Structure of the Solar Atmosphere: A Radio Perspective

Abstract

Solar radio emission has been providing information about the Sun for over half a century. In order to fully exploit this information, one needs to have a broader view of the solar atmosphere, which cannot be provided by radio observations alone. The purpose of this review is to present this background information, which is necessary to understand the physical processes that determine the solar radio emission and to link the radio domain with the rest of the electromagnetic spectrum. Both classic and modern results are presented in a concise manner. After a brief discussion of the solar interior, the basic physics of the solar atmosphere and some elements of radiative transfer are presented. Subsequently the atmospheric structure as a function of height is examined and one-dimensional models of the photosphere, the chromosphere, the transition region and the corona are presented and discussed. An introduction to basic magnetohydrodynamics precedes the discussion of the rich fine structure of the solar atmosphere as a 3D object. Active regions are briefly discussed in a separate section, and this is followed by a section on the problem of heating of the chromosphere and the corona. I finish with some thoughts on what to expect from the new instruments currently under development.

Μελέτη Λεπτής Υφής Σε Ηλιακές Ραδιοεξάρσεις Τύπου ΙΙ Με Χρήση Ραδιοφασματικών Παρατηρήσεων

“…σχέση με το ύψος από την φωτόσφαιρα. ΄Οπως βλέπουμε από την ελάχιστη τιμή 4200 K, αυξάνεται παρουσιάζοντας στη χρωμόσφαιρα μέση τιμή της τάξεως των 10000 Κ. Τελευταίες πιο ακριβείς εκτιμήσεις υπολογίζουν τη θερμοκρασία αυτή σε 10-20 •10 4 Κ (Alissandrakis, 2020). Η χρωμόσφαιρα είναι ορατή μόνο κατά τη διάρκεια ολικών ηλιακών εκλείψεων σαν ένας λεπτός δακτύλιος κόκκινου χρώματος (εικόνα 1.6) όταν η σελήνη καλύψει τη φωτόσφαιρα.…”

“…Μεταξύ χρωμόσφαιρας και στέμματος υπάρχει μια περιοχή μικρού εύρους που ονομάζεται Μεταβατική Περιοχή (Transition Region). Η ύπαρξη αυτής της περιοχής είναι απαραίτητη ώστε να δημιουργηθεί μια μετάβαση κατά την απότομη αύξηση της θερμοκρασίας από 2 • 10 4 Κ σε 10 6 Κ (Alissandrakis, 2020). Η απότομη αύξηση της θερμοκρασίας συνοδεύεται με ταυτόχρονη αντίστοιχη ελάττωση της πυκνότητας (Aschwanden, 2005), ώστε να διατηρείται η υδροστατική ισορροπία.…”

“…Αντίθετα, στην περίπτωση των ανοικτών δυναμικών γραμμών, το πλάσμα συμπαρασύρεται από τον γρήγορο ηλιακό άνεμο (παρ. 1.9.3) με αποτέλεσμα στο στέμμα να αποτυπώνεται μια οπή (Alissandrakis, 2020).…”

“…Αυτό οφείλεται στην αύξηση της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου με το ύψος, που συμπαρασύρει το πλάσμα και μαζί του το μαγνητικό πεδίο. Οι streamers εμφανίζονται ως λαμπρές δομές με μεγάλο εύρος στη βάση τους που καθώς εκτείνεται σε μεγαλύτερα ύψη στενεύει (Alissandrakis, 2020…”

“…Τα κέντρα δράσης είναι μαγνητικές περιοχές με πηγή τα χαμηλότερα στρώματα της ηλιακής ατμόσφαιρας (φωτόσφαιρα) και διαστάσεις ≈1, 5 • 10 5 km. Συνοδεύονται από μικροκυματική εκπομπή που αποτελεί την απόδειξη αλλά και μια βασική παράμετρο του μαγνητικού πεδίου στη μεταβατική περιοχή και το στέμμα (Alissandrakis, 2020).…”