Solar transition region
http://dbpedia.org/resource/Solar_transition_region an entity of type: WikicatLightSources
La région de transition solaire est une région de l'atmosphère solaire située entre la chromosphère et la couronne. Visible en astronomie dans l'ultraviolet depuis l'espace, elle a été notamment observée par le télescope TRACE de la NASA en avril 2009. Elle est le site de plusieurs transitions physiques importantes.
rdf:langString
La zona di transizione solare è una regione dell'atmosfera del Sole, compresa tra la cromosfera e la corona solare; è visibile dallo spazio con l'ausilio di telescopi sensibili agli ultravioletti.
rdf:langString
منطقة الانتقال الشمسي وهي منطقة ضمن الغلاف الجوي الشمسي تقع بين الغلاف الملون وهالة الشمس. ويمكن رؤويتها من الفضاء باستخدام مقرابات تتحسس للأشعة فوق البنفسجية. وتعتبر من المناطق المهمة لأنها موقع للعديد من التحولات غير المترابطة لكنها على علاقة وثيقة بالفيزياء الشمسية للغلاف الجوي: أسفل هذه المنطقة يلعب ضغط الغازات وديناميك السوائل دور ها في حركة وشكل البنية، في حين أن أعلى هذه المنطقة تهيمن القوى المغناطيسية.
rdf:langString
La regió de transició solar és una regió de l'atmosfera del Sol, situada entre la cromosfera i la corona. Es pot veure des de l'espai mitjançant telescopis sensibles a l'ultraviolat. És important perquè hi tenen lloc diverses transicions no relacionades entre si però importants en la física de l'atmosfera solar:
rdf:langString
Přechodová oblast je tenká a nepravidelná vrstva sluneční atmosféry oddělující horkou koronu od chladnější fotosféry. Teplota se tu náhle mění z 20 000 K (na hranici s chromosférou) až na 1 milion K (na hranici s koronou). Tato vrstva se zkoumá hlavně v daleké ultrafialové části spektra. Přechodovou oblast formuje teplo, které "přetéká" z korony do níže položené chladnější chromosféry. Odpověď na otázku, proč je chromosféra (která se nachází blíže ke středu Slunce) chladnější než korona (která je oproti chromosféře dále od středu Slunce), dodnes neznáme.
rdf:langString
The solar transition region is a region of the Sun's atmosphere between the upper chromosphere and corona. It is important because it is the site of several unrelated but important transitions in the physics of the solar atmosphere:
rdf:langString
遷移層(Solar transition region)は、太陽の大気で彩層とコロナの間の領域である 。 紫外線望遠鏡を用いて宇宙から観測することができる。いくつかの無関係だが重要な遷移が起こっているため、重要である。
* ここより下では、形の維持や特徴に重力が支配的になり、そのため太陽はしばしば層状であると言われる。ここより上では動的力が支配的になり、そのため遷移層自体は不明瞭な層となる。
* ここより下では、ヘリウムの大部分が完全にイオン化しておらず、そのため非常に効率的にエネルギーを放出する。ここより上では、完全にイオン化する。平衡温度に大きな影響を与える（後述）。
* ここより下では、物質はスペクトル線の色に対応した不透明な色になる。そのため、遷移層以下の領域に形成される大部分のスペクトル線は、赤外線、可視光、近紫外線の吸収線となる。一方、ここより上に形成されるスペクトル線は、遠紫外線及びX線のである。これにより、遷移層内でのエネルギーの放射輸送は非常に複雑になる。
* ここより下では、ガス圧と流体力学が構造の運動と形を支配する。ここより上では、磁力（磁気流体力学）が支配的になる。遷移層自体は、コストやその特異性、またナビエ-ストークス方程式と古典電磁気学が組み合わさった複雑さのため、あまり研究されていない。
rdf:langString
태양의 천이영역은 태양 대기권에서 채층과 코로나 사이의 영역이다. 자외선을 감지하는 망원경을 사용하여 우주 공간에서 관측 가능하다. 천이영역은 서로 연관이 없지만 중요한 여러 천이 과정이 일어나는 장소로서 태양 대기를 다루는 물리학에서 매우 중요한 위치를 차지하고 있다. 아래는 천이영역을 기준으로 하부 대기와 상부 대기에서 발생하는 물리 현상이다.
