Фотосфера

Cтраница 4

Многокомпонентной конвекцией объясняется ячеистая структура фотосферы Солнца. Типичную для многокомпонентной конвекции слоистую структуру имеют облачные системы. Многокомпонентная конвекция является одним из наиболее распространенных природных явлений. Смена типа конвекции в природных условиях со слоистой на факельную или интрузион-ную часто сопровождается выделением большого объема растворенных газов, что приводит к катастрофическим явлениям. [46]

Все изменения, происходящие в фотосфере, хромосфере и солнечной короне, и обусловленные этим изменения сложного излучения Солнца представляют собой различные проявления солнечной деятельности или, как принято говорить, солнечной активности. Солнечная активность непрерывно то ослабевает, то усиливается. Изменения солнечной активности происходят регулярно ( периодически) и нерегулярно. [47]

Другими словами, механическую энергию от фотосферы в хромосферу Солнца могут переносить лишь волны с периодом Р PI и длиной волны X 4я / У. [48]

Какова скорость проникновения магнитного поля из фотосферы в высокопроводящую плазму хромосферы и короны. Движения MFT в фотосфере могут приводить к нелинейной турбулентности, что способствует проталкиванию ( пер-коляции) магнитных полей и появлению тиринга неустойчивости MFT, т.е. конверсии магнитной энергии в кинетическую и тепловую энергии. [49]

Затем магнитное поле продолжает распространяться из фотосферы в окружающую среду и может передавать ей момент количества движения посредством центробежного ветра, впервые рассмотренного Местелом ( см. разд. Подсчет по порядку величины показывает, что потеря момента происходит с характерным временем 107 - 109 лет. Ясно, что все эти попытки объяснить, почему скорости вращения звезд класса Ар ниже средних, носят предварительный характер и нуждаются в количественном подтверждении. [50]

Непрерывный спектр излучения внутренности солнца и фотосферы яри прохождении через значительно более холодный обращающий слой хромосферы, состоящий из весьма разреженных газов и паров, получает именно множество таких выемок, какие описаны выше и которые не заполняются сравнительно слабым лучеиспусканием обращающегося слоя. Только но контрасту эти минимумы яркости кажутся нам тонкими черными линиями. [51]

Одним из важных результатов комплексных исследований фотосферы, хромосферы и короны явилось представление о тесной МГД связи явлений на разных высотах. Определяющим является фотосферное поле, как наиболее мощное. И, естественно, возникает вопрос о природе магнитного поля под фотосферой. Прорыв в этой области сделала гелиосейсмоло-гия, достигшая только за последние годы огромной точности при однородных длительных измерениях на КА ( SOHO и др.) и при выполнении наземных сетевых программ GONG и др. Подфотосферные параметры определяются по данным распространения во всей подфотосферной среде низкочастотных ( со - 5-мин) звуковых колебаний. [52]

Зависимость критических периодов Р и Р2 от высоты в солнечной атмосфере.| Зависимость времени релаксации температурных неоднородностей в солнечной атмосфере т к от высоты z и длины волны возмущения. / - Л 104 км, 2 - Л. [53]

Видно, что на верхней границе солнечной фотосферы время релаксации тк 100 с, а для оптических глубин т 0 001 - даже 400 с. Отсюда следует, что в солнечной атмосфере распространение гравитационных внутренних волн возможно. [54]

Темп - pa верх, части фотосферы активной области повышается на 100 - 300 К, более яркие гранулы объединяются в цепочки, хорошо видимые при их приближении к край. [55]

Далее отметим, что температура оптически толстой фотосферы белых карликов, испускающей чернотельное излучение, не достаточно высока для создания заметной светимости в рентгеновском даиапазоне. Согласно соотношению ( 15.3 2), при R6 500 имеем Тьь 44 эВ, так что в излучении фотосферы преобладает жесткий ультрафиолет. [56]

Эти волны почти не поглощаются в фотосфере; при распространении вверх волны превращаются в ударные. Поглощение волн с падением плотности увеличивается. [57]

Что приводит к всплыванию магнитного поля от фотосферы в хромосферу и корону, где происходит быстрое преобразование магнитной энергии в эмиссию вспышки. Динамические изменения на фотосферном уровне при вспышке невелики, а замеченные изменения шира ( скрещивания) силовых линий вблизи линии смены магнитной полярности в АО не приводили к однозначным результатам: в ряде случаев шир при вспышке у линии смены полярностей уменьшается, что должно указывать на реализацию энергий токов. Однако отмечалось не мало случаев роста шира во время и после вспышки. Даже при высоком временном разрешении, практически не отмечалось в активных областях с пятнами, где происходили вспышки, изменения конвективных движений в фотосфере. [58]

В другой - томсоновским рассеянием излучения в фотосфере. Если механизм работает, то возбуждаемые флуктуации могут быть в принципе зарегистрированы, что и позволит сделать выбор. В работе Томозова [1976] рассматривается действие плазменных механизмов усиления поля в квазарах и активных ядрах галактик. Возбуждение поля в таких больших масштабах требует большого времени, поэтому приходится привлекать турбулентную электропроводность, обусловленную ионно-звуковыми колебаниями, что сильно уменьшает характерное время усиления. Оценки показывают, что такой механизм способен тем не менее обеспечить величину поля порядка нескольких сотен гаусс. [59]

Скорость vd ( max в зависимости от коэффициента турбулентной вязкости v v в единицах 0. ( Kohler H. Solar Phys., 13, 3, 1970. [60]

Страницы: 1 2 3 4 5