Coronal loop - Coronal loop

Koronale løkker.
Se denne filmen for å se hvordan koronale løkker på solen ved siden av de mer uklare områdene i den nedre solatmosfæren gir et blendende show.
Typiske koronale sløyfer observert av TRACE .
Denne 4k-videoen gir oss en HD-titt på kompleksiteten av aktiviteten som skjer på overflaten vår foreldrestjerne, Solen. Koronale sløyfer - som forbinder områder med motsatt magnetisk polaritet i fotosfæren - enorme solforkjennelser og solflekker er alt å se her.

Koronale sløyfer er enorme sløyfer av magnetfelt som begynner og slutter på solens synlige overflate ( fotosfæren ) som stikker ut i solatmosfæren ( corona ). Varmglødende ionisert gass ​​( plasma ) fanget i løkkene gjør dem synlige. Koronale sløyfer varierer stort i størrelse opp til flere tusen kilometer lange. De er forbigående trekk ved soloverflaten, og formes og spres over perioder på sekunder til dager. De danner den grunnleggende strukturen til den nedre koronaen og overgangsregionen til solen. Disse høyt strukturerte sløyfene er en direkte konsekvens av den tvinnede magnetiske solstrømmen i solkroppen. Koronale sløyfer er assosiert med solflekker ; de to "fotpunktene" der løkken passerer gjennom solens overflate er ofte solflekker. Dette er fordi solflekker forekommer i områder med høyt magnetfelt. Det høye magnetfeltet der sløyfen passerer gjennom overflaten danner en barriere mot konveksjonsstrømmer , som bringer varmt plasma fra indre til soloverflaten, slik at plasmaet i disse høyfeltregionene er kjøligere enn resten av solens overflate, og ser ut som et mørkt sted sett mot resten av fotosfæren. Befolkningen av koronale sløyfer varierer med den 11 år lange solsyklusen , noe som også påvirker antall solflekker.

Opprinnelse og fysiske trekk

Et diagram som viser utviklingen av magnetisk solstrøm gjennom en solsyklus.
Diagram over lav korona og overgangsregion , hvor mange skalaer av koronale sløyfer kan observeres.

På grunn av en naturlig prosess kalt soldynamoen drevet av varme produsert i solens kjerne, skaper konvektiv bevegelse av den elektrisk ledende ioniserte gassen ( plasma ) som utgjør solen, elektriske strømmer , som igjen skaper kraftige magnetfelt i solens indre. Disse magnetfeltene er i form av lukkede sløyfer med magnetisk fluss , som er vridd og sammenflettet av solens differensialrotasjon , de forskjellige rotasjonshastighetene til gassen ved forskjellige breddegrader for solkulen. En koronal sløyfe oppstår når en buet bue av magnetfeltet projiserer gjennom den synlige overflaten av solen, fotosfæren , og stikker ut i solatmosfæren.

Innenfor magnetfeltet blir banene til de bevegelige elektrisk ladede partiklene ( elektroner og ioner ) som utgjør solens gass, kraftig bøyd av feltet ( Lorentz-kraften ) når de beveger seg på tvers av feltet, slik at de bare kan bevege seg fritt parallelt med magnetfeltlinjene, som har en tendens til å spiral rundt linjene. Dermed kan gassen i en koronal sløyfe ikke rømme sideveis ut av sløyfen, men er fanget i sløyfen og kan bare strømme langs dens lengde. Den høyere temperaturen i solens atmosfære får denne gassen til å gløde og gjøre sløyfen synlig gjennom teleskoper. Koronale sløyfer er ideelle strukturer å observere når du prøver å forstå overføringen av energi fra solkroppen, gjennom overgangsregionen og inn i koronaen.

Det sterke samspillet mellom magnetfeltet og det tette plasmaet på og under solens overflate har en tendens til å føre til at magnetfeltlinjene blir "bundet" til solens gassbevegelse, så de to "fotpunktene" der løkken kommer inn i fotosfæren forankret til solens overflate, og roter med overflaten. Innenfor hvert fotpunkt har den sterke magnetiske strømmen en tendens til å hemme konveksjonsstrømmene som fører varm gass fra solens indre til overflaten, så fotpunktene er ofte (men ikke alltid) kjøligere enn den omkringliggende fotosfæren. Disse fremstår som mørke flekker på solens overflate; solflekker . Dermed har solflekker en tendens til å forekomme under koronale løkker, og har en tendens til å komme i par med motsatt magnetisk polaritet ; et punkt der magnetfeltløkken kommer ut fra fotosfæren er en nordmagnetisk pol , og den andre der sløyfen kommer inn i overflaten igjen er en sørmagnetisk pol.

