WikiDer > Венечная петля

Coronal loop
Венечные петли.
Посмотрите этот фильм, чтобы увидеть, как корональные петли на Солнце рядом с более размытыми областями в нижней части солнечной атмосферы создают великолепное зрелище.
Типичные корональные петли, наблюдаемые СЛЕД.
Это видео в формате 4K позволяет нам в высоком разрешении взглянуть на сложность деятельности, происходящей на поверхности нашей родительской звезды, Солнца. Корональные петли - соединяющие области с противоположной магнитной полярностью в фотосфере - здесь можно увидеть огромные солнечные протуберанцы и солнечные пятна.

Венечные петли огромные петли магнитное поле начало и конец на солнцевидимая поверхность (фотосфера) в солнечную атмосферу (корона). Горячее свечение ионизированный газ (плазма), застрявшие в петлях, делает их видимыми. Корональные петли имеют широкий диапазон размеров до нескольких тысяч километров. Они представляют собой преходящие элементы солнечной поверхности, образующиеся и рассеивающиеся в течение от секунд до дней. Они образуют базовую структуру нижнего корона и переходный регион солнца. Эти сильно структурированные петли являются прямым следствием искривления солнечной энергии. магнитный поток внутри солнечного тела. Корональные петли связаны с солнечные пятна; две «точки», где петля проходит через поверхность солнца, часто являются солнечными пятнами. Это связано с тем, что солнечные пятна возникают в областях с сильным магнитным полем. Сильное магнитное поле там, где петля проходит через поверхность, создает барьер для конвекция токи, которые нагревают плазма изнутри на поверхность Солнца, поэтому плазма в этих областях с сильным полем холоднее, чем остальная часть поверхности Солнца, и выглядит как темное пятно на фоне остальной части фотосферы. Население корональных петель меняется с 11-летнего возраста. солнечный цикл, что также влияет на количество солнечных пятен.

Происхождение и физические особенности

Диаграмма, показывающая эволюцию солнечного магнитного потока в течение одного солнечного цикла.
Диаграмма низкого корона и переходный регион, где можно наблюдать множество масштабов корональных петель.

Благодаря естественному процессу, называемому солнечное динамо за счет тепла, производимого в ядре Солнца, конвективный движение электропроводящий ионизированный газ (плазма) что составляет Солнце, создает электрические токи, которые, в свою очередь, создают мощные магнитные поля в недрах Солнца. Эти магнитные поля имеют форму замкнутых контуров магнитный поток, которые закручены и запутаны разной скоростью вращения газа на разных широтах солнечной сферы. Коронационная петля возникает, когда изогнутая дуга магнитного поля проходит через видимую поверхность Солнца, фотосфера, выступающие в солнечную атмосферу.

В магнитном поле пути движущихся электрически заряженный частицы (электроны и ионы), составляющие газ Солнца, резко искривляются полем ( Сила Лоренца) при движении поперек поля, поэтому они могут свободно перемещаться только параллельно линиям магнитного поля, стремясь к спирали вокруг линий. Таким образом, газ внутри корональной петли не может выходить из петли в сторону, но задерживается в петле и может течь только по ее длине. Более высокая температура в атмосфере Солнца заставляет этот газ светиться, делая петлю видимой в телескоп. Корональные петли - идеальные структуры, которые нужно наблюдать, пытаясь понять передачу энергии от солнечного тела через переходную область в корону.

Сильное взаимодействие магнитного поля с плотной плазмой на поверхности Солнца и под ней приводит к тому, что силовые линии магнитного поля «привязаны» к движению солнечного газа, поэтому две «точки», где петля входит в фотосферу, являются прикреплены к поверхности солнца и вращаются вместе с поверхностью. Внутри каждого footpoint, сильный магнитный поток имеет тенденцию ингибировать конвекционные потоки которые переносят горячий газ из недр Солнца на поверхность, поэтому следы часто (но не всегда) холоднее окружающей фотосферы. Они выглядят как темные пятна на поверхности солнца; солнечные пятна. Таким образом, солнечные пятна обычно возникают под корональными петлями и имеют тенденцию образовываться парами противоположных сторон. магнитная полярность; точка выхода петли магнитного поля из фотосферы - это северная магнитный полюс, а другой, где петля снова выходит на поверхность, является южным магнитным полюсом.

