He i 연속체의 헤드(<503.98 Å), LyC(<911.12 Å) 및 Ca ii 연속체의 꼬리(<1044.00 Å)를 보여주는 400–1000 Å의 합성 RADYN 연속 스펙트럼. 상단 행은 고정 E에 대한 스펙트럼을 보여줍니다.씨 = 20keV, 3F9, 1F10, 3F10 및 1F11의 피크 빔 플럭스가 모두 LyC 스펙트럼의 피크에 표시됩니다(모든 모델의 경우 9.7~13.6s 사이). 검은색 곡선은 플레어 전 스펙트럼을 나타내고 컬러 곡선은 δ = 3–7의 스펙트럼 지수에 대한 스펙트럼을 나타냅니다. 맨 아래 행은 스펙트럼을 보여 주지만 고정 δ = 5, 다양한 E씨 = 15, 20 및 25keV. 3F10, δ = 5, E에 유의하십시오.씨 = 20keV 및 1F10, δ = 5, E씨 = 20keV 모델은 피크 LyC 방출 시 LyC 연속체의 꼬리 부분에서 일시적인 음의 강도를 가집니다. 이것은 시뮬레이션에서 매우 짧은 시간 동안만 지속되는 수치 노이즈 때문입니다. 따라서 이러한 모델에 대해 표시된 스펙트럼은 1초씩 이동되었습니다. 신용 거래: 천체 물리학 저널 (2023). DOI: 10.3847/1538-4357/acaf66
태양의 자전은 자기장에 변화를 일으키며, 자기장은 약 11년마다 완전히 뒤집혀 강렬한 활동 단계를 촉발합니다. 태양 플레어(태양 표면에서 몇 분 또는 몇 시간 동안 지속되는 거대한 분출)는 강렬한 입자 폭발과 높은 수준의 전자기 복사를 방출합니다. 태양 플레어 동안 에너지 방출은 채층을 가열하여 해당 지역에 존재하는 원자 수소의 거의 완전한 이온화를 유발합니다.
채층은 태양의 가시적 표면(광구)에서 최소 2,000km 위에 있고 코로나(태양의 상층 대기) 아래에 있는 얇은 플라스마 층입니다. 플라즈마는 매우 밀도가 높고 수소는 매우 빠른 속도로 재결합하여 반복적인 이온화 과정과 수소 재결합을 일으켜 미국인을 기념하여 Lyman Continuum(LyC)으로 알려진 자외선 대역에서 특징적인 유형의 방사선 방출을 생성합니다. 물리학자 시어도어 라이먼 4세(1874-1954).
이론적 설명은 LyC의 “색온도“는 플레어를 생성하는 플라즈마 온도와 연관될 수 있으며, 따라서 색온도는 태양 폭풍 동안 플라즈마 온도를 결정하는 데 사용될 수 있습니다.
새로운 연구는 수십 개의 서로 다른 환경에서 배출을 시뮬레이션했습니다. 태양 플레어 LyC의 색온도와 플레어가 분출되는 영역의 플라즈마 온도 사이의 연관성을 확인했습니다. 또한 LyC에서 플라스마와 광자 사이의 영역에서 국지적 열역학적 평형이 발생함을 확인합니다. 연구에 관한 기사가 에 게재되었습니다. 천체 물리학 저널.
이 기사의 두 번째 저자는 브라질 상파울루 주에 있는 Mackenzie Presbyterian University 공과대학(EE-UPM)의 교수인 Paulo José de Aguiar Simões입니다. “우리는 LyC의 강도가 태양 플레어 동안 크게 증가하고 Lyman 스펙트럼의 분석이 플라즈마 진단에 실제로 사용될 수 있음을 보여줍니다.”라고 Mackenzie Radio Astronomy and Astrophysics Center (CRAAM)의 연구원이기도 한 Simões는 말했습니다.
시뮬레이션은 아르헨티나 천문학자 Marcos Machado가 Solar Dynamics Laboratory에서 얻은 중요한 결과를 확증했으며, 조용한 시간에는 9,000K(켈빈) 범위에 있는 색온도가 플레어 동안 12,000-16,000K로 상승한다는 것을 보여줍니다.
그만큼 기사 그가 이 결과를 보고하고 Simões가 공동 저자이기도 한 이 책은 Machado가 마지막으로 출판한 책입니다. 세계적으로 유명한 태양 전문가인 그는 2018년 해당 논문이 동료 심사를 받던 중 사망했습니다.
