Корональная сейсмология

Корональная сейсмология — метод исследования плазмы солнечной короны с использованием магнитогидродинамических (МГД) волн и колебаний . Магнитогидродинамика изучает динамику электропроводящих — в жидкостей данном случае жидкостью является корональная плазма. Наблюдаемые свойства волн (например , период , длина волны , амплитуда , временные и пространственные характеристики (какова форма волнового возмущения?), характерные сценарии эволюции волн (затухает ли волна?) в сочетании с теоретическим моделированием волновые явления ( дисперсионные соотношения , эволюционные уравнения и т. д.) могут отражать физические параметры короны, недоступные на месте, такие как напряженность коронального магнитного поля и альфвеновская скорость. и корональные диссипативные коэффициенты. Первоначально метод МГД-корональной сейсмологии был предложен Ю. Учидой в 1970 г. для распространения волн и Б. Робертс и др. в 1984 году для стоячих волн, но практически не применялся до конца 90-х годов из-за отсутствия необходимого разрешения наблюдений.С философской точки зрения корональная сейсмология аналогична сейсмологии Земли , гелиосейсмологии и МГД-спектроскопии лабораторных плазменных устройств. Во всех этих подходах для зондирования среды используются волны различного типа.

Теоретической основой корональной сейсмологии является закон дисперсии МГД-мод плазменного цилиндра — плазменной структуры, неоднородной в поперечном направлении и вытянутой вдоль магнитного поля. Эта модель хорошо подходит для описания ряда плазменных структур, наблюдаемых в солнечной короне: например, корональных петель , фибрилл протуберанцев, шлейфов, различных нитей. Такая структура действует как волновод МГД-волн.

Это обсуждение адаптировано из работы Накарякова и Вервичте (2009).

Режимы

Существует несколько различных типов МГД- мод , которые имеют совершенно разные дисперсии , поляризации и распространения свойства .

Режимы излома

Кинковые (или поперечные ) моды, представляющие собой наклонные быстрые магнитоакустические волны (также известные как магнитозвуковые волны ), направляемые плазменной структурой; мода вызывает смещение оси плазменной структуры. Эти моды слабо сжимаемы , но, тем не менее, их можно наблюдать с помощью инструментов визуализации как периодические стоячие или распространяющиеся смещения корональных структур, например, корональных петель . Частота поперечных или «изломных» мод определяется следующим выражением:

$\omega _{K}={\sqrt {\frac {2k_{z}B^{2}}{\mu (\rho _{i}+\rho _{e})}}}$

Для кинковых мод параметр азимутальное волновое число в цилиндрической модели петли $m$ равен 1, что означает, что цилиндр раскачивается с неподвижными концами.

Режимы колбасы

Колбасные моды, которые также представляют собой наклонные быстрые магнитоакустические волны, направляемые плазменной структурой; мода вызывает расширения и сжатия плазменной структуры, но не смещает ее ось. Эти моды являются сжимаемыми и вызывают значительное изменение абсолютной величины магнитного поля в колеблющейся структуре. Частота колбасных режимов определяется следующим выражением:

$\omega _{S}={\sqrt {\frac {k_{z}^{2}B^{2}}{\mu \rho _{e}}}}$

Для колбасных режимов параметр $m$ равно 0; это будет интерпретироваться как «вдох» и «выдох», опять же с фиксированными конечными точками.

Продольные режимы

Продольные (или медленные, или акустические ) моды, представляющие собой медленные магнитоакустические волны, распространяющиеся преимущественно вдоль магнитного поля в плазменной структуре; эти моды по существу сжимаемы. магнитного поля Возмущение в этих модах незначительно. Частота медленных мод определяется следующим выражением:

$\omega _{L}={\sqrt {k_{z}^{2}\left({\frac {C_{s}^{2}C_{A}^{2}}{C_{s}^{2}+C_{A}^{2}}}\right)}}$

Где мы определяем $C_{s}$ как скорость звука и $C_{A}$ как альфвеновская скорость .

Торсионные режимы

Торсионные ( альфвеновские или твистовые) моды представляют собой несжимаемые поперечные возмущения магнитного поля вдоль определенных отдельных магнитных поверхностей. В отличие от кинковых мод, крутильные моды невозможно наблюдать с помощью визуализирующих приборов, так как они не вызывают смещения ни оси структуры, ни ее границы.