Корональные петли образуются в широком диапазоне размеров от 10 км до 10 000 км. Связанное явление, открытое флюсовые трубки магнитного поля простираются от поверхности далеко в корону и гелиосферу и являются источником крупномасштабного магнитного поля Солнца (магнитосфера) и Солнечный ветер. Корональные петли имеют широкий диапазон температур по своей длине. Петли при температуре ниже 1мегакельвин (MK) обычно известны как холодные петли, те, которые существуют примерно в 1 MK, известны как теплые петли, а те, что за 1 MK, известны как горячие петли. Естественно, эти разные категории излучают на разных длинах волн.[1]

Место расположения

Корональные арки заселяют как активные, так и спокойные области солнечной поверхности. Активные области на поверхности Солнца занимают небольшие площади, но производят большую часть активности и часто являются источником вспышек и Выбросы корональной массы из-за сильное магнитное поле настоящее время. Активные области производят 82% всей энергии нагрева короны.[2] Корональные дыры - это открытые силовые линии, расположенные преимущественно в полярный области Солнца и, как известно, являются источником быстрого Солнечный ветер. Спокойное Солнце составляет остальную часть солнечной поверхности. Спокойное Солнце, хотя и менее активное, чем активные регионы, залито динамичный процессы и преходящий события (яркие точки, нано-вспышки и форсунки).[3] Как правило, спокойное Солнце существует в областях замкнутых магнитных структур, а активные области являются высокодинамичными источниками взрывных событий. Важно отметить, что наблюдения показывают, что вся корона массово населена открытыми и замкнутыми линиями магнитного поля.

Корональные петли и проблема нагрева короны

Смоделированный пример покоящейся корональной петли (вклады энергии).

Замкнутый контур магнитного поля, флюсовая трубка над поверхностью Солнца не образует корональную петлю; Это должно быть заполненный плазмой прежде, чем это можно было назвать корональной петлей. Имея это в виду, становится ясно, что корональные петли - редкость на поверхности Солнца, поскольку большинство структур с замкнутым потоком пусто. Это означает, что механизм, который нагревает корону и вводит хромосферную плазму в замкнутый магнитный поток, сильно локализован.[4] Механизм плазменного заполнения, динамических потоков и нагрева короны остается загадкой. Механизм (ы) должен быть достаточно стабильным, чтобы продолжать подпитывать корону хромосферной плазмой, и достаточно мощным, чтобы ускорять и, следовательно, нагревать плазму от 6000 K до более чем 1 МК на коротком расстоянии от хромосферы и переходной области к короне. Именно по этой причине корональные петли являются объектом пристального изучения. Они прикреплены к фотосфере, питаются хромосферной плазмой, выступают в переходную область и существуют при корональных температурах после интенсивного нагрева.

Идея о том, что проблема нагрева короны обусловлена ​​исключительно механизмом нагрева короны, вводит в заблуждение. Во-первых, плазма, заполняющая сверхплотные петли, отводится непосредственно из хромосферы. Не известен корональный механизм, который мог бы сжимать корональную плазму и направлять ее в корональные петли на корональных высотах. Во-вторых, наблюдения корональных восходящих потоков указывают на хромосферный источник плазмы. Таким образом, плазма имеет хромосферное происхождение; это необходимо учитывать при рассмотрении механизмов нагрева короны. Это хромосферное возбуждение и явление коронарного нагрева возможно связаны через общий механизм.

Вопрос, Web Fundamentals.svgНерешенная проблема в физике:
Почему корона Солнца намного горячее, чем поверхность Солнца?
(больше нерешенных задач по физике)

История наблюдений

1946–1975

Многих успехов добились наземные телескопы (такие как Солнечная обсерватория Мауна-Лоа, MLSO, в Гавайи) и затмение наблюдения короны, но чтобы избежать затемняющего эффекта земной шарАтмосфера России, космические наблюдения стали необходимой эволюцией для физики Солнца. Начиная с короткого (семиминутного) Аэроби полеты на ракетах в 1946 и 1952 годах, спектрограммы измеренный солнечный EUV и Лайман-α выбросы. Базовый рентгеновский снимок наблюдения были выполнены к 1960 г. с помощью таких ракет. В Британская ракета Skylark миссии с 1959 по 1978 год также вернули в основном рентгеновские спектрометр данные.[5] Несмотря на успех, полеты ракеты были очень ограничены по сроку службы и полезной нагрузке. В период 1962–1975 гг. Серия спутников Солнечная обсерватория на орбите (OSO-1 - OSO-8) смогли получить расширенные наблюдения EUV и рентгеновского спектрометра. Затем в 1973 г. Скайлаб был запущен и начал новую многоволновую кампанию, которая олицетворяла будущие обсерватории.[6] Эта миссия длилась всего год и была заменена Миссия Solar Maximum, которая стала первой обсерваторией, просуществовавшей большую часть солнечный цикл (с 1980 по 1989 год).[7] Накоплен большой объем данных по всему диапазону выбросов.