* 천이영역 아래에서는 중력이 대부분의 현상의 모양을 결정짓는다. 따라서 천이영역 아래의 태양은 다층구조나 흑점과 같이 가로로 펼쳐진 구조를 지니게 된다. 천이영역 위에서는 동적 힘이 모양을 결정짓는다. 따라서 천이영역 그 자체도 구체적인 모양을 지니지 않는다.
* 천이영역 아래에서는 대부분의 헬륨이 완전히 이온화 되지 않은 상태이다. 따라서 에너지를 매우 효율적으로 복사한다. 하지만, 천이영역 위의 헬륨은 완전히 이온화 된 상태이며, 이러한 이온화는 에 상당한 영향을 미친다.
* 천이영역 아래에서는 에 있어서 특정한 색에는 불투명하다. 다시 말해, 천이영역 아래에서 형성되는 대부분의 분광선은 적외선, 가시광선, 근 자외선에서의 흡수선이다. 반면, 천이영역이나 그 위에서 생성되는 대부분의 분광선은 원자외선과 엑스선에서의 방출선이다. 이러한 서로 다른 분광선은 천이영역에서의 에너지의 복사전달을 매우 복잡하게 만든다.
* 천이영역 아래에서는 가스 압력과 유체역학이 매질의 운동이나 모양을 결정짓는다. 반면, 천이영역 위에서는 자기력이 지배한다. 천이영역 자체는 연구가 충분히 진행되지 않았는데, 방정식을 전기역학과 결합한다는 것은 계산이 복잡하고 어렵기 때문이다.
rdf:langString
Warstwa przejściowa – cienki obszar w atmosferze Słońca, rozgraniczający chromosferę od korony. Grubość warstwy przejściowej nie przekracza kilku kilometrów i w tym wąskim obszarze następuje silna zmiana warunków fizycznych. Temperatura materii zmienia się w bardzo szerokim zakresie, od około 30000 K w górnej chromosferze do około miliona kelwinów w koronie. Charakterystyczna temperatura plazmy w warstwie przejściowej to kilkaset tysięcy kelwinów.
rdf:langString
De transitiezone van de zon is een overgangszone van de zonneatmosfeer, tussen de chromosfeer en de corona. Vanuit de ruimte is ze zichtbaar met een UV-licht gevoelige telescoop. Ze is belangrijk omdat ze een aantal bijzondere transities herbergt in de processen van de zonneatmosfeer. De transitiezone is zichtbaar in een UV-lichtspectrum van 122 tot 200 nanometer van de NASA-satelliet TRACE als een vage wolk boven het donkere (in ultraviolet) oppervlak van de zon en haar corona. Deze wolk omvangt ook het protuberansverschijnsel.
rdf:langString
A região de transição solar é a região da atmosfera do Sol localizada entre a cromosfera e a coroa solar. É visível do espaço através do uso de telescópios sensíveis ao ultravioleta. É importante porque é a região de várias transições físicas, não relacionadas entre si:
rdf:langString
Переходная область Солнца (англ. Solar transition region) — область атмосферы Солнца между хромосферой и короной. Она доступна для наблюдения из космоса при использовании телескопов, позволяющих проводить наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне. Исследование этой области важно, поскольку в ней происходит ряд несвязанных, но важных переходных процессов в атмосфере Солнца.
rdf:langString
過渡區是太陽大氣層內介於色球和日冕中間的一區，只能在太空中使用紫外線望遠鏡看見。它的重要性在於一些未曾被說明，但在太陽大氣物理中是很重要的轉換：
* 在此之下，重力控制著太陽主要的形狀特徵，因此太陽能被水平的分層並描述特點（像是黑子）；在這之上，動力學的力量控制了太陽的主要特性，因此過渡區的高度不能分出層次很明確定義出來。
* 在此之下，多數的氦沒有被完全的游離，所以他能有效的放出能量；在這之上，氦被完全的游離，對溫度的平衡有深遠的影響（詳見下文）。
* 在此之下，物質是不透明的，顏色與譜線相關聯，所以在過渡區下形成的譜線主要是紅外線、可見光、的吸收線；而在過渡區或其上的譜線，主要是遠紫外線（FUV）和X射線。這使得過渡區的變得非常複雜。
* 在此之下，氣體壓力和流體動力學控制了形狀和結構；在這之上，磁力控制了運動和形狀的結構，提升不同簡化的磁流體動力學。過渡區本身是很難研究的部分，因為他必須以極端複雜的那微-史托克方程式和馬克斯威方程來處理。 氦的游離是很重要的，因為它是形成日冕很關鍵的成分：當太陽的溫度較低時，氦只是部分被游離（也就是仍保留了兩個電子中的一個），物質經由黑體輻射和來曼連續流對氦的直接耦合，非常有效的被輻射冷卻。在這種情況下，支撐色球層頂的平衡溫度只有幾萬K。
rdf:langString
rdf:langString
منطقة الانتقال الشمسي
rdf:langString
Regió de transició solar
rdf:langString
Přechodová oblast
rdf:langString
Zona di transizione
rdf:langString
Région de transition solaire
rdf:langString
遷移層
rdf:langString
천이영역
rdf:langString
Transitiezone van de zon
rdf:langString
Warstwa przejściowa
rdf:langString
Solar transition region
rdf:langString
Região de transição solar
rdf:langString
Переходная область Солнца
rdf:langString
過渡區
xsd:integer
4173095
xsd:integer
1074358277
rdf:langString
La regió de transició solar és una regió de l'atmosfera del Sol, situada entre la cromosfera i la corona. Es pot veure des de l'espai mitjançant telescopis sensibles a l'ultraviolat. És important perquè hi tenen lloc diverses transicions no relacionades entre si però importants en la física de l'atmosfera solar:
