Корональная петля

Типичные корональные петли, наблюдаемые TRACE

Динамика корональных петель, наблюдаемая SDO

В физике Солнца корональная петля — это четко выраженная арочная структура в Солнца , атмосфере состоящая из относительно плотной плазмы, удерживаемой и изолированной от окружающей среды трубками магнитного потока . Корональные петли начинаются и заканчиваются в двух нижних точках фотосферы и выступают в переходную область и нижнюю корону . Обычно они формируются и исчезают в течение периодов от секунд до дней. ^{[ 1 ]} и может иметь длину от 1 до 1000 мегаметров (от 621 до 621 000 миль). ^{[ 2 ]}

Корональные петли часто связаны с сильными магнитными полями, расположенными внутри активных областей и солнечных пятен . Число корональных петель меняется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла .

Происхождение и физические особенности

Благодаря естественному процессу, называемому солнечным динамо, приводимому в движение теплом, вырабатываемым в ядре Солнца, конвективное движение электропроводящей плазмы, из которой состоит Солнце, создает электрические токи , которые, в свою очередь, создают мощные магнитные поля внутри Солнца. Эти магнитные поля имеют форму замкнутых петель магнитного потока , которые скручены и запутаны дифференциальным вращением Солнца (разными скоростями вращения плазмы на разных широтах солнечной сферы). Корональная петля возникает, когда изогнутая дуга магнитного поля проецируется через видимую поверхность Солнца, фотосферу , и выходит в солнечную атмосферу.

Внутри корональной петли траектории движущихся электрически заряженных частиц, составляющих ее плазму, — электронов и ионов — резко искривляются силой Лоренца при движении поперек магнитного поля петли. В результате они могут свободно перемещаться только параллельно линиям магнитного поля, стремясь закручиваться вокруг этих линий по спирали. Таким образом, плазма внутри корональной петли не может выйти из петли вбок и может течь только по ее длине. Это известно как состояние замерзания . ^{[ 3 ]}

Сильное взаимодействие магнитного поля с плотной плазмой на поверхности Солнца и под ней имеет тенденцию связывать линии магнитного поля с движением солнечной плазмы; таким образом, две опорные точки (место, где петля входит в фотосферу) прикреплены к поверхности Солнца и вращаются вместе с ней. Внутри каждой опорной точки сильный магнитный поток имеет тенденцию подавлять конвекционные потоки, которые переносят горячую плазму из недр Солнца на поверхность, поэтому опорные точки часто (но не всегда) холоднее окружающей фотосферы. Они выглядят как темные пятна на поверхности Солнца, известные как солнечные пятна . Таким образом, солнечные пятна имеют тенденцию возникать под корональными петлями и иметь тенденцию появляться парами с противоположной магнитной полярностью ; точка, где петля магнитного поля выходит из фотосферы, является северным магнитным полюсом , а другая, где петля снова выходит на поверхность, — южным магнитным полюсом.

Корональные петли формируются в широком диапазоне размеров: от 10 км до 10 000 км. Корональные петли имеют самые разные температуры по своей длине. Петли с температурой ниже 1 мегакельвина (МК) обычно называют холодными петлями; те, которые существуют на отметке 1 МК, известны как теплые петли; а те, что за пределами 1 МК, известны как горячие петли. Естественно, эти разные категории излучают на разных длинах волн. ^{[ 4 ]}

Родственным явлением является открытая силовая трубка , в которой магнитные поля распространяются от поверхности далеко в корону и гелиосферу; они являются источником крупномасштабного магнитного поля Солнца ( магнитосферы ) и солнечного ветра .

Диаграмма, показывающая эволюцию солнечного магнитного потока за один солнечный цикл.
Схема нижней короны и переходной области , где можно наблюдать корональные петли многих масштабов.
Смоделированный пример покоящейся корональной петли (энергетический вклад)

Расположение

Корональные петли были показаны как на активных , так и на спокойных участках солнечной поверхности. Активные области на поверхности Солнца занимают небольшие площади, но производят большую часть активности и часто являются источником вспышек и корональных выбросов массы из-за присутствия интенсивного магнитного поля. Активные области производят 82% всей энергии нагрева короны. ^{[ 5 ]}^{[ 6 ]}

Динамические потоки

Многие миссии по наблюдению за Солнцем наблюдали сильные плазменные потоки и высокодинамичные процессы в корональных петлях. Например, наблюдения SUMER предполагают, что скорости потока на солнечном диске составляют 5–16 км/с, а другие совместные наблюдения SUMER/TRACE обнаруживают потоки со скоростью 15–40 км/с. ^{[ 7 ]}^{[ 8 ]} Очень высокие скорости плазмы (в диапазоне 40–60 км/с) были обнаружены с помощью плоскокристаллического спектрометра (FCS) на борту миссии Solar Maximum Mission.

