활성 지역

Active region

활성 지역은 태양 대기에서 강하고 복잡한 자기장이 특징인 임시 지역이다. 그것들은 종종 태양 흑점과 관련이 있고, 일반적으로 코로나 질량 유출이나 태양 플레어와 같은 격렬한 폭발의 근원이다.[1] 주어진 시간에 태양 디스크의 활성 지역의 수와 위치는 태양 주기에 따라 달라진다.[2][3][4][5][6]

지역 번호

태양열 원반에서 새로 관측된 활성 지역은 최초 관측 다음날 우주기상 예측센터(SWPC)가 4자리 지역번호를 부여한다. 특정 활성 지역에 할당된 지역 번호는 이전에 할당된 번호에 추가된 번호다. 예를 들어, 활성 지역 8090, 즉 AR8090의 첫 번째 관측치가 AR8091에 뒤따랐다.

2002년 7월 지역 수는 1만 명에 달했다. 그러나 SWPC는 선행 0을 포함하면서 4자릿수를 계속 사용했다.[7][8]

자기장

활성 지역의 자기장에 대한 매우 단순화된 도표는 양극성 성질을 보여준다.

마운트 윌슨 자기 분류

헤일 자기장 분류 체계라고도 알려진 마운트 윌슨 자기장 분류 체계는 활성 지역의 자기장을 분류하는 방법이다. 1919년 조지 엘러리 헤일과 마운트 윌슨 천문대에서 일하는 동료들에 의해 처음 소개되었다.[9] 원래는 α, β, γ 자기 분류만을 포함하였으나, 이후 1965년 H. ü젤에 의해 Δ 한정자를 포함하도록 수정되었다.[10][8]

분류 설명[11][8][12]
α 단일 태양 흑점 또는 태양 흑점 그룹을 포함하는 활성 영역은 모두 동일한 자기 극성을 가진다. 반대 극성 상대는 여전히 존재하지만, 태양 흑점을 형성할 정도로 약하거나 농축되지 않는다.
β 자기 극성이 반대인 최소 두 개의 태양 흑점 또는 태양 흑점 그룹이 있는 활성 영역. 두 극성 사이의 단순한 중립선도 존재한다.
γ 자기 극성이 완전히 혼합된 태양 흑점이 있는 활성 영역.
β-γ 최소 두 개의 태양 흑점 또는 태양 흑점 그룹이 있는 활성 영역이며, 반대 극성을 나누는(헨스 β) 그러나 잘 정의된 중립 선은 없다(헨스 γ).
δ 헬리콥터그래픽 거리에서 최대 2°로 분리된 단일 페넘브라 내에서 반대 극성의 존재를 나타내는 다른 등급의 한정자.
β-δ 단일 페넘브라(hence Δ) 내에서 β 자기장과 최소 한 쌍의 반대 극성을 가진 활성 영역.
β-γ-δ 단일 페넘브라(hence Δ) 내에서 β-γ자장 및 적어도 한 쌍의 반대 극성을 가진 활성 영역.
γ-δ 단일 페넘브라(hence Δ) 내에서 γ 자기장과 적어도 한 쌍의 반대 극성을 가진 활성 영역.

태양 흑점

주요 기사: 태양 흑점
가시광선에 보이는 활성 영역으로 태양 흑점 그룹을 보여준다.
태양 흑점 집단의 진화.

활성 지역에서 발견되는 강한 자속은 대류를 억제할 정도로 강한 경우가 많다. 태양 내부의 에너지를 광권으로 전달하는 대류가 없다면, 방출되는 흑체 복사의 강도와 함께 표면 온도가 감소한다. 이러한 쿨러 플라즈마의 부위는 태양 흑점이라고 알려져 있으며, 종종 집단으로 나타난다.[13] 그러나 모든 활성 지역이 태양 흑점을 가지고 있는 것은 아니다.[7]

참고 항목

참조

  1. ^ Zell, Holly (20 April 2015). "Active Regions on the Sun". NASA. Retrieved 18 July 2021.
  2. ^ Warren, Harry P.; Winebarger, Amy R.; Brooks, David H. (10 November 2012). "A SYSTEMATIC SURVEY OF HIGH-TEMPERATURE EMISSION IN SOLAR ACTIVE REGIONS". The Astrophysical Journal. 759 (2): 141. arXiv:1204.3220. doi:10.1088/0004-637X/759/2/141.
  3. ^ Del Zanna, G. (October 2013). "The multi-thermal emission in solar active regions". Astronomy & Astrophysics. 558: A73. doi:10.1051/0004-6361/201321653.
  4. ^ Basu, Sarbani; Antia, H. M.; Bogart, Richard S. (August 2004). "Ring‐Diagram Analysis of the Structure of Solar Active Regions". The Astrophysical Journal. 610 (2): 1157–1168. doi:10.1086/421843.
  5. ^ Hagino, Masaoki; Sakurai, Takashi (25 October 2004). "Latitude Variation of Helicity in Solar Active Regions". Publications of the Astronomical Society of Japan. 56 (5): 831–843. doi:10.1093/pasj/56.5.831.
  6. ^ Zhang, Jie; Wang, Yuming; Liu, Yang (10 November 2010). "STATISTICAL PROPERTIES OF SOLAR ACTIVE REGIONS OBTAINED FROM AN AUTOMATIC DETECTION SYSTEM AND THE COMPUTATIONAL BIASES". The Astrophysical Journal. 723 (2): 1006–1018. doi:10.1088/0004-637X/723/2/1006.
  7. ^ a b "Solar Region Summary NOAA / NWS Space Weather Prediction Center". www.swpc.noaa.gov. Retrieved 4 November 2021.
  8. ^ a b c Jaeggli, S. A.; Norton, A. A. (16 March 2016). "THE MAGNETIC CLASSIFICATION OF SOLAR ACTIVE REGIONS 1992–2015". The Astrophysical Journal. 820 (1): L11. doi:10.3847/2041-8205/820/1/L11.
  9. ^ Hale, George E.; Ellerman, Ferdinand; Nicholson, S. B.; Joy, A. H. (April 1919). "The Magnetic Polarity of Sun-Spots". The Astrophysical Journal. 49: 153. doi:10.1086/142452. Retrieved 29 December 2021.
  10. ^ Künzel, H. (December 1965). "Zur Klassifikation von Sonnenfleckengruppen". Astronomische Nachrichten. Retrieved 29 December 2021.
  11. ^ Space Environmental Observations, Solar Optical Observing Techniques, Manual AFWAMAN 15-1 (PDF). Air Force Weather Agency. 2013. Retrieved 28 December 2021.
  12. ^ "The magnetic classification of sunspots". SpaceWeatherLive. Parsec vzw. Retrieved 29 December 2021.
  13. ^ "SECEF Sunspot Resource". image.gsfc.nasa.gov.