1991 – настоящее время

Полнодисковая мозаика на миллион градусов солнце к СЛЕД.

Солнечное сообщество было потрясено запуском Йохко (Солнечная А) от Космический центр Кагосима в августе 1991 года. Он был потерян 14 декабря 2001 года из-за отказа батареи, но произвел революцию в рентгеновских наблюдениях за десятилетие своей работы. Йохко (или же Солнечный лучик) совершил оборот вокруг Земли в эллиптическая орбита, наблюдая за рентгеновскими лучами и γ-лучи выбросы от солнечных явлений, таких как солнечные вспышки. Йохко нес четыре инструмента. Кристаллический спектрометр Брэгга (BCS), широкополосный спектрометр (WBS), телескоп мягкого рентгеновского излучения (SXT) и телескоп с жестким рентгеновским излучением (HXT) эксплуатировались консорциумом ученых из Японии, США и Великобритании. Особый интерес представляет SXT прибор для наблюдения рентгеновских корональных петель.

Прибор SXT наблюдал рентгеновские лучи в диапазоне 0,25–4,0кэВ диапазон, разрешающий солнечные элементы 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 идеальной платформой для наблюдений для сравнения с данными, собранными из СЛЕД корональные петли, излучающие в диапазоне длин волн EUV.[8]

Следующим крупным шагом в физике Солнца стал запуск Солнечная и гелиосферная обсерватория (SOHO) в декабре 1995 г. Мыс Канаверал База ВВС в Флорида, СОЕДИНЕННЫЕ ШТАТЫ АМЕРИКИ. Первоначально срок эксплуатации SOHO составлял два года. Миссия была продлена до марта 2007 года из-за ее оглушительного успеха, что позволило SOHO наблюдать полный 11-летний солнечный цикл. SOHO постоянно обращен к Солнцу, удерживая медленную орбиту вокруг Первого Лагранжева точка (L1), где гравитационный баланс между Солнцем и Землей обеспечивает стабильное положение для выхода SOHO на орбиту. SOHO постоянно затмевает Солнце от Земли на расстоянии примерно 1,5 миллиона километров.

SOHO управляется учеными из Европейское космическое агентство (ЕКА) и НАСА. Эта большая солнечная миссия, включающая больше инструментов, чем TRACE и Yohkoh, была разработана для изучения цепи от внутренней части Солнца, солнечной короны до солнечного ветра. SOHO имеет на борту 12 инструментов, в том числе корональный диагностический спектрометр (CDS), телескоп для получения изображений в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне (EIT), систему измерения испускаемого излучения в солнечном ультрафиолете (SUMER) и ультрафиолетовый Коронограф Спектрометры (UVCS), которые широко используются при исследовании переходной области и короны.

Инструмент EIT широко используется при наблюдениях корональной петли. EIT отображает переходную область во внутреннюю корону, используя четыре прохода полосы: 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV и 304 Å HeII, каждый из которых соответствует разным температурам EUV, исследуя хромосферная сеть к нижней короне.

В Переходная область и корональный исследователь (СЛЕД) был запущен в апреле 1998 г. База ВВС Ванденберг в рамках проекта NASA Goddard Space Flight Center Small Explorer (SMEX). Этот небольшой орбитальный инструмент имеет телескоп Кассегрена с фокусным расстоянием 30 × 160 см и фокусным расстоянием 8,66 м с ПЗС-детектором 1200 × 1200 пикселей. Время запуска планировалось совпасть с фазой нарастания солнечного максимума. Наблюдения переходной области и нижней короны затем могут быть выполнены совместно с SOHO, чтобы дать беспрецедентное представление о солнечной среде во время этой захватывающей фазы солнечного цикла.

Благодаря высокому пространственному (1 угловая секунда) и временному разрешению (1–5 секунд), TRACE смог получить высокодетализированные изображения корональных структур, в то время как SOHO обеспечивает глобальное (более низкое разрешение) изображение Солнца. Эта кампания демонстрирует способность обсерватории отслеживать эволюцию устойчивого состояния (или неподвижный) венечные петли. TRACE использует фильтры, чувствительные к электромагнитному излучению в диапазоне 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV, 1216 Å HI, 1550 Å CIV и 1600 Å. Особый интерес представляют полосы пропускания 171 Å, 195 Å и 284 Å, поскольку они чувствительны к излучению, испускаемому неподвижными корональными петлями.