$\omega _{A}={\sqrt {\frac {k_{z}^{2}B^{2}}{\mu \rho _{i}}}}$

Наблюдения

TRACE изображение корональной аркады

Волновые и колебательные явления наблюдаются в горячей плазме короны преимущественно в EUV-, оптическом и микроволновом диапазонах с помощью ряда космических и наземных приборов, например Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO), Transition Region и Coronal Explorer (TRACE). ), Радиогелиограф Нобеяма (NoRH, см. Радиообсерватория Нобеяма ). Феноменологически исследователи различают сжимаемые волны в полярных шлеймах и в ветвях крупных корональных петель , генерируемые вспышками поперечные колебания петель, акустические колебания петель, распространяющиеся кинковые волны в петлях и в конструкциях над аркадами ( аркада представляет собой тесную совокупность петель). в цилиндрической структуре, см. изображение справа), колбасные колебания расширяющихся петель, а также колебания протуберанцев и фибрилл (см. Солнечные протуберанцы ), и этот список постоянно обновляется.

Корональная сейсмология является одной из целей инструмента Atmopher Imaging Assembly (AIA) миссии Обсерватории солнечной динамики (SDO).

на расстояние 9 солнечных радиусов от Солнца В 2018 году была запущена миссия по отправке космического корабля Parker Solar Probe с целью обеспечить на месте измерения солнечного магнитного поля, солнечного ветра и короны. Он включает в себя магнитометр и датчик плазменных волн, что позволяет проводить беспрецедентные наблюдения в области корональной сейсмологии.

Выводы

Потенциал корональной сейсмологии в оценке коронального магнитного поля , высоты шкалы плотности , «тонкой структуры» (под которой подразумеваются изменения в структуре неоднородной структуры, такой как неоднородная корональная петля) и нагревания был продемонстрирован различными исследованиями. группы. Ранее упоминались работы, связанные с корональным магнитным полем. Показано, что достаточно широкополосные медленные магнитоакустические волны, согласующиеся с имеющимися в настоящее время наблюдениями в низкочастотной части спектра, могут обеспечить скорость тепловыделения, достаточную для нагрева корональной петли . Что касается высоты шкалы плотности, то теоретически исследованы поперечные колебания корональных петель, имеющих как переменную площадь круглого сечения, так и плотность плазмы в продольном направлении. Выведено обыкновенное дифференциальное уравнение второго порядка, описывающее перемещение оси петли. Вместе с граничными условиями решение этого уравнения определяет собственные частоты и собственные моды. Затем высоту шкалы корональной плотности можно было бы оценить, используя наблюдаемое соотношение основной частоты и первого обертона колебаний петлевого излома. О тонкой структуре короны известно немного. Изучены колебания доплеровского сдвига в петлях горячих активных областей, полученные с помощью прибора для измерения солнечного ультрафиолетового излучения (SUMER) на борту SOHO. Спектры записывались вдоль щели длиной 300 угловых секунд, расположенной в фиксированном положении в короне над активными областями. Некоторые колебания демонстрировали распространение фазы вдоль щели в одном или обоих направлениях с видимыми скоростями в диапазоне 8–102 км/с, а также с отчетливо отличающимися распределениями интенсивности и ширины линий вдоль щели. Эти особенности можно объяснить возбуждением колебаний в основании неоднородной корональной петли, например петли с тонкой структурой .

Внешние ссылки

• Накаряков В.М.; Вервичте, Э. (2005). «Корональные волны и колебания» . Живые обзоры по солнечной физике . 2 (1): 3. Бибкод : 2005LRSP....2....3N . дои : 10.12942/lrsp-2005-3 .
• Робертс Б., Накаряков В.М., «Корональная сейсмология – новая наука», Frontiers 15, 2003 г.
• Вервичте, Э., Диагностика плазмы с использованием МГД-волн.
• Stepanov, A.V., Zaitsev, V.V. and Nakariakov, V.M., "Coronal Seismology" Wiley-VCH 2012 ISBN   978-3527409945