Солнечная известность

В физике Солнца протуберанец , иногда называемый нитью , ^[а] представляет собой большую структуру плазмы и магнитного поля , простирающуюся от поверхности Солнца , часто в форме петли. Протуберанцы прикреплены к поверхности Солнца в гораздо более яркой фотосфере и простираются наружу, в солнечную корону . В то время как корона состоит из чрезвычайно горячей плазмы, протуберанцы содержат гораздо более холодную плазму, аналогичную по составу хромосфере .

Протуберанцы формируются в течение примерно одного дня и могут сохраняться в короне в течение нескольких недель или месяцев, перемещаясь в космос на сотни тысяч километров. Некоторые протуберанцы могут вызывать выбросы корональной массы . Точный механизм генерации известности является постоянной целью научных исследований.

Типичный выступ простирается на многие тысячи километров; длина самого большого из зарегистрированных объектов оценивалась более чем в 800 000 км (500 000 миль), ^[2] примерно солнечного радиуса .

История

Первое подробное описание солнечного протуберанца было в Лаврентьевском кодексе XIV века , описывающем солнечное затмение 1 мая 1185 года . Их описывали как «пламенеющие языки горящих углей». ^[3]^[4]^[5]

Протуберанцы были впервые сфотографированы во время солнечного затмения 18 июля 1860 года Анджело Секки . Из этих фотографий впервые удалось определить высоту, излучательную способность и многие другие важные параметры. ^[6]

Во время года солнечного затмения 18 августа 1868 спектроскопы впервые смогли обнаружить наличие эмиссионных линий от протуберанцев. Обнаружение линии водорода подтвердило, что протуберанцы имеют газообразную природу. Пьеру Янсену также удалось обнаружить эмиссионную линию, соответствующую неизвестному в то время элементу, ныне известному как гелий . На следующий день Янссен подтвердил свои измерения, записав линии излучения от теперь уже свободного Солнца - задача, которая никогда раньше не решалась. Используя его новые методы, астрономы смогли ежедневно изучать протуберанцы. ^[7]

Классификация

Исторически любая видимая особенность, выступающая над поверхностью Солнца, включая солнечные спикулы , корональные петли и некоторые корональные выбросы массы , считалась солнечным протубераном. Сегодня, благодаря лучшему пониманию разнообразия этих явлений, большинство из них классифицируются отдельно, а слово «выдающееся положение» в основном используется для обозначения более крупных и крутых особенностей. ^[8]

Сегодня используется ряд различных схем классификации выдающихся мест. Одна из наиболее широко используемых и основных схем классифицирует протуберанцы в зависимости от магнитной среды, в которой они образовались. Есть три класса:

Выступы активной области , или нити активной области , формируются внутри относительно сильных магнитных полей в центрах активных областей . Протуберанцы активной области имеют время жизни от часов до дней и извергаются чаще, чем протуберанцы, принадлежащие к другим классам. ^[9] Из-за расположения в активных областях выступы активных областей обычно находятся в низких гелиографических широтах . ^[10]^[11]
Промежуточные выступы , или промежуточные нити , образуются между слабыми униполярными областями пладжа и активными областями.
Покоящиеся протуберанцы , или неподвижные нити , образуются в слабом фоновом магнитном поле вдали от активных областей. ^[12] В отличие от протуберанцев активной области, неподвижные протуберанцы относительно стабильны и могут иметь время жизни от недель до месяцев, отсюда и название « покоящиеся» . ^[9] Спокойные протуберанцы обычно располагаются в высоких широтах вокруг так называемой полярной короны . ^[10]^[11] Кроме того, спокойные протуберанцы обычно достигают гораздо большей высоты в короне, чем протуберанцы активной области.

