В физике Солнца корональная петля представляет собой четко выраженную аркообразную структуру в атмосфере Солнца , состоящую из относительно плотной плазмы , удерживаемой и изолированной от окружающей среды трубками магнитного потока . Корональные петли начинаются и заканчиваются в двух нижних точках фотосферы и выступают в переходную область и нижнюю корону . Обычно они формируются и рассеиваются в течение периодов от секунд до 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 . Число корональных петель меняется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла .
Благодаря естественному процессу, называемому солнечным динамо , приводимому в движение 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 дифференциальным вращением Солнца (разными скоростями вращения плазмы 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 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 перемещаться только параллельно линиям магнитного поля, стремясь закручиваться вокруг этих линий по спирали. Таким образом, плазма внутри корональной петли не может выйти из петли вбок и может течь только по ее длине. Это известно как состояние замороженности . [3]
Сильное взаимодействие магнитного поля с плотной плазмой на поверхности Солнца и под ней имеет тенденцию связывать линии магнитного поля с движением солнечной плазмы; таким образом, две опорные точки (место, где петля входит в фотосферу) прикреплены к поверхности Солнца и вращаются вместе с ней. Внутри каждой опорной точки сильный магнитный поток имеет тенденцию подавлять конвекционные потоки, которые переносят горячую плазму из недр Солнца на поверхность, поэтому опорные точки 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 возникать под корональными петлями и иметь тенденцию появляться парами с противоположной магнитной полярностью ; точка, где петля магнитного поля выходит из фотосферы, является северным магнитным полюсом , а другая, где петля снова выходит на поверхность, — южным магнитным полюсом.
Корональные петли формируются в широком диапазоне размеров: от 10 км до 10 000 км. Корональные петли имеют самые разные температуры по своей длине. Петли с температурой ниже 1 мегакельвина (МК) обычно называют холодными петлями; те, которые существуют на отметке 1 МК, известны как теплые петли; а те, что за пределами 1 МК, известны как горячие петли. Естественно, эти разные категории излучают на разных длинах волн. [4]
Родственным явлением является открытая силовая трубка , в которой магнитные поля распространяются от поверхности далеко в корону и гелиосферу; они являются источником крупномасштабного магнитного поля Солнца ( магнитосферы ) и солнечного ветра .
Корональные петли были показаны как на активных , так и на спокойных участках 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 присутствия интенсивного магнитного поля. Активные области производят 82% всей энергии нагрева короны. [5] [6]
Многие миссии по наблюдению за Солнцем наблюдали сильные плазменные потоки и высокодинамичные процессы в корональных петлях. Например, наблюдения SUMER предполагают, что скорости потока на солнечном диске составляют 5–16 км/с, а другие совместные наблюдения SUMER/TRACE обнаруживают потоки со скоростью 15–40 км/с. [7] [8] Очень высокие скорости плазмы (в диапазоне 40–60 км/с) были обнаружены с помощью плоскокристаллического спектрометра (FCS) на борту миссии Solar Maximum Mission.
Несмотря на прогресс, достигнутый наземными телескопами и наблюдениями затмений короны, наблюдения из космоса стали необходимыми, чтобы избежать затемняющего эффекта земной атмосферы. Ракетные миссии, такие как полеты Aerobee и ракеты Skylark, успешно измеряли солнечное излучение крайнего ультрафиолета (EUV) и рентгеновского излучения. Однако эти ракетные миссии были ограничены по сроку службы и полезной нагрузке. Позже такие спутники, как серия орбитальных солнечных обсерваторий (от OSO-1 до OSO-8), Skylab и Solar Maximum Mission (первая обсерватория, просуществовавшая большую часть солнечного цикла : с 1980 по 1989 год), смогли достичь больших успехов. больше данных по гораздо более широкому диапазону выбросов. [9] [10]
В августе 1991 года с космодрома Кагосима стартовал космический корабль солнечной обсерватории «Ёко» . За 10 лет работы он произвел революцию в рентгеновских наблюдениях. Ёко нес четыре инструмента; Особый интерес представляет инструмент SXT, который наблюдал корональные петли, излучающие рентгеновские лучи. Этот прибор наблюдал рентгеновские лучи в диапазоне 0,25–4,0 кэВ , разрешая особенности Солнца 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 дальнем ультрафиолетовом (EUV) диапазоне длин волн. [11]
Следующий важный шаг в физике Солнца произошел в декабре 1995 года с запуском Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) со станции ВВС на мысе Канаверал . Изначально срок эксплуатации SOHO составлял два года. Миссия была продлена до марта 2007 года из-за ее оглушительного успеха, позволившего SOHO наблюдать полный 11-летний солнечный цикл. SOHO имеет на борту 12 инструментов, каждый из которых используется для изучения переходной области и короны. В частности, телескоп для формирования изображений в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне (EIT) широко используется в наблюдениях корональной петли. EIT отображает область перехода до внутренней короны, используя четыре полосы пропускания - 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV и 304 Å HeII, каждая из которых соответствует разным EUV-температурам, - для исследования хромосферной сети до нижней короны.
В апреле 1998 года с базы ВВС Ванденберг был запущен аппарат Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) . Наблюдения переходной области и нижней короны, выполненные совместно с SOHO, дают беспрецедентное представление о солнечной среде во время восходящей фазы солнечного максимума, активной фазы солнечного цикла. Благодаря высокому пространственному (1 угловая секунда) и временному разрешению (1–5 секунд) TRACE смог получить очень подробные изображения корональных структур, в то время как SOHO предоставляет глобальную картину Солнца (с более низким разрешением). Эта кампания демонстрирует способность обсерватории отслеживать эволюцию устойчивых (или «покоящихся») корональных петель. TRACE использует фильтры, чувствительные к различным видам электромагнитного излучения; в частности, полосы пропускания 171 Å, 195 Å и 284 Å чувствительны к излучению, испускаемому покоящимися корональными петлями.
{{cite journal}}: Требуется цитировать журнал |journal=( помощь )