Динамические потоки

Новая солнечная обсерватория Hinode (Solar-B), запущенный в сентябре 2006 года, будет наблюдать магнитную структуру короны.

Все вышеперечисленные космические миссии были очень успешными в наблюдении сильных потоков плазмы и высокодинамичных процессов в корональных арках. Например, наблюдения SUMER предполагают скорость потока в солнечном диске 5–16 км / с, а другие совместные наблюдения SUMER / TRACE обнаруживают потоки 15–40 км / с.[9][10] Очень высокие скорости были обнаружены с помощью спектрометра с плоским кристаллом (FCS) на борту миссии Solar Maximum, где скорости плазмы находились в диапазоне 40–60 км / с.

Смотрите также

  • Hinode (спутник) - Солнечная обсерватория Hinode (Солнечная-Б)
  • Йохко - Очень успешная миссия по исследованию солнечных лучей, Йохко (Solar-A)

Рекомендации

  1. ^ Vourlidas, A .; Климчук Ю.А.; К. М. Корендыке; Т. Д. Тарбелл; Б. Н. Хэнди (2001). «О корреляции между корональной и нижней структурой переходной области в масштабах угловой секунды». Астрофизический журнал. 563 (1): 374–380. Bibcode:2001ApJ ... 563..374В. CiteSeerX 10.1.1.512.1861. Дои:10.1086/323835.
  2. ^ Ашванден, М. Дж. (2001). «Оценка моделей нагрева короны для активных областей на основе наблюдений Yohkoh, SOHO и TRACE». Астрофизический журнал. 560 (2): 1035–1044. Bibcode:2001ApJ ... 560.1035A. Дои:10.1086/323064.
  3. ^ Ашванден, М. Дж. (2004). Физика солнечной короны. Введение. Praxis Publishing Ltd. ISBN 978-3-540-22321-4.
  4. ^ Litwin, C .; Р. Рознер (1993). «О структуре солнечной и звездной короны - Петли и петлевой перенос тепла». Астрофизический журнал. 412: 375–385. Bibcode:1993ApJ ... 412..375L. Дои:10.1086/172927.
  5. ^ Boland, B.C .; Э. П. Дайер; Дж. Г. Ферт; А. Х. Габриэль; Б. Б. Джонс; C. Jordan; Р. В. П. МакВиртер; П. Монк; Р. Ф. Тернер (1975). «Дальнейшие измерения профилей линий излучения в солнечном ультрафиолетовом спектре». MNRAS. 171 (3): 697–724. Bibcode:1975МНРАС.171..697Б. Дои:10.1093 / mnras / 171.3.697.
  6. ^ Vaiana, G. S .; Дж. М. Дэвис; Р. Джаккони; А.С. Кригер; Дж. К. Силк; А. Ф. Тимоти; М. Зомбек (1973). «Рентгеновские наблюдения характерных структур и изменений во времени из солнечной короны: предварительные результаты SKYLAB». Письма в астрофизический журнал. 185: L47 – L51. Bibcode:1973ApJ ... 185L..47V. Дои:10.1086/181318.
  7. ^ Стронг, К. Т .; Дж. Л. Р. Саба; Б. М. Хайш; Дж. Т. Шмельц (1999). Многоликая Солнце: краткое изложение результатов миссии НАСА Solar Maximum. Нью-Йорк: Спрингер.
  8. ^ Ашванден, М. Дж. (2002). «Наблюдения и модели корональных петель: от Йохко до TRACE, в Магнитной связи солнечной атмосферы». 188: 1–9. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  9. ^ Spadaro, D .; А. К. Ланзафаме; Л. Консоли; Э. Марш; Д. Х. Брукс; Дж. Ланг (2000). «Структура и динамика петлевой системы активной области, наблюдаемой на солнечном диске с помощью SUMER на SOHO». Астрономия и астрофизика. 359: 716–728.
  10. ^ Winebarger, A.R .; Х. Уоррен; А. ван Баллегойен; Э. Э. ДеЛука; Л. Голуб (2002). «Обнаружены устойчивые потоки в контурах крайнего ультрафиолета». Письма в астрофизический журнал. 567 (1): L89 – L92. Bibcode:2002ApJ ... 567L..89W. Дои:10.1086/339796.

внешняя ссылка