Активную область и покоящиеся протуберанцы также можно отличить по их излучаемым спектрам . Спектры протуберанцев активной области идентичны спектру верхней хромосферы, имеющей сильные линии He II, но очень слабые линии ионизованных металлов. С другой стороны, спектры спокойных протуберанцев идентичны спектрам, измеренным на высоте 1500 км (930 миль) в хромосфере с сильными линиями H, He I и ионизированных металлов, но слабыми линиями He II. ^[13]

Морфология

Каналы накала

Протуберанцы образуются в магнитных структурах, известных как каналы накаливания , где они термически экранированы от окружающей короны и поддерживаются против гравитации. Эти каналы находятся в хромосфере и нижней части короны над границами между областями противоположной фотосферной магнитной полярности, известными как линии инверсии полярности (PIL). ^[б] Наличие филаментного канала является необходимым условием образования выступа, но филаментный канал может существовать и без выступа. Множественные выступы могут образовываться и извергаться из одного канала нити в течение срока службы канала. Магнитное поле, составляющее канал нити, преимущественно горизонтальное и направлено в одном направлении по обе стороны от PIL (см. § Хиральность ). ^[14]^[15]^[16]

Материал протуберанца не занимает всю ширину канала нити; туннельноподобная область, менее плотная, чем корона, известная как корональная полость , занимает объем между выступом и вышележащей магнитной аркадой. ^[7]

Шипы и шипы

Типичные протуберанцы имеют узкую структуру, ориентированную вдоль канала нити, известного как шип. Позвоночник определяет верхнюю часть основной части протуберанца и обычно имеет форму вертикального листа, который на обоих концах расходится к фотосфере. Многие протуберанцы также имеют более мелкие структуры, называемые зазубринами, которые аналогичным образом расходятся от позвоночника к хромосфере и фотосфере. И шипы, и зазубрины состоят из тонких нитей, которые отслеживают магнитное поле, подобно хромосферным фибриллам . ^[15]

Холодный материал протуберанца, из которого состоят шипы и зазубрины, — ядро протуберанца — окружен переходной областью протуберанца-короны ( PCTR ), где существует крутой градиент температуры. PCTR отвечает за большую часть оптического излучения протуберанцев. ^[7]

H-альфа-изображение нити активной области, показывающее шип, два зазубрина и хромосферные фибриллы, ориентированные параллельно PIL. ^[14]

Вышележащие структуры

Над каналами накала лежат всеобъемлющие магнитные аркады , которые могут простираться на расстояние от 50 000 до 70 000 км (от 31 000 до 43 000 миль) в корону. Над этими аркадами замкнутое корональное магнитное поле может распространяться радиально наружу, образуя так называемый « шлемный стример» . ^[17] Эти стримеры могут достигать солнечного радиуса или более над поверхностью Солнца. ^[7]

Хиральность

Каналы нитей и их известность, если они присутствуют, демонстрируют хиральность . При наблюдении со стороны канала нити с положительной магнитной полярностью канал называют правосторонним, если горизонтальное магнитное поле ориентировано вправо, и левосторонним, если оно ориентировано влево. Правые каналы чаще обнаруживаются в северном полушарии Солнца, а левосторонние каналы чаще в южном полушарии.

Горизонтально ориентированное магнитное поле заставляет хромосферные фибриллы вдоль канала нити лежать почти параллельно PIL и антипараллельно друг другу на противоположных сторонах PIL. Направления ориентации этих фибрилл зависят от хиральности канала. На стороне PIL с положительной магнитной полярностью правые каналы имеют фибриллы, идущие вправо, и зазубрины, идущие вправо, тогда как левосторонние каналы имеют фибриллы, идущие влево, и заусеницы, идущие влево. Кроме того, вышележащие магнитные аркады правых каналов смещены влево, а магнитные аркады левосторонних каналов — вправо. ^[7]

Формирование

Точный механизм, приводящий к образованию солнечных протуберанцев, в настоящее время неизвестен. Модели должны быть способны объяснить формирование канала нити и его зависящую от полушария хиральность , а также происхождение плотной плазмы, составляющей ядро протуберанца. ^[7]

Извержение

Вспышка солнечного протуберанца. Ложное цветное ультрафиолетовое изображение.

