Корональная петля

редактировать
Структура в нижней короне и переходной области Солнца Файл: AR1520 and Shimmering Coronal Loops.ogv Воспроизвести медиа Корональные петли. Файл: Gradient Sun.ogv Воспроизвести медиа 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 с помощью TRACE.File:4k video of the Sun's surface activity.ogvВоспроизвести медиа Это видео в формате 4k позволяет нам в высоком разрешении взглянуть на всю сложность деятельности, происходящей на поверхности нашей родительской звезды, Солнца. Корональные петли - соединяющие области противоположной магнитной полярности в фотосфере - здесь можно увидеть огромные солнечные протуберанцы и солнечные пятна.

Корональные петли - это огромные петли магнитного поля, начинающиеся и заканчивающиеся на Видимая поверхность Солнца (фотосфера ) выступает в солнечную атмосферу (корона ). Горячий светящийся ионизированный газ (плазма ), заключенный в петли, делает их видимыми. Корональные петли имеют широкий размер до нескольких тысяч километров. Они представляют собой преходящие элементы солнечной поверхности, формирующиеся и рассеивающиеся в течение от секунд до дней. Они образуют основную структуру нижней короны и переходной области Солнца. Эти высоко структурированные петли являются прямым следствием закрученного солнечного магнитного потока внутри солнечного тела. Корональные петли связаны с пятнами ; две «точки», где петля проходит через поверхность солнца, часто являются солнечными пятнами. Это связано с тем, что пятна возникают в областях с сильным магнитным полем. Сильное магнитное поле в месте прохождения петли через поверхность образует барьер для конвекционных токов, которые переносят горячую плазму 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 изменяется в соответствии с 11-летним солнечным циклом, что также влияет на количество солнечных пятен.

Содержание

  • 1 Происхождение и физические характеристики
    • 1.1 Местоположение
    • 1.2 Корональные петли и проблема нагрева короны
  • 2 История наблюдений
    • 2.1 1946–1975
    • 2.2 1991 – настоящее время
  • 3 Динамические потоки
  • 4 См. Также
  • 5 Ссылки
  • 6 Внешние ссылки

Происхождение и физические характеристики

Диаграмма, показывающая эволюцию солнечного магнитного потока в течение одного солнечного цикла. Схема нижней короны и переходной области, где можно наблюдать множество масштабов корональных петель.

Из-за естественного процесса, называемого солнечным динамо под действием тепла, выделяемого в ядре Солнца, конвективное движение электропроводящего ионизированного газа (плазмы ), составляющего Солнце, создает электрические токи, которые, в свою очередь, создают мощные магнитные поля внутри Солнца. Эти магнитные поля имеют форму замкнутых контуров магнитного потока , которые закручены и запутаны разными скоростями вращения газа 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 магнитного поля траектории движущихся электрически заряженных частиц (электронов и ионов ), составляющих газ Солнца, резко изгибаются полем (сила Лоренца ) при движении поперек поля, поэтому они могут свободно перемещаться только параллельно силовым 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 ним приводит к тому, что силовые линии магнитного поля «привязаны» к движению солнечного газа, поэтому две «точки основания», где петля входит в фотосферу, прикрепляется к поверхности Солнца и вращается вместе с поверхностью. В пределах каждой точки основания сильный магнитный поток имеет тенденцию подавлять конвекционные токи, 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; пятна. Таким образом, солнечные пятна имеют тенденцию возникать под корональными петлями и имеют тенденцию приходить парами противоположной магнитной полярности ; одна точка, где петля магнитного поля выходит из фотосферы, является северным магнитным полюсом, а другая, 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 с этим явление, открытые магнитные 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 температурах ниже 1 мегакельвина (МК) обычно известны как холодные петли, петли, существующие при температуре около 1 МК, известны как теплые петли, а петли, превышающие 1 МК, известны как горячие петли. Естественно, эти разные категории излучают на разных длинах волн.

Местоположение

Корональные петли населяют 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 корональных выбросов массы из-за присутствующего интенсивного магнитного поля. Активные области производят 82% всей энергии нагрева короны. Корональные дыры - это открытые силовые линии, расположенные преимущественно в полярных областях Солнца и, как известно, являются источником быстрого солнечного ветра. Спокойное Солнце составляет остальную часть солнечной поверхности. Спокойное Солнце, хотя и менее активно, чем активные области, наводнено динамическими процессами и переходными событиями (яркие точки, нановспышки и струи). 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, магнитная трубка над поверхность Солнца сама по себе не образует корональную петлю; он должен быть заполнен плазмой, прежде чем его можно будет назвать корональной петлей. Имея это в виду, становится ясно, что корональные петли - большая 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. 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 корональной зоны связана исключительно с каким-то механизмом нагрева короны, ошибочна. 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. Следовательно, плазма хромосферного происхождения; это необходимо учитывать при рассмотрении механизмов нагрева короны. Это явление возбуждения хромосферы и нагрева короны, возможно, связано через общий механизм.