* Per dessota, la gravetat determina la forma de gran part dels trets, de manera que el Sol pot ésser descrit per capes i trets horitzontals (com ara les taques solars; per sobre, són les forces dinàmiques les que determinen la forma de la majoria de trets, de manera que la regió de transició no és una capa ben definida a una determinada altitud.
* Per dessota, la majoria de l'heli no està completament ionitzat, de manera que irradia energia molt efectivament; per sobre, està completament ionitzat. Això té un efecte profund sobre la temperatura d'equilibri.
* Per dessota, el material és opac als colors relacionats amb les línies espectrals, de manera que moltes de les línies espectrals formades per dessota de la regió de transició són línies d'absorció en infraroig, llum visible i , mentre que la majoria de les línies espectrals que es formen a la regió de transició o per sobre d'ella són línies d'emissió en ultraviolat extrem i rajos X. Això fa que la d'energia dins la regió de transició sigui molt complicada.
* Per dessota, la pressió dels gasos i la dinàmica de fluids determinen la moció i la forma de les estructures; per sobre, aquest paper és assumit per les forces magnètiques, cosa que comporta diverses simplificacions de la magnetohidrodinàmica. La regió de transició en si no ha estat ben investigada, en part perquè cal afrontar la complexitat de l' i les equacions de Maxwell. La ionització de l'heli és important perquè és una part essencial de la formació de la corona; quan el material solar està prou fred perquè l'heli que hi ha estigui només parcialment ionitzat (retenint un dels seus dos electrons), el material es refreda per radiació de manera molt efectiva, mitjançant la radiació dels cossos negres i una unió directa amb el . Això passa a la part superior de la cromosfera, on la temperatura d'equilibri és d'unes quantes desenes de milers de kèlvins. Un lleuger escalfament causa una ionització total de l'heli, i aleshores deixa d'unir-se fàcilment amb el contínuum de Lyman, de manera que no irradia energia tan fàcilment. La temperatura es dispara ràpidament fins a quasi un milió de kèlvins, la temperatura de la corona solar. Aquest fenomen rep el non de catàstrofe tèrmica, i es tracta d'un canvi d'estat, tal com l'aigua que s'evapora per formar vapor; de fet, els físics solars es refereixen a aquest procés com a evaporació, per analogia amb el procés de l'aigua. De la mateixa manera, si es redueix lleugerament la calor que rep el material coronal, es refredarà molt ràpidament fins a uns quants centenars de milers de kèlvins, i hom diu que s'ha condensat. La transició de regió està composta de matèria que es troba aproximadament a la catàstrofe tèrmica.
rdf:langString
Přechodová oblast je tenká a nepravidelná vrstva sluneční atmosféry oddělující horkou koronu od chladnější fotosféry. Teplota se tu náhle mění z 20 000 K (na hranici s chromosférou) až na 1 milion K (na hranici s koronou). Tato vrstva se zkoumá hlavně v daleké ultrafialové části spektra. Z pozorování vyplývá, že přechodová vrstva je spíše obálkou okolo nehomogenit, jako jsou například spikule, než souvislou vrstvou. Nad slunečními skvrnami má nižší hustotu. Její průměrná výška nad poklidnými oblastmi Slunce je okolo 1 700 km plus minus 800 km. Tloušťku není snadné určit, protože závisí na průměrné rozlišovací schopnosti. Při pozorování v teplotách 3×104 až 3×105 K vychází tloušťka kolem 30 km, pro teploty 2×105 až 106 až okolo 2 500 km. Přechodovou oblast formuje teplo, které "přetéká" z korony do níže položené chladnější chromosféry. Odpověď na otázku, proč je chromosféra (která se nachází blíže ke středu Slunce) chladnější než korona (která je oproti chromosféře dále od středu Slunce), dodnes neznáme.
