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太陽遷移領域は、太陽の大気圏のうち上部彩層とコロナの間にある領域である。[1] [2]この領域が重要なのは、太陽大気の物理学において、無関係ではあるが重要な遷移がいくつか起こる場所だからである。
- 太陽の下側では、重力がほとんどの地形の形状を支配する傾向があるため、太陽は層と水平方向の地形（太陽黒点など）の観点から説明されることがよくあります。一方、上側では、動的な力がほとんどの地形の形状を支配するため、遷移領域自体は特定の高度で明確に定義された層ではありません。
- 下側では、ヘリウムの大部分が完全にイオン化されていないため、非常に効率的にエネルギーを放射します。上側では、ヘリウムは完全にイオン化されます。これは平衡温度に大きな影響を与えます (下記参照)。
- 遷移領域より下では、物質はスペクトル線に関連する特定の色に対して不透明であるため、遷移領域より下で形成されるスペクトル線のほとんどは赤外線、可視光、近紫外線の吸収線であり、遷移領域より上で形成される線のほとんどは遠紫外線 (FUV) と X 線の輝線です。これにより、遷移領域内でのエネルギーの放射伝達は非常に複雑になります。
- 下層では、気体圧力と流体力学が通常、構造物の動きと形状を左右します。上層では、磁力が構造物の動きと形状を左右し、磁気流体力学のさまざまな簡略化が生じます。遷移領域自体は、計算コスト、独特さ、およびナビエ・ストークスと電気力学の組み合わせの複雑さのため、十分に研究されていません。
ヘリウムの電離はコロナの形成に不可欠な要素であるため重要である。太陽の物質が十分に冷えていて、その中のヘリウムが部分的にしか電離していない（つまり、2つの電子のうちの1つを保持している）場合、物質は黒体放射とヘリウムライマン連続体との直接結合の両方を介して放射によって非常に効率的に冷却される。この条件は、平衡温度が数万ケルビンである彩層の上部で維持される。
もう少し熱を加えると、ヘリウムは完全にイオン化し、その時点でライマン連続体とうまく結合しなくなり、ほとんど効率的に放射しなくなります。温度は、太陽コロナの温度である約 100 万ケルビンまで急速に上昇します。この現象は温度カタストロフと呼ばれ、水を沸騰させて蒸気を作るのと似た相転移です。実際、太陽物理学者は、より馴染みのある水のプロセスに似せて、このプロセスを蒸発と呼んでいます。同様に、コロナの物質に加えられる熱の量がわずかに減少すると、物質は温度カタストロフを超えて約 10 万ケルビンまで非常に急速に冷却され、凝縮したと言われます。遷移領域は、この温度カタストロフまたはその付近の物質で構成されます。
参照
参考文献
- ^ 「遷移領域」。太陽物理学、NASAマーシャル宇宙飛行センター。NASA。
- ^ マリスカ、ジョン（1993）。太陽遷移領域。ケンブリッジ大学出版局、ケンブリッジ。ISBN 978-0521382618。
外部リンク
- 遷移領域（および彩層）のアニメーションによる説明（サウスウェールズ大学）。
- 遷移領域（および彩層）の温度のアニメーションによる説明（サウスウェールズ大学）。