Некоторые протуберанцы выбрасываются из Солнца в ходе так называемого извержения протуберанцев . Эти извержения могут иметь скорость от 600 км/с до более 1000 км/с. ^[1] По меньшей мере 70% извержений протуберанцев связаны с выбросом коронального материала в солнечный ветер, известным как выброс корональной массы . ^[18]

См. также

Пояснительные примечания

^ Если смотреть на фоне космоса (вне конечностей), их называют выступами; если смотреть на поверхность Солнца (на диске), их называют нитями. ^[1]
^ Разделения между областями противоположной фотосферной магнитной полярности по-разному называются линиями инверсии полярности (PIL), границами смены полярности (PRB) или нейтральными линиями .

Ссылки

^ Перейти обратно: ^а ^б «О нитях и протуберанцах» . Solar.Physics.montana.edu . Проверено 2 января 2010 г.
^ Аткинсон, Нэнси (6 августа 2012 г.). «Огромная солнечная нить тянется через Солнце» . Вселенная сегодня . Проверено 11 августа 2012 г.
^ «1185: Первое описание солнечных протуберанцев» . Историческая хронология солнечной физики (0–1599) . Высотная обсерватория. 2008.
^ «1185: Первое описание солнечных протуберанцев» (PDF) . Великие моменты в истории солнечной физики . Университет Монреаля. 2008. Архивировано из оригинала 2 апреля 2015 года . Проверено 30 марта 2015 г.
^ Пуйтевен, Патрик; Эдмондс, Джоан (2003). «Информационный бюллетень о солнечном затмении» (PDF) . Проверено 30 марта 2015 г.
^ Секки, Анджело (1870). Ле Солей, Часть 1 . Париж: Готье-Виллар. п. 378.
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Виал, Жан-Клод; Энгволд, Оддбьёрн (2015). Солнечные протуберанцы . Спрингер. ISBN 978-3-319-10415-7 .
^ Виал, Жан-Клод; Энгволд, Оддбьёрн (2015). Солнечные протуберанцы . Чам Хейлберг, Нью-Йорк, Дордрехт, Лондон: Springer. стр. 33–37. дои : 10.1007/978-3-319-10416-4 . ISBN 978-3-319-10416-4 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Маккей, Д.Х.; Карпен, Джей Ти ; Баллестер, Дж.Л.; Шмидер, Б.; Оланье, Г. (апрель 2010 г.). «Физика солнечных протуберанцев: II - Магнитная структура и динамика». Обзоры космической науки . 151 (4): 333–399. arXiv : 1001.1635 . Бибкод : 2010ССРв..151..333М . дои : 10.1007/s11214-010-9628-0 . S2CID 118391089 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Мензель, Дональд Х.; Джонс, Ф. Ширли (декабрь 1962 г.). «Активность солнечного протуберанца, 1944–1954» . Журнал Королевского астрономического общества Канады . 56 : 193. Бибкод : 1962JRASC..56..193M . Архивировано из оригинала 2 июня 2021 года.
^ Перейти обратно: ^а ^б Минарович, М.; Рыбанский, М.; Рушин, В. (1998). «Выдающееся положение во времени и широте и распределение зеленой короны в цикле солнечной активности» . Коллоквиум Международного астрономического союза . 167 : 484–487. дои : 10.1017/S0252921100048132 .
^ Энгволд, Оддбьёрн (1998). «Наблюдения за структурой и динамикой нитей» . Коллоквиум Международного астрономического союза . 167 : 22–31. дои : 10.1017/S0252921100047229 .
^ Зирин, Гарольд; Тандберг-Ханссен, Эйнар (1960). «Физические условия в вспышках конечностей и активных протуберанцах. IV. Сравнение активных и спокойных протуберанцев» . Астрофизический журнал . 131 : 717–724. Бибкод : 1960ApJ...131..717Z . дои : 10.1086/146884 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Паренти, Сюзанна (2014). «Солнечные протуберанцы: наблюдения» (PDF) . Живые обзоры по солнечной физике . 11 (1): 1. Бибкод : 2014LRSP...11....1P . дои : 10.12942/lrsp-2014-1 . S2CID 122831380 . Проверено 29 января 2022 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б Гибсон, Сара Э. (декабрь 2018 г.). «Солнечные протуберанцы: теория и модели: конкретизация магнитного скелета» (PDF) . Живые обзоры по солнечной физике . 15 (1): 7. Бибкод : 2018LRSP...15....7G . дои : 10.1007/s41116-018-0016-2 . ПМК 6390890 . ПМИД 30872983 . Проверено 29 января 2022 г.
^ Гайзаускас, В. (1998). «Каналы нитей: основные ингредиенты для формирования нитей» . Коллоквиум Международного астрономического союза . 167 : 257–264. дои : 10.1017/S0252921100047709 . ISSN 0252-9211 . S2CID 124424544 .
^ Го, В.П.; Ву, ST (10 февраля 1998 г.). «Магнитогидродинамическое описание стримеров коронального шлема, содержащих полость» . Астрофизический журнал . 494 (1): 419–429. Бибкод : 1998ApJ...494..419G . дои : 10.1086/305196 . S2CID 120452722 .
^ Гопалсвами, Н.; Симодзё, М.; Лу, В.; Яширо, С.; Сибасаки, К.; Ховард, РА (20 марта 2003 г.). «Извержения протуберанцев и корональные выбросы массы: статистическое исследование с использованием микроволновых наблюдений» . Астрофизический журнал . 586 (1): 562–578. Бибкод : 2003ApJ...586..562G . дои : 10.1086/367614 . S2CID 119654267 .