rdf:langString
منطقة الانتقال الشمسي وهي منطقة ضمن الغلاف الجوي الشمسي تقع بين الغلاف الملون وهالة الشمس. ويمكن رؤويتها من الفضاء باستخدام مقرابات تتحسس للأشعة فوق البنفسجية. وتعتبر من المناطق المهمة لأنها موقع للعديد من التحولات غير المترابطة لكنها على علاقة وثيقة بالفيزياء الشمسية للغلاف الجوي:
* تهيمن قوى الجاذبية أسفل هذه المنطقة على معظم ملامح الشمس، في حين أن أعلى هذه المنطقة تسيطر القوى الديناميكية، وبالتالي منطقة الانتقال هي منطقة غير محددة الملامخ.
* أسفل هذه المنطقة يكون الهليوم غير متأين بشكل كامل ليكون الطاقة الإشعاعية ذات فعالية كبيرة، في حين يتأين الهيليوم أعلى هذه المنطقة مما يكون له تأثير عميق على درجة حرارة التوازن.
* أسفل هذه المنطقة المواد غير شفافة للجزيئات الملونة المرتبطة ، بذلك تمتص معظم الخطوط الطيفية (الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء ووقرب الفوق بنفسجية) في حين أن معظم الخطوط الطيفية المتشكلة فوق هذه الممنطقة تبعث طيف من الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. أسفل هذه المنطقة يلعب ضغط الغازات وديناميك السوائل دور ها في حركة وشكل البنية، في حين أن أعلى هذه المنطقة تهيمن القوى المغناطيسية.
rdf:langString
La région de transition solaire est une région de l'atmosphère solaire située entre la chromosphère et la couronne. Visible en astronomie dans l'ultraviolet depuis l'espace, elle a été notamment observée par le télescope TRACE de la NASA en avril 2009. Elle est le site de plusieurs transitions physiques importantes.
rdf:langString
The solar transition region is a region of the Sun's atmosphere between the upper chromosphere and corona. It is important because it is the site of several unrelated but important transitions in the physics of the solar atmosphere:
* Below, gravity tends to dominate the shape of most features, so that the Sun may often be described in terms of layers and horizontal features (like sunspots); above, dynamic forces dominate the shape of most features, so that the transition region itself is not a well-defined layer at a particular altitude.
* Below, most of the helium is not fully ionized, so that it radiates energy very effectively; above, it becomes fully ionized. This has a profound effect on the equilibrium temperature (see below).
* Below, the material is opaque to the particular colors associated with spectral lines, so that most spectral lines formed below the transition region are absorption lines in infrared, visible light, and near ultraviolet, while most lines formed at or above the transition region are emission lines in the far ultraviolet (FUV) and X-rays. This makes radiative transfer of energy within the transition region very complicated.
* Below, gas pressure and fluid dynamics usually dominate the motion and shape of structures; above, magnetic forces dominate the motion and shape of structures, giving rise to different simplifications of magnetohydrodynamics. The transition region itself is not well studied in part because of the computational cost, uniqueness, and complexity of Navier–Stokes combined with electrodynamics. Helium ionization is important because it is a critical part of the formation of the corona: when solar material is cool enough that the helium within it is only partially ionized (i.e. retains one of its two electrons), the material cools by radiation very effectively via both black-body radiation and direct coupling to the helium Lyman continuum. This condition holds at the top of the chromosphere, where the equilibrium temperature is a few tens of thousands of kelvins. Applying slightly more heat causes the helium to ionize fully, at which point it ceases to couple well to the Lyman continuum and does not radiate nearly as effectively. The temperature jumps up rapidly to nearly one million kelvin, the temperature of the solar corona. This phenomenon is called the temperature catastrophe and is a phase transition analogous to boiling water to make steam; in fact, solar physicists refer to the process as evaporation by analogy to the more familiar process with water. Likewise, if the amount of heat being applied to coronal material is slightly reduced, the material very rapidly cools down past the temperature catastrophe to around one hundred thousand kelvin, and is said to have condensed. The transition region consists of material at or around this temperature catastrophe.
