Seismologie coronală

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 6 iulie 2020; verificarea necesită 1 editare .

Seismologia coronală este o metodă de studiere a plasmei din coroana solară folosind date despre undele magnetohidrodinamice (unde MHD) și oscilații. Magnetohidrodinamica studiază dinamica fluidelor care conduc electricitatea - în acest caz, fluidul este plasma corona. Proprietățile observabile ale undelor (de exemplu , perioada de oscilație , lungimea de undă , amplitudinea , caracteristicile temporale și spațiale (care este forma perturbației undei?), scenarii de evoluție a undelor caracteristice (slăbirea undei?) împreună cu modelarea teoretică a undelor ( relații de dispersie , undă). ecuațiile de evoluție etc.) pot oferi informații despre parametrii fizici ai coroanei care nu pot fi măsurați direct, cum ar fi puterea câmpului magnetic coronal, viteza Alfven , [1] coeficienții de disipare în coroană. [2] Inițial, metoda seismologiei coronale MHD a fost propusă de Y. Uchida ( engleză Y. Uchida ) în 1970 [3] pentru propagarea undelor și B. Roberts ( engleză B. Roberts ) și colab. în 1984 [4] pentru undele staţionare , dar metoda a fost pusă în practică abia la sfârșitul anului 1990- Din punct de vedere filozofic, seismologia coronală este asemănătoare cu seismologia Pământului, helioseismologia și spectroscopia MHD pe aparatele de laborator pentru studiul plasmă. În toate aceste domenii ale științei, diferite tipuri de valuri sunt folosite pentru a studia mediul.

Baza teoretică a seismologiei coronale este legea de dispersie pentru modurile MHD într-un cilindru de plasmă: o regiune din plasmă care nu este uniformă în direcția transversală și este alungită de-a lungul câmpului magnetic. Un astfel de model funcționează bine în descrierea unui număr de structuri de plasmă observate în corona solară: bucle coronale , filamente proeminente , jeturi și filamente. Astfel de structuri sunt ghiduri de undă pentru undele MHD. [5]

Tipuri de unde magnetohidrodinamice

Există mai multe tipuri de moduri MHD cu proprietăți de dispersie și polarizare și parametri de propagare diferiți:

Moduri de îndoire (transverse) (îndoire engleză , moduri transversale ), unde magnetoacustice rapide oblice direcționate de structura plasmei; axa structurii plasmei este deplasată. Astfel de moduri sunt slab supuse compresiei și pot fi observate ca deplasări periodice în picioare sau propagate ale structurilor coronale, de exemplu, bucle coronale. Frecvența modurilor transversale este determinată de ecuație

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

Pentru modurile transversale, numărul de undă azimutal în modelul buclei cilindrice este 1, ceea ce înseamnă că cilindrul oscilează, dar marginile rămân staționare. $m$

Moduri de cârnați , de asemenea unde magnetoacustice rapide oblice, ghidate de structura plasmei ; în acest mod, au loc expansiuni și contracții ale structurii plasmei, dar axa nu se mișcă. Astfel de moduri sunt supuse compresiei și pot duce la modificări semnificative ale valorii absolute a câmpului magnetic în structura oscilantă. Frecvența acestor moduri este dată de expresie

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

Pentru modurile „carnat”, parametrul este 0; aceasta înseamnă că structura „respiră”, dar și punctele de margine rămân staționare. $m$

Modurile lente, acustice (longitudinale) ( ing. acustice ) sunt unde magnetoacustice lente care se propagă în principal de-a lungul liniilor câmpului magnetic prin structura plasmei; astfel de moduri sunt cele mai susceptibile la compresie. Perturbarea câmpului magnetic este neglijabilă. Frecvența modurilor lente este dată de expresie

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

Aici este viteza sunetului , este viteza Alfven. $C_{s}$ $C_{A}$

Torsionale ( modul de răsucire ) sunt perturbări transversale incompresibile ale câmpului magnetic de-a lungul suprafețelor individuale . Spre deosebire de modurile transversale, modurile de torsiune nu pot fi observate la instrumentele care dobândesc o imagine a regiunii, deoarece nu conduc la o deplasare a axei structurii sau a limitei acesteia. Frecvența este dată de

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

Observații

Valurile și procesele oscilatorii sunt observate în plasma fierbinte a coroanei, în principal în intervalele extreme de ultraviolete , optice și microunde pe o serie întreagă de instrumente spațiale și terestre, de exemplu, Observatorul Solar și Heliosferic (SOHO), Regiunea de tranziție și Coronal Explorer (TRACE), radioheliograf Nobeyama (NoRH, vezi Observatorul radio Nobeyama ). Cercetătorii disting între undele compresibile în penele polare și la baza buclelor coronale , oscilațiile transversale generate de flare în bucle, oscilațiile acustice în bucle, propagarea oscilațiilor transversale în bucle și structurile deasupra arcadelor (un arc este un set de bucle strâns distanțate care formează un structură cilindrică, vezi imaginea din dreapta). ), oscilații „carnat” ale buclelor intermitente, oscilații în proeminențe și filamente; această listă este actualizată periodic.

Seismologia coronală este unul dintre obiectivele instrumentului de studiu (AIA) al misiunii Solar Dynamics Observatory (SDO).

