modely slune n ch protuberanc n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
Modely slunečních protuberancí PowerPoint Presentation
Download Presentation
Modely slunečních protuberancí

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 31

Modely slunečních protuberancí - PowerPoint PPT Presentation


  • 79 Views
  • Uploaded on

Astronomický ústav UK. Modely slunečních protuberancí. Seminární práce pro NAST001 Tomáš Rieb. 9. 5. 2008. Kippenhahn, Schlüter (KS) (1957) jednoduchá koronální klenba s normální (N) magnetickou polaritou

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about 'Modely slunečních protuberancí' - howard


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
modely slune n ch protuberanc

Astronomický ústav UK

Modely slunečních protuberancí

Seminární práce pro NAST001

Tomáš Rieb

9. 5. 2008

klasick 2d modely
Kippenhahn, Schlüter (KS) (1957)

jednoduchá koronální klenba s normální (N) magnetickou polaritou

siločáry magnetické pole rostou na jedné straně z fotosféry, projdou protuberancí horizontálně a vrací se do fotosféry na druhé straně

Kuperus, Raadu (KR) (1974)

inversní magnetická polarita (I)

magnetické pole prochází skrz protuberanci v opačném (inverzním) směru vůči poli dole

klasické 2D modely

pozorování magnetických polí v protuberancích: Leroy (1989)

e r priest a w hood u anzer p d moulin 1989a 1989b
E. R. Priest, A. W. Hood, U. Anzer, P. Démoulin (1989a, 1989b)
  • klasické modely jsou dnes již nedostatečné
  • odklon pole o 20° od osy
  • potíže s formací u KS protuberance
  • KR modely mají problém, jak vytvořit proud požadovaného znaménka polarity
ks model i
KS model I
  • filament (protuberance) := slabá hmotná blána s dostatečně větší elektrickou vodivostí nad slunečním povrchem (rovinou xy)
  • f(y,z) [g.cm-2] … rozdělení plošně rozmístěné hmoty v rovině yz
  • g f dy dz … gravitační síla působící na plošný element filamentu
  • poloprostor při kladné z-ové ose vyplňuje magnetické pole
ks model ii
KS model II
  • hustota síly pole , kterou působí magnetické pole na hmotu

je vektor v x-ovém směru,

ks model iii
KS model III

a obdobně pro složky y,z

ks model v
KS model V

Obr. 1

Obr. 2

Obr. 3

kr model i
KR model I
  • v původním poli se nevyskytuje žádné horizontální magnetické pole
  • myšlenka vložení sil působících na filament do magneticky neutrálního pole

Obr. 4

potenciálové pole

filament v neutrálním poli

kr model iii
KR model III

Lorentzova síla v koróně:

3d model i
3D model I
  • třetí složka magnetického pole je klíčová pro existenci protuberance
  • je-li na velkých rozměrech zakřivená trubice magnetického toku dostatečně zkroucena, mohou siločáry uvnitř trubice nabýt lokálně příznivou vzestupnou křivost k podpoře proti gravitaci
3d model ii
3D model II

ze strany:

Obr. 6a

3d model iii
3D model III

zeshora:

Obr. 6b

3d model iv
3D model IV

Obr. 6d

Obr. 6c

3d model xiii
3D model XIII

krit / 20

Obr. 8a

3d model xiv
3D model XIV

krit

Obr. 8b

3d model xv
3D model XV

krit / 20

Obr. 9a