rdf:langString
La zona di transizione solare è una regione dell'atmosfera del Sole, compresa tra la cromosfera e la corona solare; è visibile dallo spazio con l'ausilio di telescopi sensibili agli ultravioletti.
rdf:langString
태양의 천이영역은 태양 대기권에서 채층과 코로나 사이의 영역이다. 자외선을 감지하는 망원경을 사용하여 우주 공간에서 관측 가능하다. 천이영역은 서로 연관이 없지만 중요한 여러 천이 과정이 일어나는 장소로서 태양 대기를 다루는 물리학에서 매우 중요한 위치를 차지하고 있다. 아래는 천이영역을 기준으로 하부 대기와 상부 대기에서 발생하는 물리 현상이다.
* 천이영역 아래에서는 중력이 대부분의 현상의 모양을 결정짓는다. 따라서 천이영역 아래의 태양은 다층구조나 흑점과 같이 가로로 펼쳐진 구조를 지니게 된다. 천이영역 위에서는 동적 힘이 모양을 결정짓는다. 따라서 천이영역 그 자체도 구체적인 모양을 지니지 않는다.
* 천이영역 아래에서는 대부분의 헬륨이 완전히 이온화 되지 않은 상태이다. 따라서 에너지를 매우 효율적으로 복사한다. 하지만, 천이영역 위의 헬륨은 완전히 이온화 된 상태이며, 이러한 이온화는 에 상당한 영향을 미친다.
* 천이영역 아래에서는 에 있어서 특정한 색에는 불투명하다. 다시 말해, 천이영역 아래에서 형성되는 대부분의 분광선은 적외선, 가시광선, 근 자외선에서의 흡수선이다. 반면, 천이영역이나 그 위에서 생성되는 대부분의 분광선은 원자외선과 엑스선에서의 방출선이다. 이러한 서로 다른 분광선은 천이영역에서의 에너지의 복사전달을 매우 복잡하게 만든다.
* 천이영역 아래에서는 가스 압력과 유체역학이 매질의 운동이나 모양을 결정짓는다. 반면, 천이영역 위에서는 자기력이 지배한다. 천이영역 자체는 연구가 충분히 진행되지 않았는데, 방정식을 전기역학과 결합한다는 것은 계산이 복잡하고 어렵기 때문이다. 헬륨의 이온화는 코로나가 생성되는 과정에 있어서의 가장 핵심적인 부분이다. 태양 매질이 충분히 차가워서, 즉 내부의 헬륨이 두 개의 전자 중 하나를 지닐 수 있는 상태로 부분적으로 이온화 된다면 매질은 흑체복사나 헬륨의 라이만 연속에 직접 결합을 통해 효율적으로 복사되어 냉각되게 된다. 이는 채층의 상부에서 일어나게 되며, 여기에서의 평형 온도는 수만 켈빈 정도이다. 온도가 약간 더 높아지게 된다면, 헬륨은 완전 이온화가 되며, 마침내 라이만 연속에의 결합을 그만두게 되고, 복사가 효율적이지 않게 된다. 따라서 온도는 코로나의 온도인 백만 켈빈까지 급격히 상승하게 된다. 이러한 현상은 온도 격변(temperature catastrophe)라고 불리며, 물이 끓어 증기로 되는 것과 유사한 상전이 과정이다. 실제로, 태양 물리학자들은 이 과정을 물에서의 상전이와 비교하여 기화라고 부르기도 한다. 마찬가지로, 코로나 물질에 가해지는 열이 약간 감소하게 되면, 물질은 온도 격변 이하인 수십만 켈빈까지 급격하게 냉각되게 되며, 이 역시 액화 되었다고 불린다. 천이영역은 이러한 온도 격변이 일어나는 온도 내지는 그 주변의 온도로 이루어져 있다. 천이영역은 TRACE의 원자외선 영상을 통해 관측 가능하며, 태양의 어두운 표면 위의 흐릿한 후광의 형식으로 나타난다.