История наблюдений

До 1991 года

Несмотря на прогресс, достигнутый наземными телескопами и наблюдениями затмений короны, наблюдения из космоса стали необходимыми, чтобы избежать затемняющего эффекта земной атмосферы. Ракетные миссии, такие как полеты Aerobee и ракеты Skylark, успешно измеряли солнечное излучение крайнего ультрафиолета (EUV) и рентгеновского излучения. Однако эти ракетные миссии были ограничены по сроку службы и полезной нагрузке. Позже такие спутники, как серия Орбитальных солнечных обсерваторий (от OSO-1 до OSO-8), Skylab и Solar Maximum Mission (первая обсерватория, просуществовавшая большую часть солнечного цикла : с 1980 по 1989 годы), смогли достичь больших успехов. больше данных по гораздо более широкому диапазону выбросов. ^{[ 9 ]}^{[ 10 ]}

1991 – настоящее время

Полнодисковая мозаика Солнца в миллион градусов от TRACE

космический корабль солнечной обсерватории «Ёко» стартовал В августе 1991 года с космодрома Кагосима . За 10 лет работы он произвел революцию в рентгеновских наблюдениях. Ёко нес четыре инструмента; Особый интерес представляет инструмент SXT, который наблюдал корональные петли, излучающие рентгеновские лучи. Этот прибор наблюдал рентгеновские лучи в диапазоне 0,25–4,0 кэВ , разрешая особенности Солнца до 2,5 угловых секунд с временным разрешением 0,5–2 секунды. SXT был чувствителен к плазме в диапазоне температур 2–4 МК, что делало его данные идеальными для сравнения с данными, позже собранными TRACE о корональных петлях, излучающих в дальнем ультрафиолетовом (EUV) диапазоне длин волн. ^{[ 11 ]}

Следующий важный шаг в физике Солнца произошел в декабре 1995 года с запуском Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) со станции ВВС на мысе Канаверал . Изначально срок эксплуатации SOHO составлял два года. Миссия была продлена до марта 2007 года из-за ее оглушительного успеха, позволившего SOHO наблюдать полный 11-летний солнечный цикл. SOHO имеет на борту 12 инструментов, каждый из которых используется для изучения переходной области и короны. В частности, телескоп для формирования изображений в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне (EIT) широко используется в наблюдениях корональной петли. EIT отображает область перехода до внутренней короны с помощью четырех полос пропускания - 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV и 304 Å HeII, каждый из которых соответствует разным EUV-температурам, - для исследования хромосферной сети до нижней короны.

В апреле 1998 года аппарат Transition Region and Coronal Explorer был запущен с базы ВВС Ванденберг (TRACE) . Наблюдения переходной области и нижней короны, выполненные совместно с SOHO, дают беспрецедентное представление о солнечной среде во время восходящей фазы солнечного максимума, активной фазы солнечного цикла. Благодаря высокому пространственному (1 угловая секунда) и временному разрешению (1–5 секунд) TRACE смог получить очень подробные изображения корональных структур, в то время как SOHO предоставляет глобальную картину Солнца (с более низким разрешением). Эта кампания демонстрирует способность обсерватории отслеживать эволюцию устойчивых (или « покоящихся ») корональных петель. TRACE использует фильтры, чувствительные к различным видам электромагнитного излучения; в частности, полосы пропускания 171 Å, 195 Å и 284 Å чувствительны к излучению, испускаемому покоящимися корональными петлями.

См. также

Ссылки

^ Лофф, Сара (17 апреля 2015 г.). «Корональные петли в активной области Солнца» . НАСА . Проверено 28 марта 2022 г.
^ Реале, Фабио (июль 2014 г.). «Корональные петли: наблюдения и моделирование ограниченной плазмы» (PDF) . Живые обзоры по солнечной физике . 11 (4): 4. Бибкод : 2014LRSP...11....4R . дои : 10.12942/lrsp-2014-4 . ПМЦ 4841190 . ПМИД 27194957 . Проверено 16 марта 2022 г.
^ Маланушенко А.; Чунг, MCM; ДеФорест, CE; Климчук Ю.А.; Ремпель, М. (1 марта 2022 г.). «Корональная вуаль» . Астрофизический журнал . 927 (1): 1. arXiv : 2106.14877 . Бибкод : 2022ApJ...927....1M . дои : 10.3847/1538-4357/ac3df9 . S2CID 235658491 .
^ Вурлидас, А.; Ю.А. Климчук; С. М. Корендайк; ТД Тарбелл; Б. Н. Хэнди (2001). «О корреляции между структурами корональной и нижней переходной области в масштабах угловых секунд». Астрофизический журнал . 563 (1): 374–380. Бибкод : 2001ApJ...563..374В . CiteSeerX 10.1.1.512.1861 . дои : 10.1086/323835 . S2CID 53124376 .
^ Ашванден, MJ (2001). «Оценка моделей нагрева короны для активных областей на основе наблюдений Yohkoh, SOHO и TRACE». Астрофизический журнал . 560 (2): 1035–1044. Бибкод : 2001ApJ...560.1035A . дои : 10.1086/323064 . S2CID 121226839 .
^ Ашванден, MJ (2004). Физика солнечной короны. Введение . издательства Праксис Паблишинг Лтд. ISBN 978-3-540-22321-4 .
^ Спадаро, Д.; AC Lanzafame; Л. Консоли; Э. Марш; Д. Х. Брукс; Дж. Ланг (2000). «Структура и динамика петлевой системы активной области, наблюдаемая на солнечном диске с помощью SUMER на SOHO». Астрономия и астрофизика . 359 : 716–728. Бибкод : 2000A&A...359..716S .
^ Уайнбаргер, Арканзас; Х. Уоррен; А. ван Баллегойен; Э. ДеЛука; Л. Голуб (2002). «Установившиеся потоки обнаружены в петлях крайнего ультрафиолета» . Письма астрофизического журнала . 567 (1): Л89–Л92. Бибкод : 2002ApJ...567L..89W . дои : 10.1086/339796 .
^ Вайана, Г.С.; Дж. М. Дэвис; Р. Джаккони; А.С. Кригер; Дж. К. Силк; А. Ф. Тимоти; М. Зомбек (1973). «Рентгеновские наблюдения характерных структур и временных изменений солнечной короны: предварительные результаты SKYLAB». Письма астрофизического журнала . 185 : L47–L51. Бибкод : 1973ApJ...185L..47V . дои : 10.1086/181318 .
^ Стронг, КТ; JLR Саба; Б.М. Хайш; Дж. Т. Шмельц (1999). Многоликое Солнце: краткое изложение результатов миссии НАСА «Солнечный максимум» . Нью-Йорк: Спрингер.
^ Ашванден, MJ (2002). «Наблюдения и модели корональных петель: от Йоко до TRACE в Магнитной связи солнечной атмосферы». 188 : 1–9. {{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется |journal= ( помощь )

