Lubang Coronal • Alexander Yarovitchuk • Gambar Saintifik pada Hari "Elemen" • Astronomi

Lubang Coronal

Dalam gambar matahari yang diperoleh oleh Observatorium Kosmik Solar Dynamics dalam pelbagai sinar-X lembut, pembentukan gelap besar, lubang koronal, menonjolkan latar belakang cakera solar yang cerah. Pembentukan ini membekalkan panjang kepada kira-kira separuh cakera solar, diperhatikan dekat dengan khatulistiwa Matahari, dan diputar ke arah Bumi. Warna ungu dalam gambar ini sesuai dengan intensiti radiasi gelombang elektromagnetik dengan panjang gelombang 21.1 nm.

Mahkota adalah lapisan paling luar dan sangat panas dalam suasana matahari. Sekiranya suhu permukaan bumi yang kelihatan, fotosfer, adalah kira-kira 6000 Kelvin, maka suhu korona sudah boleh mencapai beberapa juta Kelvin. Corona terdiri daripada plasma yang agak jarang – gas zarah yang dikenakan. Sebagai perbandingan, kepekatan zarah dalam corona solar adalah 109 pada cm3, dan di fotosfera Matahari – sudah 1015 pada cm3iaitu, sejuta kali lebih banyak. Oleh kerana ketumpatan plasma yang rendah, radiasi korona di bahagian spektrum yang kelihatan sangat lemah, jauh lebih lemah daripada sinaran matahari yang lain, oleh itu korona tidak kelihatan di luar jumlah gerhana matahari.Dan suhu korona sedemikian rupa sehingga puncak intensiti radiasi jatuh pada pelbagai cahaya ultraviolet dan X-ray. Dalam rentang X-ray, lapisan Matahari yang lebih dalam – kromosfera dan fotosfera – adalah legap dan menghalang radiasi tambahan. Di samping itu, kerana suhu yang lebih tinggi daripada korona, keamatan sinarannya dalam X-ray jauh lebih tinggi daripada intensiti radiasi dari lapisan lain Matahari.

Kawasan peralihan antara corona dan kromosfer jiran bertentangan dengan kenaikan suhu pesat dan penurunan ketumpatan. Dalam bidang ini, pelbagai daya, seperti elektromagnetik, mula mengatasi graviti, menentukan perilaku dinamik zarah plasma. Pada jarak kira-kira 70,000 km dari permukaan matahari yang kelihatan, suhu bahan mencapai nilai maksima – kira-kira dua juta darjah, selepas itu ia mula perlahan-lahan berkurang. Sebab pemanasan kuat korona tidak diketahui, dan masalah ini telah lama menjadi salah satu masalah utama fizik yang tidak dapat diselesaikan. Batasan atas korona tidak ditakrifkan dan boleh dilanjutkan kepada berpuluh-puluh radii solar, beransur-ansur berubah menjadi angin suria (lihatjuga gambar yang sama pada hari itu). Jadi kita boleh mengatakan bahawa Bumi berada di dalam corona Matahari.

Tingkah laku medan magnet suria: di lapangan A plasma itu diadakan di korona oleh medan magnet tertutup, di rantau ini B garis magnetik terbuka, dan plasma, bergerak di sepanjang mereka, berkembang tanpa halangan, membentuk lubang koronal. Gambar dari en.wikipedia.org

Untuk semua pembentukan Matahari, warna yang lebih gelap bermakna kawasan ini menjadi lebih sejuk berbanding dengan kawasan jiran. Lubang korona tidak terkecuali. Ini adalah kawasan di dalam corona solar di mana ketumpatan plasma dan suhu diturunkan (ia menjadi kira-kira 8 × 105 K). Tetapi walaupun suhu yang lebih rendah, bahan lubang koronal juga memancarkan, walaupun kurang daripada selebihnya korona.

Penyebab kawasan yang agak sejuk itu perlu dicari dalam tingkah laku medan magnet suria dan kesannya terhadap zarah plasma yang dikenakan. Zarah plasma bergerak sepanjang garis medan magnet yang ditutup. Bagi sebahagian besar, ia adalah medan magnet yang memegang plasma di korona, tetapi jika garis-garis daya di tempat tertentu "tidak ditutup",maka plasma akan mula berkembang ke angkasa (sebenarnya, garis medan magnet sentiasa ditutup; dengan "tidak tertutup" kita bermaksud bahawa mereka mempunyai arah radial atau diverging, dan penutupan mereka berlaku pada jarak yang jauh dari Matahari). Dengan pengembangan mana-mana gas, termasuk plasma, ketumpatan dan penurunan suhu – dan lubang koronal timbul.