Se așteaptă ca Parker Solar Probe să poată măsura câmpul magnetic solar, vântul solar și parametrii coronei. Aparatul este echipat cu un magnetometru și un senzor pentru determinarea undelor de plasmă, ceea ce va permite măsurători cu o precizie fără precedent.

Concluzii

Potențialul unei astfel de ramuri a astronomiei precum seismologia coronală în domeniul estimării parametrilor câmpului magnetic coronal, scara de densitate verticală, „ structură fină ” (acest termen se referă la variația structurii formațiunilor neomogene, cum ar fi buclele coronale neomogene). ) și încălzirea a fost demonstrată de diverse grupuri de cercetători. Lucrările legate de câmpul magnetic coronal au fost menționate mai sus. [1] S-a demonstrat că undele magnetoacustice lente suficient de largi, în concordanță cu observațiile din regiunea de joasă frecvență a spectrului, pot crea o rată de transfer de căldură suficientă pentru a încălzi bucla coronară. [6] Au fost studiate teoretic oscilațiile transversale ale buclelor coronale cu secțiune transversală circulară variabilă și densitate de plasmă pe direcția longitudinală. A fost derivată o ecuație diferențială de ordinul doi pentru a descrie deplasarea axei buclei. Rezolvarea ecuației împreună cu condițiile la limită determină frecvențele proprii și modurile proprii. Scala de înălțime a densității în coroană poate fi estimată folosind raportul observat dintre frecvența fundamentală și primul ton al oscilațiilor transversale ale buclei. [7] Se cunosc puține lucruri despre structura fină a coroanei. Se face o analiză a datelor privind fluctuațiile deplasării Doppler în regiunile active calde, obținute cu instrumentul SUMER al observatorului spațial SOHO. Spectrele au fost luate de-a lungul unei fante cu o dimensiune unghiulară de 300 de secunde, situată în direcția coronală deasupra regiunilor active. Unele oscilații au fost caracterizate prin propagarea fazei de-a lungul fantei în una sau ambele direcții la o viteză aparentă în intervalul 8-102 km/s; au fost observate, de asemenea, intensități și lățimi ale liniilor semnificativ diferite de-a lungul fantei. Aceste caracteristici pot fi explicate prin excitarea vibrațiilor la baza unei bucle coronale neomogene, cum ar fi o buclă cu structură fină . [opt]

Note

↑ 1 2 Nakariakov, VM; Ofman, L. Determinarea câmpului magnetic coronal prin oscilații în buclă coronală // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2001. - Vol. 372 , nr. 3 . - P.L53-L56 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010607 . - Cod biblic .
↑ Nakariakov, V.M.; Ofman, L.; Deluca, EE; Roberts, B.; Davila, JM TRACE observarea oscilațiilor buclei coronale amortizate: Implicații pentru încălzirea coronală (engleză) // Science : journal. - 1999. - Vol. 285 , nr. 5429 . - P. 862-864 . - doi : 10.1126/science.285.5429.862 . - Cod biblic . — PMID 10436148 .
↑ Uchida, Y. Diagnostic of coronal magnetic structure by flare-associated hydromagnetic perturbations // Publicații ale Societății Astronomice din Japonia : jurnal. - 1970. - Vol. 22 . - P. 341-364 . - Cod biblic .
↑ Roberts, B.; Edwin, P. M.; Benz, A.O. Despre oscilațiile coronale (engleză) // The Astrophysical Journal : journal. - Editura IOP , 1984. - Vol. 279 . - P. 857-865 . - doi : 10.1086/161956 . - Cod biblic .
↑ Nakariakov, V.M.; Verwichte, E. Unde coronale și oscilații // Fizica solară : jurnal. - 2005. - Vol. 2 , nr. 1 . — P. 3 . - doi : 10.12942/lrsp-2005-3 . — Cod biblic .
↑ Tsiklauri, D.; Nakariakov, VM Unde magnetoacustice lente cu spectru larg în bucle coronale (engleză) // Astronomie și astrofizică : jurnal. - 2001. - Vol. 379 , nr. 3 . - P. 1106-1112 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011378 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0107579 .
↑ Ruderman, MS; Verth, G.; Erdelyi, R. Oscilații transversale ale buclelor coronale stratificate longitudinal cu secțiune transversală variabilă // The Astrophysical Journal : journal. - Editura IOP , 2008. - Vol. 686 , nr. 1 . - P. 694-700 . - doi : 10.1086/591444 . - Cod biblic .
↑ Wang, TJ și colab. Oscilații fierbinți ale buclei coronale observate cu SUMER: Exemple și statistici // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2003. - Vol. 406 , nr. 3 . - P. 1105-1121 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030858 . - Cod biblic .

Literatură

Nakariakov, V.M.; Verwichte, E. Unde coronale și oscilații // Fizica solară : jurnal. - 2005. - Vol. 2 , nr. 1 . — P. 3 . - doi : 10.12942/lrsp-2005-3 . — Cod biblic .
Roberts, B., Nakariakov, VM, „Seismologie coronală - o nouă știință”, Frontiers 15, 2003
Verwichte, E., Diagnosticarea cu plasmă folosind unde MHD
Stepanov, AV, Zaitsev, VV și Nakariakov, VM, „Seismologie coronală” Wiley-VCH 2012 ISBN 978-3527409945