Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Корональная сейсмология - это метод исследования плазмы короны Солнца с использованием магнитогидродинамических (МГД) волн и колебаний . Магнитогидродинамики изучает динамику из электропроводящих жидкостей - в этом случае жидкость является корональной плазмой. Наблюдаемые свойства волн (например, период , длина волны , амплитуда , временные и пространственные характеристики (какова форма волнового возмущения?), Характерные сценарии эволюции волны (затухает ли волна?) В сочетании с теоретическим моделированием волновые явления (дисперсионные соотношения , эволюционные уравнения и т. д.), могут отражать физические параметры короны, которые недоступны на месте, такие как напряженность коронального магнитного поля и альфвеновская скорость [1], а также корональные диссипативные коэффициенты. [2] Первоначально метод МГД корональной сейсмологии был предложен Y. Uchida в 1970 году [3] для распространяющихся волн, а B. Roberts et al. в 1984 г. [4] для стоячих волн, но практически не применялся до конца 90-х годов из-за отсутствия необходимого разрешения наблюдений. Философски корональная сейсмология похожа на земную сейсмологию , гелиосейсмологию., и МГД-спектроскопия лабораторных плазменных устройств. Во всех этих подходах для зондирования среды используются волны различного типа.

Теоретической основой корональной сейсмологии является дисперсионное соотношение 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, корональные петли , фибриллы протуберанца, плюмы, различные филаменты. Такая структура действует как волновод МГД-волн.

Это обсуждение адаптировано из Nakariakov & Verwichte (2009). [5]

Типы магнитогидродинамических волн [ править ]

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

  • Изгибные (или поперечные ) моды, которые представляют 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 приборов для визуализации как периодические стоячие или распространяющиеся смещения корональных структур, например корональных петель . Частота поперечных мод или мод "излома" определяется следующим выражением:

Для режимов перегиба параметр азимутальное волновое число в цилиндрической модели петли равен 1, что означает, что цилиндр раскачивается с закрепленными концами.

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

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

  • Продольные (или медленные, или акустические ) моды - медленные магнитоакустические волны, распространяющиеся в основном вдоль магнитного поля в плазменной структуре; эти режимы по существу сжимаемы. Возмущением магнитного поля в этих режимах можно пренебречь. Частота медленных мод определяется следующим выражением:

Где мы определяем как скорость звука и как скорость Альвенской .

  • Торсионные ( альфвеновские или твистовые) моды представляют собой несжимаемые поперечные возмущения магнитного поля вдоль определенных отдельных магнитных поверхностей. В отличие от режимов излома, крутильные режимы нельзя наблюдать с помощью приборов для визуализации, поскольку они не вызывают смещения ни оси структуры, ни ее границы.

Наблюдения [ править ]

Изображение TRACE корональной аркады

Волновые и колебательные явления наблюдаются в горячей плазме короны в основном в EUV, оптическом и микроволновом диапазонах с помощью ряда космических и наземных инструментов, например, Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO), Transition Region и Coronal Explorer (TRACE ), радиогелиограф Нобеяма (NoRH, см. радиообсерваторию Нобеяма ). Феноменологически исследователи различают сжимаемые волны в полярных шлейфах и в ногах больших корональных петель , генерируемые вспышками поперечные колебания петель, акустические колебания петель, распространяющиеся волны излома в петлях и в структурах над аркадами ( аркадапредставляя собой тесное собрание петель в цилиндрической структуре, см. изображение справа), колбасные колебания расширяющихся петель и колебания выступов и фибрилл (см. солнечные выступы ), и этот список постоянно обновляется.

Корональная сейсмология - одна из целей инструмента Atmospheric Imaging Assembly (AIA) в миссии Solar Dynamics Observatory (SDO).

В 2015 году запланирован запуск космического корабля Parker Solar Probe на расстояние 9 радиусов Солнца от Солнца. Его цель - провести измерения магнитного поля Солнца, солнечного ветра и короны на месте. Он должен включать в себя магнитометр и датчик плазменных волн, что позволит проводить беспрецедентные наблюдения для корональной сейсмологии.

