Корональная сейсмология - Coronal seismology

Корональная сейсмология это метод изучения плазма Солнца корона с использованием магнитогидродинамический (МГД) волны и колебания. Магнитогидродинамика изучает динамика из электропроводящий жидкости - в данном случае жидкость - корональная плазма. Наблюдаемые свойства волн (например, период, длина волны, амплитуда, временные и пространственные сигнатуры (какова форма волнового возмущения?), характерные сценарии эволюции волны (затухает ли волна?) в сочетании с теоретическим моделированием волновых явлений (дисперсионные соотношения, эволюционные уравнения и т. д.), могут отражать физические параметры короны, которые недоступны на месте, такие как коронарный магнитное поле сила и Альфвеновская скорость ^[1] и коронарный диссипативный коэффициенты.^[2] Первоначально метод МГД корональной сейсмологии был предложен Ю. Учидой в 1970 г.^[3] для распространяющихся волн, и B. Roberts et al. в 1984 г.^[4] для стоячих волн, но практически не применялась до конца 90-х из-за отсутствия необходимого разрешения наблюдений. С философской точки зрения корональная сейсмология похожа на земную. сейсмология, гелиосейсмология, и МГД-спектроскопия лабораторных плазменных устройств. Во всех этих подходах для зондирования среды используются волны различного типа.

Теоретической основой корональной сейсмологии является соотношение дисперсии МГД-мод плазменного цилиндра: неоднородная в поперечном направлении плазменная структура, вытянутая вдоль магнитного поля. Эта модель хорошо подходит для описания ряда плазменных структур, наблюдаемых в солнечной короне: например, коронковые петли, фибриллы протуберанца, плюмы, различные филаменты. Такая структура действует как волновод МГД-волн.

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

Типы магнитогидродинамических волн

Есть несколько различных видов МГД-режимов, которые имеют совершенно разные диспергирующий, поляризация, и распространение свойства:

• Перегиб (или поперечный ) моды, которые косой быстрая магнитоакустика (также известная как магнитозвуковые волны ) управляемая плазменной структурой; мода вызывает смещение оси плазменной структуры. Эти режимы слабо сжимаемый, но, тем не менее, их можно было наблюдать с помощью инструментов визуализации как периодические стоячие или распространяющиеся смещения корональных структур, например коронковые петли. Частота поперечных мод или мод "излома" определяется следующим выражением:

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

Для мод излома параметр азимутальное волновое число в цилиндрической модели петли, ${displaystyle m}$ равно 1, что означает, что цилиндр раскачивается с неподвижными 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:

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

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

• Продольный (или медленный, или акустический ) моды - медленные магнитоакустические волны, распространяющиеся в основном вдоль магнитного поля в плазменной структуре; эти режимы по существу сжимаемы. Магнитное поле возмущение в этих режимах незначительно. Частота медленных мод определяется следующим выражением:

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

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

• Торсионный (Альфвен или твист) моды представляют собой несжимаемые поперечные возмущения магнитного поля вдоль определенных индивидуальных магнитных поверхностей. В отличие от изгибных мод, крутильные режимы нельзя наблюдать с помощью приборов для визуализации, поскольку они не вызывают смещения ни оси структуры, ни ее границы.

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

Наблюдения

Изображение TRACE корональной аркады

Волновые и колебательные явления наблюдаются в горячей плазме короны в основном в ЭУФ, оптическом и микроволновом диапазонах с помощью ряда космических и наземных приборов, например то Солнечная и гелиосферная обсерватория (SOHO), Переходная область и корональный исследователь (TRACE), радиогелиограф Нобеяма (NoRH, см. Радиообсерватория Нобеяма ). Феноменологически исследователи различают сжимаемые волны в полярных шлейфах и в ногах больших размеров. коронковые петли, вспышечные поперечные колебания петель, акустические колебания петель, распространяющиеся волны излома в петлях и в конструкциях над аркадами ( аркада представляя собой тесное собрание петель в цилиндрической структуре, см. изображение справа), колбасные колебания расширяющихся петель и колебания выступов и фибрилл (см. солнечное возвышение ), и этот список постоянно обновляется.

Корональная сейсмология - одна из целей Сборка атмосферных изображений (AIA) инструмент на Обсерватория солнечной динамики (SDO) миссия.

Миссия по отправке космического корабля на расстояние 9 солнечных радиусов от Солнца, Солнечный зонд Parker, запуск которого запланирован на 2015 год, его цель - проводить 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

Возможности корональной сейсмологии в оценке корональных магнитное поле, плотность высота шкалы, «тонкая структура» (под которой понимается изменение структуры неоднородной структуры, такой как неоднородная корональная петля) и нагрев были продемонстрированы различными исследовательскими группами. 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 тепловыделения, достаточную для нагрева венечная петля.^[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 изучены колебания доплеровского сдвига в горячих петлях 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 могут быть объяснены возбуждением колебаний в основании неоднородной корональной петли, например петля с тонкая структура.^[8]

Рекомендации

1. Накаряков, В. М .; Офман, Л. (2001). «Определение коронального магнитного поля по колебаниям корональной петли» (PDF). Астрономия и астрофизика. 372 (3): L53 – L56. Bibcode:2001A & A ... 372L..53N. Дои:10.1051/0004-6361:20010607.
2. Накаряков, В. М .; Ofman, L .; Deluca, E. E .; Робертс, Б .; Давила, Дж. М. (1999). "Наблюдение TRACE за затухающими колебаниями корональной петли: последствия для нагрева короны". Наука. 285 (5429): 862–864. Bibcode:1999Научный ... 285..862N. Дои:10.1126 / наука.285.5429.862. PMID  10436148.
3. Учида Ю. (1970). «Диагностика магнитной структуры короны по гидромагнитным возмущениям, связанным со вспышками». Публикации Астрономического общества Японии. 22: 341–364. Bibcode:1970PASJ ... 22..341U.
4. Робертс, В .; Эдвин, П. М .; Бенц, А. О. (1984). «О корональных колебаниях». Астрофизический журнал. 279: 857–865. Bibcode:1984ApJ ... 279..857R. Дои:10.1086/161956.
5. Накаряков, В. М .; Вериджте, Э. (2005). «Корональные волны и колебания». Живые обзоры в солнечной физике. 2 (1): 3. Bibcode:2005ЛРСП .... 2 .... 3Н. Дои: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. Дои:10.1051/0004-6361:20011378.
7. Рудерман, М. С .; 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. Дои:10.1086/591444.
8. Wang, T. J .; и другие. (2003). "Колебания горячей корональной петли, наблюдаемые с помощью SUMER: Примеры и статистика". Астрономия и астрофизика. 406 (3): 1105–1121. Bibcode:2003A & A ... 406,1105 Вт. Дои:10.1051/0004-6361:20030858.

внешняя ссылка

• Накаряков, В. М .; Вериджте, Э. (2005). «Корональные волны и колебания». Живые обзоры в солнечной физике. 2 (1): 3. Bibcode:2005ЛРСП .... 2 .... 3Н. Дои: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. и Накаряков В. «Корональная сейсмология» Вайли-ВЧ 2012 ISBN  978-3527409945