태양 역학
여기서 태양의 구조와 역학에 대해 알려진 것을 조금 상기할 가치가 있습니다. 지구에 빛과 열을 공급하는 막대한 양의 에너지는 주로 별 내부에서 일어나는 핵융합 과정에서 수소가 헬륨으로 전환되면서 발생한다. 이 광활한 지역은 실제로 광구인 태양의 “표면”을 빛이 가로지르지 않기 때문에 직접 관측할 수 없습니다.
“우리는 표면 위의 영역을 직접 관찰할 수 있습니다. 약 500km 고도까지 확장되는 첫 번째 층은 온도가 약 5,800K인 광구입니다. 태양에서 나오는 필드는 대류를 억제하고 플라즈마를 상대적으로 차갑게 유지하여 우리가 흑점이라고 부르는 어두운 영역을 생성합니다.”라고 Simões는 설명했습니다.
광구 위로 채층은 약 2,000km에 걸쳐 뻗어 있습니다. “이 층의 온도는 10,000K를 초과하여 더 높고 플라즈마는 덜 조밀합니다. 이러한 특성으로 인해 원자 수소는 부분적으로 이온화되어 양성자와 전자를 분리합니다.”라고 그는 말했습니다.
채층 상단의 얇은 전이층에서 온도는 100만 K 이상으로 급격히 상승하고 플라즈마 밀도는 몇 배나 떨어집니다. 채층에서 코로나로 가는 통로의 갑작스러운 가열은 직관에 반하는 현상입니다. 소스로부터의 거리가 멀어짐에 따라 온도가 떨어질 것으로 예상하는 것이 합리적입니다.
“우리는 아직 설명이 없습니다. 태양 물리학자들이 다양한 제안을 제시했지만 커뮤니티의 유보 없이 받아들여진 제안은 없습니다.”라고 Simões는 말했습니다.
코로나는 명확한 전이 영역 없이 행성 간 매체를 향해 확장됩니다. 태양의 자기장은 특히 자외선 이미지에서 쉽게 식별되는 활성 영역에서 플라즈마를 구조화하는 코로나에 강한 영향을 미칩니다. 태양 플레어는 이러한 활성 지역에서 발생합니다.
“이것들 중에서 태양 폭풍, 코로나 자기장에 축적된 에너지가 갑자기 방출되어 플라즈마를 가열하고 입자를 가속합니다. 질량이 작은 전자는 빛의 속도의 30%까지 가속할 수 있습니다. 자력선을 따라 이동하는 이러한 입자 중 일부는 행성 간 매체로 방출됩니다. 다른 것들은 코로나에서 채층으로 반대 방향으로 이동하여 고밀도 플라즈마와 충돌하고 에너지를 매질로 전달합니다. 이 잉여 에너지는 국소 플라즈마를 가열하여 원자의 이온화를 일으킵니다. 이온화와 재결합의 동역학은 Lyman Continuum을 발생시킵니다.”라고 Simoes는 말했습니다.
태양 활동의 급증은 대략 11년마다 발생합니다. 격렬한 활동 기간 동안 더 많은 오로라 표시, 무선 통신 정전, GPS 신호에 대한 섬광 효과 증가, 위성 항력 증가 등 지구에 미치는 영향은 상당합니다. 궤도. 이러한 현상과 지구 근처 행성 간 매체의 물리적 특성은 우주 기상으로 알려져 있습니다.
“그들이 제공하는 기본 지식 외에도 태양 플레어의 물리학 연구는 우주 날씨를 예측하는 우리의 능력을 향상시킵니다. 이 연구는 두 다리로 걷습니다. 직접 관찰, 계산 모델을 기반으로 한 시뮬레이션. 전자기 스펙트럼의 다양한 대역에서 관측 데이터를 통해 우리는 태양 플레어의 진화와 혈장 이러한 이벤트에 참여합니다. 우리 연구에 사용된 것과 같은 전산 모델은 관측 데이터 분석에서 직접 얻을 수 없는 양에 대한 액세스를 제공하기 때문에 가설을 테스트하고 관측 해석을 검증하는 역할을 합니다.”라고 Simões는 말했습니다.
추가 정보:
Shaun A. McLaughlin 외, 태양 플레어 중 Lyman Continuum의 형성, 천체 물리학 저널 (2023). DOI: 10.3847/1538-4357/acaf66
소환: 태양 플레어의 온도는 https://phys.org/news/2023-05-temperature-solar-flares-nature-plasma.html에서 2023년 5월 16일에 검색된 태양 플라즈마(2023년 5월 16일)의 특성을 이해하는 데 도움이 됩니다.
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