Выводы [ править ]

Потенциал корональной сейсмологии в оценке коронального магнитного поля , высоты шкалы плотности , «тонкой структуры» (под которой подразумевается изменение структуры неоднородной структуры, такой как неоднородная корональная петля) и нагрева был продемонстрирован различными исследованиями. группы. Ранее упоминались работы, связанные с корональным магнитным полем. [1] Было показано, что достаточно широкополосные медленные магнитоакустические волны, согласующиеся с имеющимися в настоящее время наблюдениями в низкочастотной части спектра, могут обеспечить скорость отложения тепла, достаточную для нагрева корональной петли .[6]Что касается высоты шкалы плотности, теоретически изучены поперечные колебания корональных арок, которые имеют как переменную площадь круглого сечения, так и плотность плазмы в продольном направлении. Получено обыкновенное дифференциальное уравнение второго порядка, описывающее смещение оси контура. Вместе с граничными условиями решение этого уравнения определяет собственные частоты и собственные моды. Затем можно оценить высоту шкалы корональной плотности, используя наблюдаемое соотношение основной частоты и первого обертона колебаний петли изгиба. [7]О тонкой структуре короны известно немного. Были исследованы колебания доплеровского сдвига в петлях горячей активной области, полученные с помощью прибора для измерения излучаемого излучения в солнечном ультрафиолетовом свете (SUMER) на борту SOHO. Спектры регистрировались вдоль щели 300 угловых секунд, установленной в фиксированном положении в короне над активными областями. Некоторые колебания показали распространение фазы вдоль щели в одном или обоих направлениях с кажущимися скоростями в диапазоне 8–102 км в секунду, вместе с отчетливо различающимися распределениями интенсивности и ширины линий вдоль щели. Эти особенности можно объяснить возбуждением колебаний в основании неоднородной корональной петли, например петли с тонкой структурой . [8]

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b Накаряков ВМ; Офман, Л. (2001). «Определение коронального магнитного поля по колебаниям корональной петли» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 372 (3): L53 – L56. Bibcode : 2001A & A ... 372L..53N . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010607 .
  2. ^ Накаряков, ВМ; Ofman, L .; Deluca, EE; Робертс, Б .; Давила, JM (1999). «Наблюдение TRACE за затухающими колебаниями корональной петли: последствия для нагрева короны». Наука . 285 (5429): 862–864. Bibcode : 1999Sci ... 285..862N . DOI : 10.1126 / science.285.5429.862 . PMID 10436148 . 
  3. Перейти ↑ Uchida, Y. (1970). «Диагностика магнитной структуры короны по гидромагнитным возмущениям, связанным со вспышками». Публикации Астрономического общества Японии . 22 : 341–364. Bibcode : 1970PASJ ... 22..341U .
  4. ^ Робертс, B .; Эдвин, премьер-министр; Бенц, АО (1984). «О корональных колебаниях». Астрофизический журнал . 279 : 857–865. Bibcode : 1984ApJ ... 279..857R . DOI : 10.1086 / 161956 .
  5. ^ Накаряков, ВМ; Вериджте, Э. (2005). «Корональные волны и колебания» . Живые обзоры по солнечной физике . 2 (1): 3. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 3N . DOI : 10.12942 / lrsp-2005-3 .
  6. ^ Циклаури, Д .; Накаряков, В.М. (2001). «Медленные магнитоакустические волны широкого спектра в корональных арках». Астрономия и астрофизика . 379 (3): 1106–1112. arXiv : astro-ph / 0107579 . Bibcode : 2001A & A ... 379.1106T . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011378 .
  7. ^ Рудерман, MS; Verth, G .; Эрдели, Р. (2008). «Поперечные колебания продольно-стратифицированных корональных петель с переменным поперечным сечением» . Астрофизический журнал . 686 (1): 694–700. Bibcode : 2008ApJ ... 686..694R . DOI : 10.1086 / 591444 .
  8. ^ Ван, TJ; и другие. (2003). «Колебания горячей корональной петли, наблюдаемые с помощью SUMER: Примеры и статистика» . Астрономия и астрофизика . 406 (3): 1105–1121. Бибкод : 2003A & A ... 406.1105W . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030858 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Накаряков ВМ; Вериджте, Э. (2005). «Корональные волны и колебания» . Живые обзоры по солнечной физике . 2 (1): 3. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 3N . DOI : 10.12942 / lrsp-2005-3 .
  • Робертс Б., Накаряков В.М., "Корональная сейсмология - новая наука", Frontiers 15, 2003 г.
  • Вериджте Э., Диагностика плазмы с помощью МГД-волн.
  • Степанов А.В., Зайцев В.В., Накаряков В.М., "Корональная сейсмология" Wiley-VCH 2012 ISBN 978-3527409945