Sluneční magnetismus

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Ve slunečním plazmatu tečou silné elektrické proudy, udržované konvektivním prouděním pod fotosférou. Elektrické proudy ve sluneční atmosféře přímo pozorovat a měřit nelze. Projevují se však nepřímo, neboť jakýkoliv elektrický proud je provázen magnetickým polem. Magnetická pole ve sluneční fotosféře se měří pomocí speciálních spektrografů, tzv. slunečních magnetografů. Magnetické siločáry jsou vynášeny z konvektivní vrstvy vzestupnými proudy do atmosféry. V důsledku zamrzlosti siločar se siločáry pohybují s plazmatem a naopak pohybující se plazma s sebou unáší siločáry a deformuje je. Je-li hustota energie pohybujícího se plazmatu (1/2 r v2) vyšší nez hustota energie magnetického pole (B2/8p), vířivé pohyby slunečního plazmatu zamotávají siločáry. Kinetická energie plazmatu se tak samobuzeným dynamem mění v energii magnetického pole. Proces „přelévání“ energie z plazmatu do magnetického pole pokračuje tak dlouho, dokud se hustoty energie obou složek nevyrovnají. Tento proces lze dobře pozorovat v klidných protuberancích.

Naopak, silnější magnetické pole vtiskuje plazmatu svůj tvar, strhává je s sebou a určuje jeho pohyb. Příkladem jsou smyčková protuberance, koronální oblak, vějířová protuberance, výbuch Slunce, eruptivní protuberance. Silná magnetická pole jsou vynášena na povrch konvekcí. Vynořují se jako jasné malé oblasti s intenzitou 2000–3000 G. Nebo se nejprve objeví malý temný pór v jasné fotosféře. Je to magnetické pole (o intenzitě asi tisíc gaussů), které zabraňuje konvektivnímu přenosu energie z nitra. S rostoucí intenzitou pór tmavne, zvětšuje se a stává se sluneční skvrnou.

Obecně lze říci, že změny magnetických polí jsou provázeny změnami jasnosti a pohybem plazmatu, které nazýváme sluneční činnost. Ta je soustředěna do aktivní oblasti. Magnetické pole tvořící aktivní oblast se mění v teplo, je vynášeno do meziplanetárního prostoru a vytváří heliosféru, urychluje částice z tepelné energie do subkosmického a kosmického záření. Zesláblé magnetické pole po aktivní oblasti se rozplyne a přispívá k vytvoření celkového magnetického pole Slunce.

celkové magnetické pole: 1–2 G
sluneční skvrny: 2000–3000 G
protuberance: 10–100 G
poerupční smyčky: 100–1000 G
fakulová pole: 10–200 G
chromosférické flokule: 25 G
magnetické uzly: 2000 G
celkový magnetický tok: asi 1022 M


Obsah

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]