Welche Viskosität hat die Sonnenoberfläche?

Welche Viskosität hat die Sonnenoberfläche?

Ich gehe davon aus, dass Sie mit "Sonnenoberfläche" die Photosphäre meinen . In diesem Fall stellt sich die Frage, ob Sie nach dynamischen Fragen fragen ($\mu$) oder kinematisch ($\nu$) Viskosität .

Nach einer Arbeit von Cowley [1990] sind die relevanten Parameter für die photosphärische Oberfläche: T ~ 4700 K,$\rho$~ 4,9 × 10 ^–9 g/cm ³ und ne _~ 1,1 × 10 ¹¹ cm ³ .

Wir wissen, dass das Folgende eine gute Annäherung ist$\mu \propto \rho \ \lambda \ V_{T}$, Wo$\lambda$ist die mittlere freie Weglänge und$V_{T}$ist die thermische Geschwindigkeit . Man kann sich annähern$\lambda \propto (n_{e} \ \sigma)^{-1}$, Wo$\sigma$ist der Stoßquerschnitt (hier Coulomb-Stoß ).

Aus Tabelle 2 in Cowley [1990] finden wir das$\mu$~ 4,1 x 10 ^-4 g cm ^-1 s ^-1 und da wir wissen$\rho$wir können das sehen$\nu$=$\mu/\rho$~ 8,4 × 10 ⁴ cm ² s ^–1 .

Was ist die aktuelle Schätzung der Sonnenoberflächenviskosität?

Ich kann mir vorstellen, dass sich die Dinge nicht viel geändert haben, außer genaueren Dichte- und Temperaturbeschränkungen für verschiedene Regionen. Jedes Modell, das versucht, die Dinge genauer zu machen, wird jedoch ohne Simulationen schnell unmöglich (z. B. ist das Hinzufügen mehrerer Ionenspezies mit energieabhängigen Wirkungsquerschnitten keine triviale Aufgabe, wenn sie unterschiedliche Temperaturen und Dichten haben).