Внешние ссылки

[1] Лофф, Сара (17 апреля 2015 г.). «Корональные петли в активной области Солнца» . НАСА . Проверено 28 марта 2022 г.

[Reale2014-2] Реале, Фабио (июль 2014 г.). «Корональные петли: наблюдения и моделирование ограниченной плазмы» (PDF) . Живые обзоры по солнечной физике . 11 (4): 4. Бибкод : 2014LRSP...11....4R . дои : 10.12942/lrsp-2014-4 . ПМЦ 4841190 . ПМИД 27194957 . Проверено 16 марта 2022 г.

[Malanushenko22-3] Маланушенко А.; Чунг, MCM; ДеФорест, CE; Климчук Ю.А.; Ремпель, М. (1 марта 2022 г.). «Корональная вуаль» . Астрофизический журнал . 927 (1): 1. arXiv : 2106.14877 . Бибкод : 2022ApJ...927....1M . дои : 10.3847/1538-4357/ac3df9 . S2CID 235658491 .

[4] Вурлидас, А.; Ю.А. Климчук; С. М. Корендайк; ТД Тарбелл; Б. Н. Хэнди (2001). «О корреляции между структурами корональной и нижней переходной области в масштабах угловых секунд». Астрофизический журнал . 563 (1): 374–380. Бибкод : 2001ApJ...563..374В . CiteSeerX 10.1.1.512.1861 . дои : 10.1086/323835 . S2CID 53124376 .

[5] Ашванден, MJ (2001). «Оценка моделей нагрева короны для активных областей на основе наблюдений Yohkoh, SOHO и TRACE». Астрофизический журнал . 560 (2): 1035–1044. Бибкод : 2001ApJ...560.1035A . дои : 10.1086/323064 . S2CID 121226839 .

[6] Ашванден, MJ (2004). Физика солнечной короны. Введение . издательства Праксис Паблишинг Лтд. ISBN 978-3-540-22321-4 .

[7] Спадаро, Д.; AC Lanzafame; Л. Консоли; Э. Марш; Д. Х. Брукс; Дж. Ланг (2000). «Структура и динамика петлевой системы активной области, наблюдаемая на солнечном диске с помощью SUMER на SOHO». Астрономия и астрофизика . 359 : 716–728. Бибкод : 2000A&A...359..716S .

[8] Уайнбаргер, Арканзас; Х. Уоррен; А. ван Баллегойен; Э. ДеЛука; Л. Голуб (2002). «Установившиеся потоки обнаружены в петлях крайнего ультрафиолета» . Письма астрофизического журнала . 567 (1): Л89–Л92. Бибкод : 2002ApJ...567L..89W . дои : 10.1086/339796 .

[9] Вайана, Г.С.; Дж. М. Дэвис; Р. Джаккони; А.С. Кригер; Дж. К. Силк; А. Ф. Тимоти; М. Зомбек (1973). «Рентгеновские наблюдения характерных структур и временных изменений солнечной короны: предварительные результаты SKYLAB». Письма астрофизического журнала . 185 : L47–L51. Бибкод : 1973ApJ...185L..47V . дои : 10.1086/181318 .

[10] Стронг, КТ; JLR Саба; Б.М. Хайш; Дж. Т. Шмельц (1999). Многоликое Солнце: краткое изложение результатов миссии НАСА «Солнечный максимум» . Нью-Йорк: Спрингер.

[11] Ашванден, MJ (2002). «Наблюдения и модели корональных петель: от Йоко до TRACE в Магнитной связи солнечной атмосферы». 188 : 1–9. {{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется |journal= ( помощь )

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]