Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
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 TRACE .
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 с противоположной магнитной полярностью в фотосфере - здесь можно увидеть огромные солнечные протуберанцы и солнечные пятна.

Корональные петли - это огромные петли магнитного поля, начинающиеся и заканчивающиеся на видимой поверхности Солнца ( фотосфере ), выступающие в солнечную атмосферу ( корона ). Горячий светящийся ионизированный газ ( плазма ), захваченный петлями, делает их видимыми. Корональные петли имеют широкий диапазон размеров 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 сильно 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 там, где петля проходит 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 поверхность Солнца, что выглядит темное пятно на фоне остальной части фотосферы. Население корональных петель меняется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла , что также влияет на количество солнечных пятен.

Происхождение и физические особенности [ править ]

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

Из-за естественного процесса, называемого солнечным динамо, приводимого в движение теплом, производимым 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 закручиваются и запутываются из-за различных скоростей вращения газа на разных широтах солнечной сферы. Корональная петля возникает, когда изогнутая дуга магнитного поля проецируется через видимую поверхность Солнца, фотосферу., выступающие в солнечную атмосферу.

Внутри магнитного поля пути движущихся электрически заряженных частиц ( электронов и ионов ), составляющих газ Солнца, резко искривляются под действием поля ( 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. 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; солнечные пятна . Таким образом, солнечные пятна, как правило, возникают под корональными петлями и имеют тенденцию приходить парами противоположной магнитной полярности.; 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 трубки магнитного поля простираются от поверхности далеко в корону и гелиосферу и являются источником крупномасштабного магнитного поля Солнца ( магнитосферы ) и солнечного ветра . 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 за пределами 1 МК известны как горячие петли. Естественно, эти разные категории излучают на разных длинах волн. [1]

Местоположение [ править ]

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 корональных выбросов массы из-за присутствующего интенсивного магнитного поля . Активные области производят 82% всей энергии нагрева короны. [2] Корональные дыры представляют собой 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,нано-вспышки и струи). [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 [ править ]

Смоделированный пример покоящейся корональной петли (вклады энергии).

Замкнутый контур магнитного поля, магнитная трубка над солнечной поверхностью, 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 - 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 К до более 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 явление возбуждения хромосферы и нагрева короны, возможно, связано 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 [ править ]

1946–1975 [ править ]

Многие успехи были достигнуты с помощью наземных телескопов (таких как Солнечная обсерватория Мауна-Лоа , MLSO на Гавайях ) и наблюдений за затмениями короны, но, чтобы избежать затемняющего эффекта земной атмосферы, космические наблюдения стали необходимая эволюция для физики Солнца. Начиная с коротких (семиминутных) полетов на ракете Aerobee в 1946 и 1952 годах, спектрограммы измеряли солнечную эмиссию EUV и Lyman-α . К 1960 г. на таких ракетах были выполнены основные рентгеновские наблюдения. В Ракетные British Skylark миссии с 1959 по 1978 г. , также возвращенного в основном рентгеновским спектрометромданные. [5] Несмотря на успех, полеты ракеты были очень ограничены по сроку службы и полезной нагрузке. В период 1962–1975 годов спутники серии Orbiting Solar Observatory (OSO-1 - OSO-8) смогли получить расширенные наблюдения EUV и рентгеновские спектрометры. Затем, в 1973 году, был запущен Skylab, который начал новую многоволновую кампанию, которая олицетворяла будущие обсерватории. [6] Эта миссия длилась всего год и была заменена миссией Solar Maximum , которая стала первой обсерваторией, просуществовавшей большую часть солнечного цикла (с 1980 по 1989 год). [7] Был накоплен большой объем данных по всему диапазону выбросов.

1991 – настоящее время [ править ]

Полнодисковая мозаика Солнца в миллион градусов от TRACE .

Солнечное сообщество было потрясено запуском Йохко (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 наблюдениях за рентгеновскими лучами 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 с жестким рентгеновским излучением (HXT) эксплуатировались консорциумом ученых из Японии, США и Великобритании. Особый интерес представляет инструмент SXT для наблюдения корональных петель, излучающих рентгеновское излучение.

Инструмент 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, полученными из корональных петель TRACE, излучающих в длинах волн EUV. [8]

Следующим крупным шагом в физике Солнца стал запуск Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) в декабре 1995 года с базы ВВС на мысе Канаверал во 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), устройство для измерения излучаемого излучения в солнечном ультрафиолете (SUMER) и ультрафиолетовый коронографический спектрометр (UVCS), которые широко используются в исследование переходной области и короны.

Инструмент EIT широко используется в наблюдениях корональной петли. EIT отображает переходную область до внутренней короны, используя четыре прохода полос, 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV и 304 Å HeII, каждый из которых соответствует разным температурам EUV, исследуя хромосферную сеть до нижней короны.

Переходная область и корональный Проводник ( TRACE ) был запущен в апреле 1998 года с базы ВВС Ванденберг в рамках проекта НАСА 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 стационарных (или неподвижных ) 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 [ править ]

Новая солнечная обсерватория Hinode (Solar-B), запущенная 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 спектрометром на плоских кристаллах (FCS) на борту Solar Maximum Mission, где скорости плазмы находились в диапазоне 40–60 км / с.

См. Также [ править ]

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

Ссылки [ править ]

  1. ^ Vourlidas, A .; Я.А. Климчук; С.М. Корендыке; ТД 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..374V . CiteSeerX  10.1.1.512.1861 . DOI : 10.1086 / 323835 .
  2. ^ Aschwanden, MJ (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 . DOI : 10.1086 / 323064 .
  3. ^ Aschwanden, MJ (2004). Физика солнечной короны. Введение . ISBN Praxis Publishing Ltd. 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 . DOI : 10,1086 / 172927 .
  5. ^ Боланд, Британская Колумбия; Е. П. Дайер; Дж. Г. Ферт; А. Х. Габриэль; BB Jones; C. Jordan; RWP McWhirter; П. Монк; РФ Тернер (1975). «Дальнейшие измерения профилей эмиссионных линий в солнечном ультрафиолетовом спектре» . МНРАС . 171 (3): 697–724. Bibcode : 1975MNRAS.171..697B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 171.3.697 .
  6. ^ Вайана, GS; Дж. М. Дэвис; Р. Джаккони; А.С. Кригер; JK Silk; AF Timothy; 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 . DOI : 10.1086 / 181318 .
  7. ^ Сильный, КТ; JLR Saba; BM Haisch; Дж. Т. Шмельц (1999). Многоликость Солнца: краткое изложение результатов миссии НАСА по максимуму солнечной энергии . Нью-Йорк: Спрингер.
  8. ^ Aschwanden, MJ (2002). «Наблюдения и модели корональных петель: от Йохко до TRACE, в Магнитной связи солнечной атмосферы». 188 : 1–9. Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  9. ^ Spadaro, D .; AC Lanzafame; 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, AR; Х. Уоррен; А. ван Баллегойен; Э. ДеЛука; Л. Голуб (2002). «Обнаружены устойчивые потоки в контурах крайнего ультрафиолета» . Письма в астрофизический журнал . 567 (1): L89 – L92. Bibcode : 2002ApJ ... 567L..89W . DOI : 10.1086 / 339796 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Домашняя страница TRACE
  • Солнечная и гелиосферная обсерватория, включая изображения солнечной короны в режиме, близком к реальному времени
  • Проблема коронарного нагрева в Innovation Reports
  • НАСА / GSFC описание проблемы нагрева короны
  • Часто задаваемые вопросы о корональном нагреве
  • Анимированное объяснение корональных петель и их роли в создании выступов (Университет Южного Уэльса)