Корональная сейсмология

Методика изучения солнечной короны

Корональная сейсмология — метод изучения плазмы короны Солнца с использованием магнитогидродинамических (МГД) волн и колебаний . Магнитогидродинамика изучает динамику электропроводящих жидкостей — в данном случае жидкостью является корональная плазма. Наблюдаемые свойства волн (например , период , длина волны , амплитуда , временные и пространственные сигнатуры (какова форма волнового возмущения?), характерные сценарии волновой эволюции (затухает ли волна?), в сочетании с теоретическим моделированием волновых явлений ( дисперсионные соотношения , эволюционные уравнения и т. д.), могут отражать физические параметры короны, которые недоступны in situ, такие как напряженность коронального магнитного поля и скорость Альвена ^[1] и корональные диссипативные коэффициенты. ^[2] Первоначально метод корональной МГД-сейсмологии был предложен Ё. Учидой в 1970 г. ^[3] для распространяющихся волн и Б. Робертсом и др. в 1984 г. ^[4] для стоячих волн, но не применялся на практике до конца 90-х годов из-за отсутствия необходимого разрешения наблюдений. Философски корональная сейсмология похожа на земную сейсмологию , гелиосейсмологию и МГД-спектроскопию. лабораторных плазменных устройств. Во всех этих подходах для зондирования среды используются волны различного рода.

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, корональных петель , фибрилл протуберанцев, плюмов, различных нитей. Такая структура действует как волновод МГД-волн.

Это обсуждение адаптировано из Накарякова и Вервихте (2009). ^[5]

Режимы

Существует несколько различных видов МГД- мод , которые имеют совершенно разные дисперсионные , поляризационные и распространяющиеся свойства.

Режимы перегиба

Изгибные (или поперечные ) моды, которые являются наклонными быстрыми магнитоакустическими (также известными как магнитозвуковые волны ), направляемыми плазменной структурой; мода вызывает смещение оси плазменной структуры. Эти моды слабо сжимаемы , но, тем не менее, могут наблюдаться с помощью визуализирующих приборов как периодические стоячие или распространяющиеся смещения корональных структур, например корональных петель . Частота поперечных или «изгибных» мод определяется следующим выражением:

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

Для изгибных мод параметр азимутального волнового числа в цилиндрической модели петли равен 1, что означает, что цилиндр колеблется с закрепленными концами. ${\displaystyle m}$

Режимы приготовления колбасы

Сосисочные моды, которые также являются косыми быстрыми магнитоакустическими волнами, направляемыми плазменной структурой; мода вызывает расширения и сжатия плазменной структуры, но не смещает ее ось. Эти моды сжимаемы и вызывают значительное изменение абсолютной величины магнитного поля в колеблющейся структуре. Частота сосискообразных мод определяется следующим выражением:

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

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

Продольные моды

Продольные (или медленные, или акустические ) моды, которые являются медленными магнитоакустическими волнами, распространяющимися в основном вдоль магнитного поля в плазменной структуре; эти моды являются существенно сжимаемыми. Возмущение магнитного поля в этих модах пренебрежимо мало. Частота медленных мод определяется следующим выражением:

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

Где мы определяем как скорость звука и как скорость Альвена . ${\displaystyle C_{s}}$ ${\displaystyle C_{A}}$

Крутильные моды

Крутильные ( альфвеновские или твист) моды — это несжимаемые поперечные возмущения магнитного поля вдоль определенных отдельных магнитных поверхностей. В отличие от изгибных мод, крутильные моды не могут наблюдаться с помощью визуализирующих приборов, поскольку они не вызывают смещения ни оси структуры, ни ее границы.

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

Наблюдения

Изображение коронарной аркады, полученное с помощью TRACE

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, Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), Transition Region and Coronal Explorer (TRACE), Nobeyama Radioheliograph (NoRH, см. Nobeyama radio observatory ). Феноменологически исследователи различают сжимаемые волны в полярных шлейфах и в ногах больших корональных петель , поперечные колебания петель, вызванные вспышками, акустические колебания петель, распространяющиеся волны изгиба в петлях и в структурах над аркадами ( аркада представляет собой тесное скопление петель в цилиндрической структуре, см. изображение справа), колбасные колебания вспыхивающих петель и колебания протуберанцев и фибрилл (см. солнечный протуберанец ), и этот список постоянно пополняется.

Корональная сейсмология является одной из целей инструмента Atmospheric Imaging Assembly (AIA) в составе миссии Solar Dynamics Observatory (SDO).

Миссия по отправке космического аппарата на расстояние до 9 солнечных радиусов от Солнца, Parker Solar Probe , была запущена в 2018 году с целью проведения измерений солнечного магнитного поля, солнечного ветра и короны на месте. Он включает в себя магнитометр и датчик плазменных волн, что позволяет проводить беспрецедентные наблюдения для корональной сейсмологии.

Выводы

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 исследовательскими группами. Работа, связанная с корональным магнитным полем, упоминалась ранее. ^[1] Было 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 . ^[6] Что касается высоты шкалы плотности, то теоретически были изучены поперечные колебания корональных петель, которые имеют как переменную площадь кругового поперечного сечения, так и плотность плазмы в продольном направлении. Было выведено обыкновенное дифференциальное уравнение второго порядка, описывающее смещение оси петли. Вместе с граничными условиями решение этого уравнения определяет собственные частоты и собственные моды. Затем можно было оценить высоту шкалы плотности короны, используя наблюдаемое отношение основной частоты и первого обертона колебаний изгиба петли. ^[7] Мало что известно о тонкой структуре короны. Были изучены колебания доплеровского сдвига в горячих петлях активной области, полученные с помощью инструмента Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation (SUMER) на борту SOHO. Спектры были зарегистрированы вдоль щели 300 угловых секунд, размещенной в фиксированном положении в короне над активными областями. Некоторые колебания показали распространение фазы вдоль щели в одном или обоих направлениях с видимыми скоростями в диапазоне 8–102 км в секунду, вместе с отчетливо различающимися распределениями интенсивности и ширины линии вдоль щели. Эти особенности можно объяснить возбуждением колебания в основании неоднородной корональной петли, например петли с тонкой структурой . ^[8]

Ссылки

1. Накаряков, В.М.; Офман, Л. (2001). "Определение коронального магнитного поля по колебаниям корональных петель" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 372 (3): L53–L56. Bibcode :2001A&A...372L..53N. doi : 10.1051/0004-6361:20010607 .
2. Накаряков, В.М.; Офман, Л.; Делука, Э.Э.; Робертс, Б.; Давила, Дж.М. (1999). «Наблюдение TRACE за затухающими колебаниями корональных петель: последствия для нагрева короны». Science . 285 (5429): 862–864. Bibcode :1999Sci...285..862N. doi :10.1126/science.285.5429.862. PMID  10436148.
3. Uchida, Y. (1970). «Диагностика корональной магнитной структуры по гидромагнитным возмущениям, связанным со вспышками». Публикации Астрономического общества Японии . 22 : 341–364. Bibcode : 1970PASJ...22..341U.
4. Робертс, Б.; Эдвин, П. М.; Бенц, АО (1984). «О корональных колебаниях». The Astrophysical Journal . 279 : 857–865. Bibcode : 1984ApJ...279..857R. doi : 10.1086/161956 .
5. Накаряков, В.М.; Вервихте, Э. (2005). "Корональные волны и колебания". Living Reviews in Solar Physics . 2 (1): 3. Bibcode :2005LRSP....2....3N. doi : 10.12942/lrsp-2005-3 .
6. Циклаури, Д.; Накаряков, В.М. (2001). «Широкоспектральные медленные магнитоакустические волны в корональных петлях». Астрономия и астрофизика . 379 (3): 1106–1112. arXiv : astro-ph/0107579 . Bibcode :2001A&A...379.1106T. doi :10.1051/0004-6361:20011378. S2CID  17251922.
7. Рудерман, М.С.; Верт, Г.; Эрдели, Р. (2008). «Поперечные колебания продольно стратифицированных корональных петель с переменным сечением». The Astrophysical Journal . 686 (1): 694–700. Bibcode :2008ApJ...686..694R. doi : 10.1086/591444 .
8. Wang, TJ; et al. (2003). «Горячие корональные колебания, наблюдаемые с помощью SUMER: примеры и статистика». Astronomy and Astrophysics . 406 (3): 1105–1121. Bibcode :2003A&A...406.1105W. doi : 10.1051/0004-6361:20030858 .

Внешние ссылки

• Накаряков, В.М.; Вервихте, Э. (2005). "Корональные волны и колебания". Living Reviews in Solar Physics . 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
• Вервичте, Э., Диагностика плазмы с использованием МГД-волн.
• Степанов А.В., Зайцев В.В. и Накаряков В.М., «Корональная сейсмология», Wiley-VCH, 2012, ISBN 978-3527409945 .