Região de transição solar - Solar transition region

TRACE Imagem de comprimento de onda de 19,5 nm da corona solar com uma proeminência escura no centro inferior. A região de transição é visível como um nevoeiro baixo e brilhante sobre a superfície do Sol e talvez como um fino nimbo brilhante ao redor da própria proeminência. As estruturas grandes e brilhantes são voltas magnéticas na coroa solar.

A região de transição solar é uma região da atmosfera do Sol , entre a cromosfera e a coroa . É visível do espaço usando telescópios que podem detectar o ultravioleta . É importante porque é o local de várias transições não relacionadas, mas importantes na física da atmosfera solar:

  • Abaixo, a gravidade tende a dominar a forma da maioria das feições, de modo que o Sol pode frequentemente ser descrito em termos de camadas e feições horizontais (como manchas solares); acima, as forças dinâmicas dominam a forma da maioria dos recursos, de modo que a região de transição em si não é uma camada bem definida em uma altitude específica.
  • Abaixo, a maior parte do hélio não está totalmente ionizada, de modo que irradia energia de maneira muito eficaz; acima, ele se torna totalmente ionizado. Isso tem um efeito profundo na temperatura de equilíbrio (veja abaixo).
  • Abaixo, o material é opaco para as cores particulares associadas às linhas espectrais , de modo que a maioria das linhas espectrais formadas abaixo da região de transição são linhas de absorção no infravermelho , luz visível e ultravioleta próximo , enquanto a maioria das linhas formadas na ou acima da região de transição são de emissão linhas no ultravioleta distante (FUV) e raios-X . Isso torna a transferência radiativa de energia dentro da região de transição muito complicada.
  • Abaixo, a pressão do gás e a dinâmica dos fluidos geralmente dominam o movimento e a forma das estruturas; acima, as forças magnéticas dominam o movimento e a forma das estruturas, dando origem a diferentes simplificações da magneto-hidrodinâmica . A região de transição em si não é bem estudada em parte por causa do custo computacional, exclusividade e complexidade de Navier-Stokes combinado com a eletrodinâmica .

A ionização de hélio é importante porque é uma parte crítica da formação da coroa : quando o material solar é frio o suficiente para que o hélio dentro dele seja apenas parcialmente ionizado (ou seja, retém um de seus dois elétrons ), o material esfria por radiação de forma muito eficaz por meio de tanto a radiação de corpo negro e o acoplamento directo à hélio Lyman contínuo . Essa condição ocorre no topo da cromosfera , onde a temperatura de equilíbrio é de algumas dezenas de milhares de Kelvin .

Aplicar um pouco mais de calor faz com que o hélio se ionize totalmente, ponto em que ele para de se acoplar bem ao continuum de Lyman e não irradia de forma tão eficaz. A temperatura sobe rapidamente para quase um milhão de Kelvin, a temperatura da coroa solar. Esse fenômeno é chamado de catástrofe de temperatura e é uma transição de fase análoga à água fervente para produzir vapor; na verdade, os físicos solares referem-se ao processo como evaporação por analogia ao processo mais familiar com a água. Da mesma forma, se a quantidade de calor aplicada ao material coronal for ligeiramente reduzida, o material esfria muito rapidamente após a catástrofe de temperatura para cerca de cem mil kelvin, e diz-se que se condensou . A região de transição consiste em material em ou próximo a essa catástrofe de temperatura.

A região de transição é visível em imagens ultravioleta distante (FUV) da espaçonave TRACE , como um nimbo fraco acima da superfície escura (em FUV) do Sol e da coroa. O nimbo também envolve feições escuras FUV, como proeminências solares , que consistem em material condensado que é suspenso em altitudes coronais pelo campo magnético.

Veja também

Referências

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