Publikow ane w o statn ich latach prace mają charakter bardziej kompromi sow y; p rzy zn ają u d z ia ł w ogrzewaniu korony wielu typom fal, chociaż bynaj mniej niejednakowy. Z azw y czaj któremuś z nich przypisuje s i ę rolę p ie rw sz o planow ą. Za przykład może tu posłużyć p ra c a O s t e r b r o c k a [11]. Autor dał w niej dokładną an a liz ę danych obserw acyjnych, bez u w zględnienia pro mieniowania rentgenow skiego, bo było to z a owych czasów niemożliwe. Analiza t a , oprócz o s z aco w an ia s t r a t energetycznych korony, zawiera s z e re g innych s p o s trz e ż e ń . O s t e r b r o c k z w ró cił mianowicie uwagę na s iln e pola magne ty c z n e , zaw arte w gorących obłokach wapniowych. Widocznie pole magne tyczne sprzyja intensywnemu ogrzewaniu. P o za tym w sk a z a ł on na korelację kierunku ruchu materii w sp ik u la c h , które uw aża s ię za widomy obraz ekspansji frontów uderzeniowych, z kierunkiem linii s i ł pola m agnetycznego, co sugeruje zw ią z e k ek spandujących fal z tymże polem.
W pracy tej znajdziemy też uwagi krytyczne pod adresem teorii „ a k u s t y c z n e g o ” ogrzewania korony. C o prawda uzyskiw ane w c z e śn ie j przez innych a u to rów rezultaty numeryczne zgadzały s i ę dość dobrze z wynikami obserw acji, ale warto przypomnieć w yrażenie na współczynnik emisji f a l akustycznych przez jednostkę powierzchni:
(< v 1 >)4
/ = 6P c». I G2)
We wzorze tym t j e s t s t a ł ą rów ną ok. 0 ,3 8 , v — p rędkością turbulencji, Z — s k a l ą d łu g o ści turbulencji. Wzór ten podany z o s t a ł przez L i g h t h i l l a na bazie w c z e śn ie jsz y ch rozważań fizycznych o turbulencji w ruchu c h a o ty c z nym. Pole prędkości turbulentnych zmienia s i ę jednak w Słońcu wzdłuż wy różnionego kierunku — promienia, co wymagało pewnej modyfikacji wyników uzyskanych p rzez fizyków, którzy nie uwzględniali tej oko liczn o ści. ]Silna zależność (22) od przyjętej prędkości dźwięku staw ia o s t a t e c z n e wyniki pod znakiem zapytania.
Nie można jed n ak wykluczyć możliwości wytwarzania fal z g ę s z c z e ń i roz- rz e d z e ń , a więc a k u sty c z n y c h , przez ruch granul. O s t e r b r o c k w s k a z a ł na chromosferę jako na tę w arstw ę, w której fale a k u sty czn e zarówno s z y b k ie , jak i powolne mogą być p rzetw arzane w magnetohydrodynamiczne. P rzew aga jednych lub drugich w d an ej warstwie z a le ż y od ich p ręd k o ści. Większy u d z ia ł m ają z a w s z e fale s z y b s z e ; maksymalne wym ieszanie n a stę p u je w w arstw ie, w której obie prędkości s ą równe. P o n iżej dominują fale a k u s ty c z n e , powy żej — magnetohydrodynamiczne,. Prędkość tych o s ta tn ic h w z ra sta bowiem s z y b c ie j z w y so k o ś c ią .
30 /. Krełowski
początku wymienione zostały: ogrzewanie joulowskie i ogrzewanie wywołane przez tarcie. Pierwsze załeży głównie od przewodnictwa, drugie wynika ze zderzeń jonów z atomami neutralnymi. Długości tłumienia dla obydwu tych procesów wyrażają sie następująco:
4 TT V2
.4 t t a
P
ca (i +n)
(23) ^ 4 7T^ V2 r| Tfi
gdzie r| jest stosunkiem gęstości atomów neutralnych do jonów, — odstę pem czasu między dwoma kolejnymi zderzeniami, v — częstością zderzeń a p — lepkością. Oba te mechanizmy w obliczu współczesnych danych obser wacyjnych mogą pokrywać tylko kilka procent ogólnego zapotrzebowania ener getycznego korony; należy je więc traktować jako niewielki dodatek. Pierwszo planową rolę w ogrzewaniu korony odgrywa, zdaniem O s t erb r o c k a, roz praszanie energii frontów uderzeniowych. Metodę użytą po raz pierwszy przez S c h a t z m a n a [6] zastosowano tutaj w uogólnieniu dla fal magnetohydrodyna micznych. Stosowalność tej metody nie została potwierdzona przez ekspery ment fizyczny. Wszystkie rachunki wykonano wg recepty podanej przez B a z era i E r i c s o n a [10] dla frontów uderzeniowych; nie będziemy ich tutaj przy taczać, zreferujemy jedynie wyniki. Słabą stroną rachunków było jednowymia rowe potraktowanie problemu, co nie jest zbyt grubym przybliżeniem jedynie w ścisłej chromosferze. Analizowano natomiast dokładnie rozchodzenie się fal, a więc refrakcję.