Дальнейшее чтение

Галсгаард, К.; Лонгботтом, AW (1999). «Формирование солнечных протуберанцев путем сближения потоков» . Астрофизический журнал . 510 (1): 444–459. Бибкод : 1999ApJ...510..444G . дои : 10.1086/306559 .
Голуб, Л.; Пасачофф Дж. М. (1997). Солнечная Корона . Издательство Кембриджского университета . ISBN 0-521-48535-5 .
Лоу, Британская Колумбия; Фонг, Б.; Фан, Ю. (2003). «Масса солнечного протуберанца» . Астрофизический журнал . 594 (2): 1060. Бибкод : 2003ApJ...594.1060L . дои : 10.1086/377042 .
Тандберг-Ханссен, Эйнар (1995). Природа солнечных протуберанцев . Дордрехт: Клювер Акад. ISBN 978-0792333746 .

Внешние ссылки

СМИ, связанные с выдающимися положениями, на Викискладе?

[2] Если смотреть на фоне космоса (вне конечностей), их называют выступами; если смотреть на поверхность Солнца (на диске), их называют нитями. ^[1]

[15] Разделения между областями противоположной фотосферной магнитной полярности по-разному называются линиями инверсии полярности (PIL), границами смены полярности (PRB) или нейтральными линиями .

[Montana-1] Перейти обратно: ^а ^б «О нитях и протуберанцах» . Solar.Physics.montana.edu . Проверено 2 января 2010 г.

[univtoday-3] Аткинсон, Нэнси (6 августа 2012 г.). «Огромная солнечная нить тянется через Солнце» . Вселенная сегодня . Проверено 11 августа 2012 г.

[4] «1185: Первое описание солнечных протуберанцев» . Историческая хронология солнечной физики (0–1599) . Высотная обсерватория. 2008.

[Montreal-5] «1185: Первое описание солнечных протуберанцев» (PDF) . Великие моменты в истории солнечной физики . Университет Монреаля. 2008. Архивировано из оригинала 2 апреля 2015 года . Проверено 30 марта 2015 г.

[Newsletter-6] Пуйтевен, Патрик; Эдмондс, Джоан (2003). «Информационный бюллетень о солнечном затмении» (PDF) . Проверено 30 марта 2015 г.

[7] Секки, Анджело (1870). Ле Солей, Часть 1 . Париж: Готье-Виллар. п. 378.

[vial15-8] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Виал, Жан-Клод; Энгволд, Оддбьёрн (2015). Солнечные протуберанцы . Спрингер. ISBN 978-3-319-10415-7 .