Вопрос, Web Fundamentals.svg Нерешенная проблема в физике :. Почему корона Солнца намного горячее, чем поверхность Солнца? (больше нерешенных проблем в физике)

История наблюдений

1946–1975

Многие успехи были достигнуты с помощью наземных телескопов (таких как Солнечная обсерватория Мауна-Лоа, MLSO, на Гавайях ) и наблюдения за затмениями корона, но чтобы избежать затемняющего эффекта атмосферы Земли, космические наблюдения стали необходимой эволюцией физики Солнца. Начиная с коротких (семиминутных) полетов ракеты Aerobee в 1946 и 1952 годах, спектрограммы измеряли солнечную EUV-эмиссию и Lyman-α. Основные рентгеновские наблюдения были выполнены к 1960 г. с помощью таких ракет. Миссии британской ракеты Skylark с 1959 по 1978 год также вернули в основном данные рентгеновского спектрометра. Несмотря на успех, полеты ракеты были очень ограничены по сроку службы и полезной нагрузке. В период с 1962 по 1975 годы спутники серии орбитальная солнечная обсерватория (от OSO-1 до OSO-8) смогли получить расширенные наблюдения EUV и рентгеновского спектрометра. Затем, в 1973 году, был запущен проект Skylab, который начал новую многоволновую кампанию, которая олицетворяла будущие обсерватории. Эта миссия длилась всего год и была заменена Solar Maximum Mission, которая стала первой обсерваторией, продержавшейся большую часть солнечного цикла (с 1980 по 1989 год). Накоплен большой объем данных по всему диапазону выбросов.

1991 – настоящее время

Мозаика полного диска в миллион градусов Солнца от TRACE.

Солнечное сообщество потрясено запуском Yohkoh (Solar A) из Космического центра Кагосима в августе 1991 года. Он был потерян 14 декабря 2001 года из-за отказа батареи, но произвел революцию в рентгеновских наблюдениях за десятилетие его работы. Йохко (или Солнечный луч) вращался вокруг Земли по эллиптической орбите, наблюдая рентгеновское и γ-излучение 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 жесткого рентгеновского излучения (HXT) эксплуатировались консорциумом ученых из Японии., США и Великобритания. Особый интерес представляет инструмент SXT для наблюдения излучающих рентгеновские лучи корональных петель.

Прибор SXT наблюдал рентгеновские лучи в диапазоне 0,25–4,0 кэВ, разрешая солнечные детали 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 TRACE корональных петель, излучающих в диапазоне длин волн EUV.

Шаг в физике Солнца был сделан с запуском солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) в декабре 1995 года с станции ВВС на мысе Канаверал в Флориде, США. 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 Первой точки Лагранжа (L1), где гравитационный баланс между Солнцем и Землей обеспечивает стабильное положение для SOHO на орбите. SOHO постоянно затмевает Солнце от Земли на расстоянии примерно 1,5 миллиона километров.

SOHO управляется учеными из Европейского космического агентства (ESA) и NASA. 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 приборов, в том числе корональный диагностический спектрометр (CDS), телескоп для получения изображений в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне (EIT), систему измерения испускаемого излучения в солнечном ультрафиолетовом свете (SUMER) и ультрафиолетовый коронограф спектрометр (UVCS), которые широко используются при изучении переходной области и короны.

Инструмент EIT широко используется при наблюдениях корональной петли. EIT отображает переходную область до внутренней короны, используя четыре прохода полосы, 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV и 304 Å HeII, каждая из которых соответствует разным температурам EUV, исследуя нижнюю корону.

Transition Region And Coronal Explorer (TRACE ) был запущен в апреле 1998 года с базы ВВС Ванденберг в рамках космического полета НАСА Годдард. Проект 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 можно было бы проводить совместно с SOHO, чтобы получить 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 смогла получить высокодетализированные изображения корональных структур, в то время как SOHO обеспечивает глобальное (более низкое разрешение) изображение солнце. Эта кампания демонстрирует способность обсерватории отслеживать эволюцию стационарных (или спокойных ) корональных петель. 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), запущенная в сентябре 2006 года, будет наблюдать магнитную структуру короны.

Все вышеперечисленные космические миссии оказались весьма успешными в наблюдении сильных плазменных потоков 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. Очень высокие скорости были обнаружены спектрометром на плоских кристаллах (FCS) на борту миссии Solar Maximum, где скорости плазмы находились в диапазоне 40–60 км / с.

См. Также

  • Hinode (спутник) - Солнечная обсерватория Hinode (Solar-B)
  • Yohkoh - Очень успешная миссия по исследованию солнечного рентгеновского излучения, Yohkoh (Solar-A)

Ссылки

Внешние ссылки

На Wikimedia Commons есть материалы, связанные с Coronal loop.
Последняя правка сделана 2021-05-15 12:53:28
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте