Wilson-Effekt: Wie „tief“ sind Sonnenflecken?

Interessante Fragen! Ich hoffe, ich kann etwas Sonnenlicht auf sie werfen.

Wie in der von Ihnen zitierten Zusammenfassung angegeben, ist das Verständnis und die Modellierung von Sonnenflecken eine offene Frage , insbesondere die Frage, wie die Stabilität von Sonnenflecken aufrechterhalten wird.

Wie Ihre Zitate zeigen, gibt es viele Modelle. Zunächst eine terminologische Klarstellung: Der „Wilson-Effekt“ ist heute im Wesentlichen ein Modell zur Erklärung der Physik des Sonnenflecks. Die „Wilson-Depression“ ist ein beobachtbarer Bestandteil eines Sonnenflecks: Die geometrische Höhe der sichtbaren Sonnenoberfläche ist gegenüber dem Rest der Sonne abgesenkt. Zur Zeit von Wilson war es eine Hypothese, aber solche Depressionen wurden gemessen, siehe z. B. die Abbildung hier. Da die Idee ist, dass der Sonnenfleck durch konvektive Aktivität unterhalb der Photosphäre erzeugt wird (dh der konvektive Wärmetransport wird durch starke Magnetfelder blockiert, weshalb starke Magnetfelder benötigt werden, um einen stabilen Sonnenfleck aufrechtzuerhalten), könnte der Sonnenfleck im Prinzip sein viel tiefer als wir beobachten können, da wir nicht direkt unter die Photosphäre sehen können (da das Plasma der Sonne zu undurchsichtig wird).

Es gibt andere Modelle, um die Depression eines Sonnenflecks zu erklären. Beispielsweise minimiert ein neueres Modell , das (anscheinend) frei von systematischen Unsicherheiten ist, weil keine modellabhängigen Annahmen vorliegen, die Divergenz des aus spektropolarimetrischen Beobachtungen abgeleiteten Magnetfelds. Indem sie ihren Rahmen auf Beobachtungen eines Sonnenflecks anwenden, stellen sie fest:

Die abgeleitete Wilson-Senkung (~600 km) stimmt mit Ergebnissen überein, die typischerweise aus dem Wilson-Effekt erhalten werden.

Ihre Ergebnisse stimmen mit denen von Studien überein, die den Wilson-Effekt verwenden, z. B. wie Sie aus dem 2009 Saas Fee Advanced Course 39 zitieren.

Also, deine Fragen:

Ich würde mich freuen, wenn mir jemand die ziemlich große Bandbreite an Tiefen erklären könnte. Mich interessiert zum einen die Tiefe des Kernschattens gemessen vom Halbschatten (sofern dieser als flach zu sehen ist), zum anderen würde mich aber auch interessieren wie weit der Halbschatten bis zum Ende des ( sichtbar) Photosphäre, alles idealerweise mit Fehlerbalken.

Um einen Plot mit präziseren Antworten und Fehlerbalken zu erstellen, würde jemand bereits einen solchen Plot erstellt haben, oder ich müsste einen erstellen. Ich habe selbst keine Zeit dazu, und ich kann kein veröffentlichtes Papier damit finden (es könnte draußen sein). Also werde ich versuchen, es konzeptioneller zu erklären. Außerdem können wir nicht unter die Photosphäre sehen, daher müssten meiner Meinung nach indirekte Methoden verwendet werden, um Fehlerbalken bei Beobachtungen der Tiefe des Kernschattens zu erhalten, die ich nur schwer finden kann (und bezweifle, dass dies bereits geschehen ist! BEARBEITEN: siehe sehr letzter Absatz über Helioseismologie).

Im Wiki- Artikel heißt es: "Die Größe der Depression ist schwer zu bestimmen, kann aber bis zu 1.000 km groß sein." Aber es zitiert diese Behauptung nicht ;)

Modelle des Wilson-Effekts, wie die von Ihnen zitierten, versuchen, die Entstehung eines Sonnenflecks so zu erklären, dass er aus der konvektiven Hülle des Sterninneren stammt. Ist das vernünftig?: die Tiefe zitiert von$\sim 7.3$Mm, denn diese Plasmaschwellungen befinden sich mindestens innerhalb des Sonnenradius, das heißt$\sim 10^9$m = 1 Gm. Die Photosphäre ist die tiefste im Inneren der Sonne, die wir optisch sehen können, und sie reicht bis etwa 4x10$^5$M. So ist es denkbar, dass der Sonnenfleck in Tiefen unterhalb der Photosphäre innerhalb einer Konvektionsregion der Sonne existieren kann, ohne dass der Grund des Sonnenflecks zu tief ist.

HINZUGEFÜGTE BEARBEITUNG: In den Modellen von Solov'ev und Kirichek, z. B. 2014, "ist die Sonnenfleckenstabilität eine Funktion ihres Radius und ihrer Magnetfeldstärke, [die] monoton mit dem Radius von etwa 700 G bis zu einer asymptotischen Grenze von etwa variiert 4000 G. Die Tiefe der Wilson-Senke wächst linear mit B. Der Bereich stabiler Gleichgewichte ist so begrenzt, dass größere Sonnenflecken (Radius größer als etwa 12–18 Mm) instabil sind, was das Fehlen sehr großer Sonnenflecken erklären könnte der Sonne, sowie das Auftreten der Lichtbrücken in großen Sonnenflecken, die sie in mehrere Teile teilen. Sonnenflecken mit B im Bereich von 2,6–2,7 kG und einem Kernschattenradius von etwa 2 mm sind am stabilsten.“ Zitat aus Anmerkung 4. davonHelioseismology Review (ebenfalls im letzten Absatz unten), und siehe Abbildung 22 dieses Reviews für ein Schema ihres Modells.

In der These, die Sie von B. Beeck zitieren, dem hier zu findenden Hauptartikel , ist die Geometrie des Kernschattens (noch des Halbschattens) NICHT a priori bekannt, also machen sie Vermutungen und überprüfen sie mit ihren detaillierten numerischen Simulationen. Sie variieren systematisch die Anfangsbedingungen, Randbedingungen, Magnetfeldstärke und die Tiefe des Sonnenflecks, um zu versuchen, einen physikalisch stabilen Sonnenfleck zu erzeugen. Sie finden:

Stabile Sonnenflecken erfordern ein Magnetfeld von > 4kG in den unterirdischen Schichten. Die Struktur (zB T-Gradient) unterhalb von z~2-3 Mm scheint wichtig für die Stabilität von Sonnenflecken zu sein. Dies weist auch darauf hin, dass Sonnenflecken keine sehr flachen Phänomene sein können. Daraus schließen sie: Stabile Sonnenflecken benötigen ein Magnetfeld von B ≥ 6 kG in einer Tiefe von 5-6 mm.

Sie spekulieren, dass diese Stabilitätsanforderung flache (dh nicht tiefe) Sonnenfleckengeometrien ausschließen könnte. Sie versuchen, dies mit der Keil-/Plattengeometrie zu quantifizieren, wo eine höhere Magnetfeldstärke am Boden des Sonnenflecks zu einer geringeren Kernschattenintensität und einem ausgeprägteren Halbschatten führt (siehe 5. Folie vom Ende), was verwendet werden könnte, um bestimmte Beobachtungen auszuschließen Geometrien von Sonnenflecken.

HINZUGEFÜGTE BEARBEITUNG: Daher sind die hier betroffenen Skalenbereiche Teil eines aktiven Forschungsbereichs. Es gibt viele theoretische Gründe zu vermuten, dass die Sonnenflecken tief und groß sein könnten, in der Größenordnung von ~ Mm, aber wir können nur so tief in die Sonne eindringen, dass wir normalerweise darauf beschränkt sind, nur in der Größenordnung von ~ zu sehen$10^5$m, was mit der Tiefe der Photosphäre übereinstimmt. Dies führt dazu, dass die genaue Struktur und Tiefe des Kernschattens und des Halbschattens derzeit nicht gut verstanden wird, obwohl die Abhängigkeit von verschiedenen Parametern in gewissem Rahmen gut verstanden wird.

Unmittelbar nach dem Posten dieser Antwort wurde mir klar, dass die Helioseismologie ein Weg ist, um das Problem zu umgehen, tiefer als die Photosphäre zu untersuchen, und es scheint vielversprechend zu sein! Fortschritte in der Helioseismologie haben lange Einblicke in das Innere der Sonne erwartet, zum Beispiel hier und hier , was zu vergleichbaren Schätzungen für die Tiefe von Sonnenflecken geführt hat, dh$\sim$1 mm. Ich denke, dies ist ein aktives Forschungsgebiet und es wird gut sein, seine Entwicklung zu verfolgen. Siehe hier für eine (halb-)aktuelle Rezension.