rdf:langString
Warstwa przejściowa – cienki obszar w atmosferze Słońca, rozgraniczający chromosferę od korony. Grubość warstwy przejściowej nie przekracza kilku kilometrów i w tym wąskim obszarze następuje silna zmiana warunków fizycznych. Temperatura materii zmienia się w bardzo szerokim zakresie, od około 30000 K w górnej chromosferze do około miliona kelwinów w koronie. Charakterystyczna temperatura plazmy w warstwie przejściowej to kilkaset tysięcy kelwinów. Warstwa przejściowa jest dobrze obserwowana w promieniowaniu ultrafioletowym, szczególnie w podstawowej linii wodoru Lyman α. Charakterystyczne dla tej warstwy są linie kilkukrotnie zjonizowanych atomów węgla, tlenu, azotu, krzemu. W warstwie przejściowej dokonuje się pełna jonizacja wodoru i helu, które są głównymi składnikami materii słonecznej. Występuje tam także bardzo silne pole magnetyczne, wywierające znaczny wpływ na materię i gaz uwalniany z powierzchni Słońca. Warstwa przejściowa jest tak cienka, gdyż materia w jej obszarze znajduje się w stanie równowagi chwiejnej. Drobne zaburzenia powodują, że materia ta przechodzi łatwo do stanu chromosferycznego lub do stanu koronalnego.
rdf:langString
遷移層(Solar transition region)は、太陽の大気で彩層とコロナの間の領域である 。 紫外線望遠鏡を用いて宇宙から観測することができる。いくつかの無関係だが重要な遷移が起こっているため、重要である。
* ここより下では、形の維持や特徴に重力が支配的になり、そのため太陽はしばしば層状であると言われる。ここより上では動的力が支配的になり、そのため遷移層自体は不明瞭な層となる。
* ここより下では、ヘリウムの大部分が完全にイオン化しておらず、そのため非常に効率的にエネルギーを放出する。ここより上では、完全にイオン化する。平衡温度に大きな影響を与える（後述）。
* ここより下では、物質はスペクトル線の色に対応した不透明な色になる。そのため、遷移層以下の領域に形成される大部分のスペクトル線は、赤外線、可視光、近紫外線の吸収線となる。一方、ここより上に形成されるスペクトル線は、遠紫外線及びX線のである。これにより、遷移層内でのエネルギーの放射輸送は非常に複雑になる。
* ここより下では、ガス圧と流体力学が構造の運動と形を支配する。ここより上では、磁力（磁気流体力学）が支配的になる。遷移層自体は、コストやその特異性、またナビエ-ストークス方程式と古典電磁気学が組み合わさった複雑さのため、あまり研究されていない。 ヘリウムのイオン化は、コロナの形成に必須なため、重要である。内部のヘリウムが部分的にしかイオン化されなくなる（つまり2つの電子のうち1つを残すようになる）ほど、太陽を構成する物質が十分に冷えると、黒体放射とヘリウムのライマン系列の直結により、非常に効率的に冷却することができる。この状態は彩層の最上部で起こり、そこでは平衡温度は数万ケルビンになる。 もう少し加熱するとヘリウムは完全にイオン化し、この時点ではライマン系列が直結しなくなり、効率的な放射をできなくなる。温度は、太陽コロナの温度である100万ケルビン近くまで急速に上がる。この現象はtemperature catastropheと呼ばれ、沸騰水が蒸気になる相転移のアナログであり、実際に太陽物理学者はevaporationと呼ぶ。同様に、コロナの物質に与えられる熱量が少なくなると、数十万ケルビンまで急速に低下し、condensedと呼ばれる。遷移層を構成する物質の温度はこの温度に近い。 遷移層は、TRACEの遠紫外線画像で暗い太陽表面とコロナの上の微かな後光のように見える。
rdf:langString
De transitiezone van de zon is een overgangszone van de zonneatmosfeer, tussen de chromosfeer en de corona. Vanuit de ruimte is ze zichtbaar met een UV-licht gevoelige telescoop. Ze is belangrijk omdat ze een aantal bijzondere transities herbergt in de processen van de zonneatmosfeer.
* Onder deze zone is de zwaartekracht de sterkste kracht die de structuren vorm geeft, zoals verschillende lagen en zonnevlekken; boven de zone zijn dynamische krachten verantwoordelijk voor de meeste verschijnselen, de transitiezone heeft geen vastliggende grenzen en kan dus ook in hoogte verschillen.
* Onder de zone is de meeste helium niet volledig geïoniseerd, waardoor het sterk straling uitzendt; boven de zone is deze wel volledig geïoniseerd. Dit heeft gevolgen voor de temperatuurbalans (zie hieronder).
* Onder de zone is de materie ondoorzichtig voor de kleuren geassocieerd met spectraallijnen, daardoor zijn de meeste spectraallijnen gevormd onder de zone in absorptielijnen in infrarood, zichtbaar licht en UV-licht, terwijl boven de zone de meeste emissielijnen in het UV spectrum met kortere golflengtes en röntgenstraling zitten. Dit maakt de transitie van magnetische energie gecompliceerd.
