1044. doi:10.1086/323064
- ↑ Aschwanden, M. J. (2004). Physics of the Solar Corona. An Introduction. Praxis Publishing Ltd.. ISBN 3-540-22321-5
- ↑ Litwin, C.; R. Rosner (1993). "On the structure of solar and stellar coronae - Loops and loop heat transport". ApJ 412: 375–385. doi:10.1086/172927