Okazało się, że silne strumienie fal typu szybkiego (których można się spodziewać np. w silnych polach magnetycznych) ulegają rozproszeniu w 98%, podczas gdy słabe tylko w 78%. Wynik ten może wyjaśniać silniejsze nagrze wanie gorących obłoków wapniowych, które zawierają bardzo silne, lokalne pola magnetyczne. Niemniej w ogólnym bilansie energetycznym korony wkład pochodzący z rozpraszania frontów typu szybkiego okazał się porównywalny z obydwoma wspomnianymi wcześniej mechanizmami. Analiza rozchodzenia się fal powolnych i alfvćno wskich wskazuje, że nie mogą być one wytwarzane w fotosferze, gdyż częstości krytyczne nie pozwalają im dotrzeć do korony.Wo bec tego O s t e r b r o c k wyprowadził ich rodowód ze zderzeń pomiędzy frontami typu szybkiego, które zachodzą już w koronie skutkiem refrakcji, szczególnie we wspomnianej warstwie maksymalnego wymieszania typów fal. Warstwa ta ma zatem szczególne znaczenie dla podtrzymywania korony. Oszacowania wskazują, że zaburzenia związane z falami dwóch ostatnich typów pokrywają ok. 10% powierzchni Słońca. Wyniki numeryczne obliczeń w fonnie
graficz-nej p r z e d s t a w i a j ą r y s . 3 i 4. N a t o m i a s t s u m a r y c z n y wk ł a d fal typu s z y b k i e g o i p owol ne go w o g r z e w a n i e korony u k a z u j e r y s . 5.
WYSOKOŚĆ (km )
R y s. 3. Strum ień en erg ii n ie s io n y p rz e z fa le szy b k ie w o b sz a ra c h S ło ń ca spokojnego i plam O s t a t e c z n y wy n i k , to p r z y z n a n i e pr i or yt et u frontom u d e r z e n i o w y m fal a l f v ć n o w s k i c h . S p o s o b y g e n e r ac j i i d y s s y p a c j i s ą t a k i e s a m e jak dl a fal p o w o l n y c h , a l e i l o ś ć u z y s k i w a n e j ene r gi i pr a wi e o dwa r z ę d y w i ę k s z a . O s t e r - b r o c k , j a k o p i e r w s z y , u w z g l ę d n i ł w s w e j p r a c y ni e równomi er ne n a g r z a n i e p e w n y c h o b s z a r ó w k o r o n a l n y c h , p o d a j ą c t e o r e t y c z n e w y j a ś n i e n i e t e g o z j a w i s k a . O c z y w i ś c i e , tylko z j a w i s k a w i ę k s z e g o n a g r z e w a n i a , a nie p o j a wi a n i a s i ę s i l n y c h p ó l m a g n e t y c z n y c h . C e c h ą c h a r a k t e r y s t y c z n ą tej p r a c y j e s t s i l n e z w r ó c e n i e u wa g i n a i n t e r p r e t a c j ę f akt ów o b s e r w a c y j n y c h .
32 J . Krełowski
Oryginalne, jednolite ujęcie modelu całej korony w najszerszym tego s ło wa znaczeniu, ogrzewanej przez d y ssy pację energii frontów uderzeniowych podał U c h i d a [12]. Zbudował on model korony według układu równań,
przy-10>
«o3
i
o 2000 4000 WYSOKOŚĆ (km)R y s. 4. D y ssy p a c ja energii fa l szybkich w o b szarach S ło ń ca spokojnego i plam
pominającego równania budowy wewnętrznej gwiazd, uwzględniając jednak efekty pola magnetycznego i n astępujące warunki:
1) źródło energii ma charakter dynamiczny a nie termiczny i wobec tego rozkład zależy nie tylko od zmiennych stanu, ale i od pola prędkości turbu- lentnych;
2) stan fluktuuje podczas przechodzenia frontów uderzeniowych, można zatem jedynie do jego średniej czasow ej stosow ać opis stanu stacjonarnego;
3) w miarę rozrzedzania s ię gazu średnie drogi swobodne cząste k (szczeg ól nie fotonów) s ta ją się bardzo d łu gie; stan górnych warstw korony je st krańcowo odległy od stanu LT E ;
4 ) ze względu na sw ą m ałą masę korona nie daje przyczynków do graw itacji.