* Onder de zone maken de gasdruk en vloeistofmechanica de dienst uit in de structuurvorming; boven de zone gelden de wetten van magnetisme voor de vormbepaling aan de structuren, waar de magnetohydrodynamica bepalend wordt. De transitiezone is nog niet al te best onderzocht, enkele redenen hiervoor zijn de benodigde computerrekenkracht, het unieke karakter, en de complexe Navier-Stokesvergelijkingen gecombineerd met de elektrodynamica. De heliumionisatie is van belang omdat het een kritiek punt is voor de vorming van de corona: als de massa in de zon koel genoeg is dat het helium slechts gedeeltelijk geïoniseerd is (heeft nog 1 van de 2 elektronen over), koelt deze effectief af via zowel de zwarte straler methode en de emissie in Lymanreeks van helium. Deze balans bewaakt de grens bovenin de chromosfeer, waar de temperatuur enkele tienduizenden kelvins bedraagt. Als er een klein beetje meer hitte bijkomt, ioniseert het helium volledig, waarbij de Lyman emissie sterk terugloopt en ook de temperatuurstraling wordt flink minder. Hierna loopt de temperatuur rap op naar bijna een miljoen kelvin, de temperatuur van de corona. Dit fenomeen wordt temperatuur catastrofe genoemd en is een faseovergang zoals die van kokend water naar stoom, in de zonnefysica noemt men dit proces ook wel verdamping, naar het meer familiare proces bij water. Zo geldt hetzelfde wanneer de materie een klein beetje afkoelt, er vindt een snelle afname van temperatuur plaats voorbij de temperatuur catastrofe naar ongeveer honderdduizend kelvin. De transitiezone bestaat uit materie op of rond deze catastrofe. De transitiezone is zichtbaar in een UV-lichtspectrum van 122 tot 200 nanometer van de NASA-satelliet TRACE als een vage wolk boven het donkere (in ultraviolet) oppervlak van de zon en haar corona. Deze wolk omvangt ook het protuberansverschijnsel.
rdf:langString
A região de transição solar é a região da atmosfera do Sol localizada entre a cromosfera e a coroa solar. É visível do espaço através do uso de telescópios sensíveis ao ultravioleta. É importante porque é a região de várias transições físicas, não relacionadas entre si:
* Abaixo da região de transição, gravidade domina o formato da maioria das características solares, enquanto que acima, forças dinâmicas são responsáveis pelo formato da maioria das características das regiões exteriores da atmosfera solar.
* Abaixo da região de transição, a maior parte do hélio não é ionizado; acima, torna-se totalmente ionizado. A ionização do hélio diminui a capacidade de resfriamento do plasma nas regiões exteriores da atmosfera solar, sendo uma possível razão do rápido aumento de temperatura entre o topo da cromosfera (20 000 K) e a base da coroa solar (1 000 000 K).
* Abaixo da região de transição, e dinâmica de fluidos dominam a moção e o formato das estruturas, acima, forças magnéticas dominam.
rdf:langString
Переходная область Солнца (англ. Solar transition region) — область атмосферы Солнца между хромосферой и короной. Она доступна для наблюдения из космоса при использовании телескопов, позволяющих проводить наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне. Исследование этой области важно, поскольку в ней происходит ряд несвязанных, но важных переходных процессов в атмосфере Солнца.
* Ниже этой области гравитация определяет форму структур в недрах Солнца, поэтому Солнце часто описывают в терминах слоёв и плоских структур (например, солнечные пятна). Выше формой структур управляют динамические силы, поэтому переходная область не является чётко очерченным слоем на фиксированной высоте.
* Ниже, большая часть гелия находится в состоянии частичной ионизации, поэтому испускание энергии происходит более эффективно. Над данной областью гелий становится полностью ионизованным. Это оказывает существенное влияние на равновесную температуру.
* Ниже данной области вещество непрозрачно в определённых цветах, связанных со спектральными линиями, поэтому большинство спектральных линий, формирующихся ниже переходной области, являются линиями поглощения в инфракрасном диапазоне, видимом диапазоне и ближнем ультрафиолете. Большая часть линий, формирующихся выше переходной области или в ней, являются эмиссионными линиями в далёком ультрафиолете или рентгеновском диапазоне. При этом лучистый перенос энергии существенно затруднён.
