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일광은 태양 표면에서의 거대한 폭발을 의미하며, 이 폭발은 몇 분만에 수백만 도까지 열을 가하여 10억 메가와트onne 이상의 에너지를 방출한다. 그것들은 태양의 무게중심에 가까이 나타나며, 대개 반대방향으로 자기장 사이에 분포되어 있으며 전자기 방사, 활성 입자, 그리고 물질 흐름과 같은 많은 형태의 에너지를 방출한다.

태양은 너무 밝아서 맨눈으로는 볼 수 없다. 따라서 불꽃을 관찰하기 위해 특별한 방법을 사용해야 한다. 일광선은 주로 태양 스펙트럼의 적색 영역에 있는 수소 원자의 빛만을 수집하는 필터를 사용하여 관찰되며, 대부분의 태양 관측소는 H-알파 망원경을 가지고 있으며, 일부 관측소는 몇 초 간격으로 태양 사진을 촬영하기도 한다.

그의 옆에 있는 사진은 BBSO에서 관찰되었고, 그림의 왼쪽 위 부분은 자료가 10일에 나타난 것을 보여준다. 1971년 10월 태양의 가장자리 근처의 파리 안에서 폭발했다. 불꽃의 동영상은 몇 분 동안 물질이 태양으로부터 어떻게 탈출할 수 있는지를 보여준다. 왼쪽 아래에 있는 그림은 7일에 두 개의 리본 모양의 불꽃의 예이다. 1972년 8월 태양에서 관찰되었습니다.

자기장이 다시 조립되고 붕괴될 때 태양광이 폭발할 수 있다. 일광의 예측과 이해를 위한 열쇠는 태양 약점 주변의 자기장 구조이다. 이 구조가 뒤틀리거나 깨지면 자석선은 폭발성 에너지 방출에 의해 유도되거나 통과할 수 있다. 그림의 파란색 선의 왼쪽 부분은 반대 유도 자기장 영역 사이의 중립성을 나타낸다. 일반적으로 구역부터 구역까지 교차하는 링 라인이 표시된다. 작은 선 부분은 MSFC의 자석 기록 벡터에 의해 측정한 자기장의 강도 및 방향을 나타내며, 파리는 중립선을 따라 위치한다. 우리는 이 분리가 태양 방울의 발생에 중요한 요소라는 것을 발견했습니다.

비행기 반지야
해바라기 이후에 우리는 태양 표면 위의 반지를 볼 수 있다. 이러한 반지는 태양 스펙트럼의 적색 영역에 수소에 의해 방출되는 빛이 나타날 때 가장 잘 보인다. 왼쪽 반지는 26일 폭발이 있은 후 발견되었습니다. 1992년 6월에 활동적인 지역에서 결성되었다. 장기 촬영은 뜨거운 태양의 코로나가 표면 위로 어떻게 퍼져나가는지를 보여줍니다. 이 반지의 자기 범위 내에서 이 물질은 약 백만 K Koronars에서 분리될 수 있고 훨씬 낮은 온도에 도달할 수 있습니다. 이 특별한 반지는 플레어 이론의 몇몇 모델에 비해 독특한 특성을 가진 "곡선 반지" 형태를 포함하고 있기 때문에 흥미롭다.

이들 반지의 물질의 유량은 "두퍼 효과"로 결정할 수 있다. 우리에게 다가오는 물질에서 나오는 빛은 스펙트럼의 파란 쪽으로 이동하고, 우리가 멀리 있는 물질에서 나오는 빛은 빨간 쪽으로 움직입니다. 오른쪽 그림에는 수소 알파 방출 라인의 도플러 움직임이 표시된다. 이 정보는 관찰된 물질의 이동에서 얻을 수 있으며, 3차원 물질의 반지 내 흐름을 결정할 수 있다.

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