[oddbjorn-9] Виал, Жан-Клод; Энгволд, Оддбьёрн (2015). Солнечные протуберанцы . Чам Хейлберг, Нью-Йорк, Дордрехт, Лондон: Springer. стр. 33–37. дои : 10.1007/978-3-319-10416-4 . ISBN 978-3-319-10416-4 .

[mackay10-10] Перейти обратно: ^а ^б Маккей, Д.Х.; Карпен, Джей Ти ; Баллестер, Дж.Л.; Шмидер, Б.; Оланье, Г. (апрель 2010 г.). «Физика солнечных протуберанцев: II - Магнитная структура и динамика». Обзоры космической науки . 151 (4): 333–399. arXiv : 1001.1635 . Бибкод : 2010ССРв..151..333М . дои : 10.1007/s11214-010-9628-0 . S2CID 118391089 .

[menzel62-11] Перейти обратно: ^а ^б Мензель, Дональд Х.; Джонс, Ф. Ширли (декабрь 1962 г.). «Активность солнечного протуберанца, 1944–1954» . Журнал Королевского астрономического общества Канады . 56 : 193. Бибкод : 1962JRASC..56..193M . Архивировано из оригинала 2 июня 2021 года.

[minarovjech98-12] Перейти обратно: ^а ^б Минарович, М.; Рыбанский, М.; Рушин, В. (1998). «Выдающееся положение во времени и широте и распределение зеленой короны в цикле солнечной активности» . Коллоквиум Международного астрономического союза . 167 : 484–487. дои : 10.1017/S0252921100048132 .

[Engvold_1998-13] Энгволд, Оддбьёрн (1998). «Наблюдения за структурой и динамикой нитей» . Коллоквиум Международного астрономического союза . 167 : 22–31. дои : 10.1017/S0252921100047229 .

[14] Зирин, Гарольд; Тандберг-Ханссен, Эйнар (1960). «Физические условия в вспышках конечностей и активных протуберанцах. IV. Сравнение активных и спокойных протуберанцев» . Астрофизический журнал . 131 : 717–724. Бибкод : 1960ApJ...131..717Z . дои : 10.1086/146884 .

[parenti14-16] Перейти обратно: ^а ^б Паренти, Сюзанна (2014). «Солнечные протуберанцы: наблюдения» (PDF) . Живые обзоры по солнечной физике . 11 (1): 1. Бибкод : 2014LRSP...11....1P . дои : 10.12942/lrsp-2014-1 . S2CID 122831380 . Проверено 29 января 2022 г.

[gibson18-17] Перейти обратно: ^а ^б Гибсон, Сара Э. (декабрь 2018 г.). «Солнечные протуберанцы: теория и модели: конкретизация магнитного скелета» (PDF) . Живые обзоры по солнечной физике . 15 (1): 7. Бибкод : 2018LRSP...15....7G . дои : 10.1007/s41116-018-0016-2 . ПМК 6390890 . ПМИД 30872983 . Проверено 29 января 2022 г.

[18] Гайзаускас, В. (1998). «Каналы нитей: основные ингредиенты для формирования нитей» . Коллоквиум Международного астрономического союза . 167 : 257–264. дои : 10.1017/S0252921100047709 . ISSN 0252-9211 . S2CID 124424544 .

[19] Го, В.П.; Ву, ST (10 февраля 1998 г.). «Магнитогидродинамическое описание стримеров коронального шлема, содержащих полость» . Астрофизический журнал . 494 (1): 419–429. Бибкод : 1998ApJ...494..419G . дои : 10.1086/305196 . S2CID 120452722 .

[20] Гопалсвами, Н.; Симодзё, М.; Лу, В.; Яширо, С.; Сибасаки, К.; Ховард, РА (20 марта 2003 г.). «Извержения протуберанцев и корональные выбросы массы: статистическое исследование с использованием микроволновых наблюдений» . Астрофизический журнал . 586 (1): 562–578. Бибкод : 2003ApJ...586..562G . дои : 10.1086/367614 . S2CID 119654267 .

[а]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[б]

[14]

[15]

[16]

[17]

[1]

[18]