* Ниже данной области давление газа и проявления гидродинамики обычно управляют движением и формой структур. Выше переходной области магнитные силы управляют движением и формой структур. Сама по себе переходная область исследована не полностью, поскольку для моделирования требуются существенные затраты вычислительного времени. Также согласование уравнений Навье — Стокса с электродинамикой усложняет расчёты. Ионизация гелия важна, поскольку этот процесс играет существенную роль в формировании солнечной короны. Если вещество Солнца оказывается достаточно холодным для того, чтобы гелий был только частично ионизован (то есть сохраняет один из двух электронов), то вещество достаточно эффективно охлаждается посредством излучения по типу абсолютно чёрного тела и в линиях лаймановского континуума. Такие условия соблюдаются в верхней части хромосферы, где равновесная температура составляет несколько десятков тысяч кельвинов. При получении чуть большего количества тепла гелий становится полностью ионизованным, при этом он перестаёт создавать лаймановский континуум и излучает не так эффективно. Температура резко подскакивает до уровня примерно 1 миллиона кельвинов, чему и равна температура солнечной короны. Это явление называется температурной катастрофой и представляет собой фазовый переход, аналогичный переходу кипящей воды в пар. На самом деле, исследователи физики Солнца называют этот процесс испарением по аналогии с более известным процессом, касающимся воды. Если же количество теплоты, передаваемое веществу короны, немного уменьшить, то вещество будет очень быстро охлаждаться ниже температуры «катастрофы» до приблизительно ста тысяч кельвинов. Переходная область состоит из вещества с температурой вблизи температуры «катастрофы». Переходная область видна в далёком ультрафиолете на изображениях, полученных аппаратом TRACE, в виде слабого нимба над тёмной (в дальнем УФ-диапазоне) поверхностью Солнца и короной. Также нимб окружает тёмные в дальнем УФ-диапазоне области, такие как протуберанцы, состоящие в основном из сконденсированного вещества, удерживаемого на высоте короны магнитным полем.
rdf:langString
過渡區是太陽大氣層內介於色球和日冕中間的一區，只能在太空中使用紫外線望遠鏡看見。它的重要性在於一些未曾被說明，但在太陽大氣物理中是很重要的轉換：
* 在此之下，重力控制著太陽主要的形狀特徵，因此太陽能被水平的分層並描述特點（像是黑子）；在這之上，動力學的力量控制了太陽的主要特性，因此過渡區的高度不能分出層次很明確定義出來。
* 在此之下，多數的氦沒有被完全的游離，所以他能有效的放出能量；在這之上，氦被完全的游離，對溫度的平衡有深遠的影響（詳見下文）。
* 在此之下，物質是不透明的，顏色與譜線相關聯，所以在過渡區下形成的譜線主要是紅外線、可見光、的吸收線；而在過渡區或其上的譜線，主要是遠紫外線（FUV）和X射線。這使得過渡區的變得非常複雜。
* 在此之下，氣體壓力和流體動力學控制了形狀和結構；在這之上，磁力控制了運動和形狀的結構，提升不同簡化的磁流體動力學。過渡區本身是很難研究的部分，因為他必須以極端複雜的那微-史托克方程式和馬克斯威方程來處理。 氦的游離是很重要的，因為它是形成日冕很關鍵的成分：當太陽的溫度較低時，氦只是部分被游離（也就是仍保留了兩個電子中的一個），物質經由黑體輻射和來曼連續流對氦的直接耦合，非常有效的被輻射冷卻。在這種情況下，支撐色球層頂的平衡溫度只有幾萬K。 只要有更多的熱量，氦就可以充分的被游離。在這個點上，與氦耦合的萊曼連續流被終止，並且不再能有效的輻射熱量。於是溫度迅速的躍升至數百萬度K－日冕的溫度。這種現項稱為溫度激變，並且是一種相變，類似於水沸騰成為蒸氣；事實上，太陽物理學家提到這種過程就以大家熟悉的水蒸發來比喻。同樣的，如果日冕的溫度只要被微量的降低，物質就會迅速的變冷，經由溫度激變下降數十萬K，並且被凝聚。過渡區被認為就在或就圍繞著溫度激變物質的周圍。 在TRACE太空船的FUV影像下可以看見過渡區，像一輪暗淡的光暈浮在黑暗的太陽（在FUV）和日冕表面之上。光輪也環繞在黑暗的日珥FUV影像周圍，那兒包含了被磁場暫時支撐住的凝聚物質。
xsd:nonNegativeInteger
4328