Medan magnet Matahari itu sendiri agak rumit (lihat, contohnya, medan magnet terkuat di Matahari ditemui di mana ia tidak ditunggu) dan mungkin terbentuk kerana pergerakan perolakan plasma di bawah fotosfera dan pergerakan plasma akibat putaran Matahari di sekitar paksi (lihat Solar Dynamo.

Video ini menggambarkan aliran plasma di matahari yang bertanggungjawab untuk penciptaan dan evolusi medan magnetnya. Bahagian kanan menunjukkan aliran toroidal, yang sepadan dengan gerakan putaran Matahari. Di bahagian kiri terdapat aliran meridian, yang sesuai dengan pergerakan plasma di antara khatulistiwa dan daerah kutub akibat dari perolakan. Skala di sebelah kanan sepadan dengan bilangan bintik matahari

Kebanyakan masa, medan magnet suria serupa dengan dipol magnetik, sistem dengan dua "caj magnetik", menyerupai magnet dua tiang (analogi ini adalah sewenang-wenangnya,kerana caj magnet tidak dikesan). Dalam konfigurasi sedemikian, garisan magnetik "dibuka" hanya timbul pada tiang, dan oleh itu lubang koronal diperhatikan di tiang. Konfigurasi medan magnet ini direalisasikan kerana pergerakan plasma disebabkan oleh putaran matahari.

Garis medan magnet yang disimulasikan ditumpangi pada imej Matahari dengan lubang koronal. Warna merah dan biru sesuai dengan bidang yang berbeza. Imej dari sdo.gsfc.nasa.gov

Oleh kerana bahagian-bahagian yang berbeza dari Matahari berputar pada kelajuan yang berlainan, garis medan magnet, yang pada mulanya diarahkan di sepanjang meridian, berpusing pada arah pendaratan. Ini meningkatkan medan magnet yang disebabkan oleh perolakan di bawah permukaan matahari. Garis kuasa diputarbelitkan dan mengalami banyak perubahan. Pada masa ini, medan magnet suria memperoleh struktur yang sangat kompleks. Sekiranya struktur ini dibentangkan sebagai satu set beberapa kawasan bipolar tempatan (sejenis dipole), maka kita boleh mengatakan bahawa "keterbukaan" barisan kuasa akan berlaku apabila dua polimer magnet mendekati satu sama lain dengan tiang seperti.Dalam tempoh ini, "membuka" kekuatan, serta lubang koronal yang bergantung kepada mereka, boleh berada di mana-mana latitud, bukan hanya di kutub.

Dua varian medan magnet solar, yang menggambarkan kerumitan medan magnet suria. Pada bulan Januari 2011 (di sebelah kiri), tiga tahun selepas minimum solar (tempoh aktiviti suria-kurangnya dalam kitaran 11 tahun), medan magnetnya agak mudah, dengan talian kuasa terbuka berhampiran kutub. Dalam tempoh maksimum solar, pada Julai 2014 (di sebelah kanan), struktur lapangan adalah lebih rumit: talian kuasa terbuka diperhatikan bukan sahaja di kutub. Imej dari nasa.gov

Lubang-lubang Coronal menjejaskan Bumi. Apabila ia berlaku, keadaan ideal dicipta supaya aliran plasma dapat mengatasi tarikan graviti dan magnetik, meninggalkan corona dan menjadi aliran angin suria. Bergerak di bawah pengaruh medan magnet, plasma memperoleh percepatan tambahan (angin suria dari lubang koronal juga dipanggil "cepat"). Walaupun disebabkan oleh ketumpatannya yang rendah, angin suria tidak mempunyai akibat yang serius, ia boleh menyebabkan ribut geomagnet di Bumi dan terutama aurora berwarna-warni.

Imej dari sdo.gsfc.nasa.gov. Gambar itu diambil pada Mei 2-4, 2018.

Alexander Yarovitchchuk


Like this post? Please share to your friends:
Tinggalkan Balasan

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: