В физике Солнца корональная петля — это четко определенная аркообразная структура в атмосфере Солнца , состоящая из относительно плотной плазмы, ограниченной и изолированной от окружающей среды магнитными потоковыми трубками . Корональные петли начинаются и заканчиваются в двух точках основания фотосферы и выступают в переходную область и нижнюю корону . Они обычно формируются и рассеиваются в течение периодов от нескольких секунд до нескольких дней [1] и могут иметь длину от 1 до 1000 мегаметров (от 621 до 621 000 миль). [2]
Корональные петли часто связаны с сильными магнитными полями, расположенными внутри активных областей и солнечных пятен . Количество корональных петель меняется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла .
Из-за естественного процесса, называемого солнечным динамо, приводимого в действие теплом, вырабатываемым в ядре Солнца, конвективное движение электропроводящей плазмы, из которой состоит Солнце, создает электрические токи , которые, в свою очередь, создают мощные магнитные поля внутри Солнца. Эти магнитные поля имеют форму замкнутых петель магнитного потока , которые скручены и запутаны солнечным дифференциальным вращением (различными скоростями вращения плазмы на разных широтах солнечной сферы). Корональная петля возникает, когда изогнутая дуга магнитного поля проецируется через видимую поверхность Солнца, фотосферу , выступая в солнечную атмосферу.
Внутри корональной петли траектории движущихся электрически заряженных частиц, составляющих ее плазму — электронов и ионов — резко искривляются силой Лоренца при движении поперек магнитного поля петли. В результате они могут свободно двигаться только параллельно линиям магнитного поля, стремясь закручиваться по спирали вокруг этих линий. Таким образом, плазма внутри корональной петли не может вырваться из петли вбок и может только течь вдоль ее длины. Это известно как состояние замороженности . [3]
Сильное взаимодействие магнитного поля с плотной плазмой на поверхности Солнца и под ней имеет тенденцию привязывать линии магнитного поля к движению плазмы Солнца; таким образом, две точки основания (место, где петля входит в фотосферу) закреплены на поверхности Солнца и вращаются вместе с ней. Внутри каждой точки основания сильный магнитный поток имеет тенденцию подавлять конвекционные токи, которые переносят горячую плазму из недр Солнца на поверхность, поэтому точки основания часто (но не всегда) холоднее окружающей фотосферы. Они выглядят как темные пятна на поверхности Солнца, известные как солнечные пятна . Таким образом, солнечные пятна имеют тенденцию появляться под корональными петлями и имеют тенденцию появляться парами противоположной магнитной полярности ; точка, где петля магнитного поля выходит из фотосферы, является северным магнитным полюсом , а другая, где петля снова входит в поверхность, является южным магнитным полюсом.
Корональные петли образуются в широком диапазоне размеров, от 10 км до 10 000 км. Корональные петли имеют широкий диапазон температур по всей своей длине. Петли с температурой ниже 1 мегакельвина (МК) обычно известны как холодные петли; те, которые существуют при температуре около 1 МК, известны как теплые петли; а те, которые превышают 1 МК, известны как горячие петли. Естественно, эти разные категории излучают на разных длинах волн. [4]
Связанным явлением является открытая магнитная трубка , в которой магнитные поля простираются от поверхности далеко в корону и гелиосферу; они являются источником крупномасштабного магнитного поля Солнца ( магнитосферы ) и солнечного ветра .
Корональные петли были обнаружены как на активных , так и на спокойных участках солнечной поверхности. Активные участки на солнечной поверхности занимают небольшие площади, но производят большую часть активности и часто являются источником вспышек и выбросов корональной массы из-за присутствующего интенсивного магнитного поля. Активные участки производят 82% всей энергии нагрева короны. [5] [6]
Многие миссии по наблюдению за Солнцем наблюдали сильные потоки плазмы и высокодинамичные процессы в корональных петлях. Например, наблюдения SUMER предполагают скорости потоков 5–16 км/с в солнечном диске, а другие совместные наблюдения SUMER/TRACE обнаруживают потоки 15–40 км/с. [7] [8] Очень высокие скорости плазмы (в диапазоне 40–60 км/с) были обнаружены спектрометром Flat Crystal Spectrometer (FCS) на борту миссии Solar Maximum.
Несмотря на прогресс, достигнутый наземными телескопами и наблюдениями затмений короны, космические наблюдения стали необходимыми, чтобы избежать затемняющего эффекта земной атмосферы. Ракетные миссии, такие как полеты Aerobee и ракеты Skylark, успешно измерили солнечное экстремальное ультрафиолетовое (EUV) и рентгеновское излучение. Однако эти ракетные миссии были ограничены по сроку службы и полезной нагрузке. Позже спутники, такие как серия Orbiting Solar Observatory (OSO-1 по OSO-8), Skylab и Solar Maximum Mission (первая обсерватория, проработавшая большую часть солнечного цикла : с 1980 по 1989 год) смогли получить гораздо больше данных в гораздо более широком диапазоне излучения. [9] [10]
В августе 1991 года космический аппарат солнечной обсерватории Yohkoh был запущен из Космического центра Кагосима . За 10 лет своей работы он произвел революцию в рентгеновских наблюдениях. Yohkoh нес четыре инструмента; особый интерес представляет инструмент SXT, который наблюдал корональные петли, излучающие рентгеновское излучение. Этот инструмент наблюдал рентгеновское излучение в диапазоне 0,25–4,0 кэВ , разрешая солнечные особенности 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 данные идеальными для сравнения с данными, позже собранными TRACE о корональных петлях, излучающих в дополнительном ультрафиолетовом (EUV) диапазоне длин волн. [11]
Следующий важный шаг в физике Солнца произошел в декабре 1995 года с запуском Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) с военно-воздушной станции на мысе Канаверал . Первоначально SOHO имел двухлетний срок эксплуатации. Миссия была продлена до марта 2007 года из-за ее оглушительного успеха, что позволило SOHO наблюдать полный 11-летний солнечный цикл. На борту SOHO находится 12 инструментов, все из которых используются для изучения переходной области и короны. В частности, инструмент Extreme UV Imaging Telescope (EIT) широко используется для наблюдений корональных петель. EIT получает изображения переходной области вплоть до внутренней короны, используя четыре полосы пропускания — 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV и 304 Å HeII, каждый из которых соответствует различным температурам EUV, — чтобы исследовать хромосферную сеть до нижней короны.
В апреле 1998 года с базы ВВС Ванденберг был запущен Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) . Его наблюдения за переходной областью и нижней короной, выполненные совместно с SOHO, дают беспрецедентный вид на солнечную среду во время восходящей фазы солнечного максимума, активной фазы солнечного цикла. Благодаря высокому пространственному (1 угловая секунда) и временному разрешению (1–5 секунд) TRACE удалось захватить высокодетализированные изображения корональных структур, в то время как SOHO предоставляет глобальную (более низкое разрешение) картину Солнца. Эта кампания демонстрирует способность обсерватории отслеживать эволюцию стационарных (или «спокойных») корональных петель. TRACE использует фильтры, чувствительные к различным типам электромагнитного излучения; в частности, полосы пропускания 171 Å, 195 Å и 284 Å чувствительны к излучению, испускаемому спокойными корональными петлями.
{{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
