Solpletter og Spektrallinier
Magnetfelts-koncentrationerne har konsekvenser for plasmaets bevægelsesmønstre. På store længdeskalaer, meget større end elektronens gyro-radius rundt om magnetfeltet, er plasmaet og magnetfeltet bundet til hinanden. Det betyder, at ladede partikler kun kan bevæge sig langs magnetfeltslinier.
I de områder, hvor feltet er tilstrækkeligt stærkt, kan det undertrykke konvektions-bevægelsen og disse områder vil kun blive tilført energi via strålings-transport. Strålings-transport i dette område er mindre effektivt end konvektion, så energimængden, der transporteres op til overfladen i en stor magnetfeltskoncentration, er mindre end i de omliggende områder, hvilket resulterer i en lavere overfladetemperatur.
Da den energimængde, der udstråles fra en overfladeenhed, er proportional med temperaturen i fjerde potens, vil selv en lille temperaturforskel give anledning til en stor forskel i den lysmængde, der observeres. Kombinationen af disse effekter gør, at solpletter observeres som sorte (mørke) områder på solens overflade.
De nyere billeder fra SST af solpletter viser en utrolig dynamisk udfoldelse. Der dannes f.eks. lysbroer, som forbinder den ydre penumbra (gråt område) med den indre umbra (sort område). Disse kanaler menes at blive skabt ved, at nye magnetiske forbindelser, som går fra de indre dele af umbraen ud til penumbraen, dannes, og varm plasma bevæger sig langs med dem.
Sådanne forbindelser kan kun dannes, hvis magnetfeltsstrukturen i solpletten er meget kompliceret og derved giver mulighed for, at magnetisk reconnection danner nye feltlinieforbindelser, som oplyses af den energi, der frigives i processen.
Ved at studere lysbroerne finder man, at gassen bevæger sig fra penumbraen ind mod umbraen. En bevægelse der drives af forskellen i gastrykket mellem de to områder. Kikker man på strukturen i penumbraen, ses et utal af dynamiske bevægelser. F.eks. er der lyse og mørke ”punkter”, med størrelser tæt på observationsgrænsen, og som bevæger sig i forskellige retninger.
Hvad grunden er til disse fænomener, er ikke klart, men igen er det tydeligt at magnetfeltet har en hovedrolle, der bestemmer bevægelsernes begrænsninger, både vinkelret og på langs med magnetfeltlinjerne.
Spektrallinier
Billeder giver information om strukturer i atmosfæren, men giver kun minimal viden om egentlige fysiske parametre. De fysiske parametre bestemmes ved observationer af spektrallinjer, deres relative dybder og halvværdibredder.
Ved at kombinere informationen fra flere velvalgte linjer, kan lokale fysiske parametre som plasmatæthed, tryk, temperatur og kemisk sammensætning bestemmes. Kombinerer man dette med analyser af lysets polarisationstilstand fås information om magnetfeltsstyrke og rumlige fordeling i den del af gassen, der har en bestemt temperatur og tæthed.
Det er derfor nemt at få information om magnetfeltet i fotosfæren, mens det er meget svært at opnå lignende information for koronaen, hvor plasmaen er optisk tynd, og der kun er få gode spektrallinier, der kan benyttes.
Der er stor interesse for at bestemme den rumlige fordeling af magnetfeltet i fotosfæren på så korte længdeskalaer som muligt. Nyere observationer viser, at der helt ned til vores instrumenters nuværende detektionsgrænse, findes store mængder magnetfelt med forskellig (nord/syd) orientering gennem overfladen.
Det betyder, at magnetfeltet er meget kompliceret på kort længdeskala, og at en meget stor andel af det magnetfelt, der gennembryder fotosfæren, findes i små koncentrationer, som kun har feltlinier, der forbinder fodpunkter i fotosfæren over meget korte afstande, og derfor ikke når højt op i koronaen.
Læs også om Magnetfeltsfordelingen og røntgenbilleder >>
Af lektor Klaus Galsgaard, Niels Bohr Institutet.
Emner
Om Klaus Galsgaard
Lektor Klaus Galsgaard var ansat på Niels Bohr institutet, og tidligere PhD-studerende ved Astronomisk Observatorium ved Københavns Universitet, hvor han skrev om koronaens opvarmning, og i detaljer undersøgte hvad der sker når man fletter et magnetfelt.