Koronale sløyfer dannes i et bredt spekter av størrelser, fra 10 km til 10 000 km. Et beslektet fenomen, åpne strømningsrør av magnetfelt strekker seg fra overflaten langt inn i korona og heliosfære og er kilden til solens storskala magnetfelt ( magnetosfære ) og solvinden . Koronale sløyfer har et bredt utvalg av temperaturer langs lengden. Sløyfer ved temperaturer under 1  megakelvin  (MK) er vanligvis kjent som kule sløyfer, de som eksisterer ved rundt 1 MK er kjent som varme sløyfer, og de utover 1 MK er kjent som varme sløyfer. Naturligvis stråler disse forskjellige kategoriene med forskjellige bølgelengder.

plassering

Koronale sløyfer befolker både aktive og stille områder av soloverflaten. Aktive regioner på soloverflaten tar opp små områder, men produserer størstedelen av aktiviteten og er ofte kilden til bluss og koronale masseutkast på grunn av det intense magnetfeltet som er tilstede. Aktive regioner produserer 82% av den totale koronale oppvarmingsenergien. Koronale hull er åpne feltlinjer som hovedsakelig befinner seg i solområdets polarområder og er kjent for å være kilden til den raske solvinden . Den stille solen utgjør resten av soloverflaten. Den stille solen, selv om den er mindre aktiv enn aktive regioner, er oversvømmet med dynamiske prosesser og forbigående hendelser (lyspunkter, nanoflar og stråler). Som en generell regel eksisterer den stille solen i områder med lukkede magnetiske strukturer, og aktive regioner er svært dynamiske kilder til eksplosive hendelser. Det er viktig å merke seg at observasjoner antyder at hele koronaen er massivt befolket av åpne og lukkede magnetiske feltlinjer.

Koronale løkker og koronale oppvarmingsproblemet

Et modelleksempel på en hvilende koronalsløyfe (energibidrag).

En lukket sløyfe av magnetfelt, et strømningsrør over soloverflaten, utgjør ikke i seg selv en koronal sløyfe; den må fylles med plasma før den kan kalles en koronalsløyfe. Med dette i bakhodet blir det klart at koronale sløyfer er en sjeldenhet på soloverflaten, ettersom de fleste lukkede strukturer er tomme. Dette betyr at mekanismen som varmer opp koronaen og injiserer kromosfærisk plasma i den lukkede magnetiske strømmen, er svært lokalisert. Mekanismen bak plasmafylling, dynamiske strømmer og koronal oppvarming er fortsatt et mysterium. Mekanismen (e) må være stabil nok til å fortsette å mate koronaen med kromosfærisk plasma og kraftig nok til å akselerere og derfor varme opp plasmaet fra 6000 K til godt over 1 MK over kort avstand fra kromosfæren og overgangsregionen til koronaen. Dette er selve grunnen til at koronale løkker er målrettet for intensiv studier. De er forankret til fotosfæren, blir matet av kromosfærisk plasma, stikker ut i overgangsområdet og eksisterer ved koronale temperaturer etter å ha gjennomgått intensiv oppvarming.

Ideen om at koronale oppvarmingsproblemer utelukkende skyldes noen koronal oppvarmingsmekanisme er misvisende. For det første dreneres plasmafylling av tette sløyfer direkte fra kromosfæren. Det er ingen koronalmekanisme kjent som kan komprimere koronalt plasma og mate det inn i koronale løkker i koronale høyder. For det andre peker observasjoner av koronale oppstrømninger på en kromosfærisk plasmakilde. Plasmaet er derfor kromosfærisk i opprinnelsen; det må tas hensyn til dette når man ser på koronale oppvarmingsmekanismer. Dette er et kromosfærisk energi- og koronaloppvarmingsfenomen som muligens er koblet gjennom en felles mekanisme.

Uløst problem i fysikk :

Hvorfor er solens Corona så mye varmere enn solens overflate?

Observasjonshistorie

1946–1975

Mange skritt har blitt gjort med bakkebaserte teleskoper (som Mauna Loa Solar Observatory , MLSO, på Hawaii ) og formørkelsesobservasjoner av koronaen, men for å unnslippe den uklare effekten av jordens atmosfære, har rombaserte observasjoner blitt en nødvendig evolusjon for solfysikk. Begynnende med de korte (syv minutter) Aerobee- rakettflyvningene i 1946 og 1952, målte spektrogrammer solens EUV- og Lyman-α- utslipp. Grunnleggende X-ray observasjoner ble oppnådd i 1960 ved bruk av slike raketter. De britiske Skylark rakett oppdrag fra 1959 til 1978 også tilbake hovedsakelig X-ray spektrometer data. Selv om det var vellykket, var rakettoppdragene svært begrenset i levetid og nyttelast. I perioden 1962–1975 var satellitt-serien Orbiting Solar Observatory (OSO-1 til OSO-8) i stand til å få utvidede EUV- og røntgenspektrometerobservasjoner. Så, i 1973, ble Skylab lansert og startet en ny kampanje med flere bølgelengder som kjennetegnet fremtidige observatorier. Dette oppdraget varte bare ett år og ble erstattet av Solar Maximum Mission , som ble det første observatoriet som varte flertallet av en solsyklus (fra 1980 til 1989). Et vell av data ble samlet over hele utslippsspekteret.

1991 – i dag

Fullskive-mosaikk av milliongraden Sun by TRACE .

Solsamfunnet ble rystet av lanseringen av Yohkoh (Solar A) fra Kagoshima Space Center i august 1991. Det gikk tapt 14. desember 2001 på grunn av batterisvikt, men revolusjonerte røntgenobservasjoner i løpet av tiår med operasjoner. Yohkoh (eller solstråle ) gikk i bane rundt jorden i en elliptisk bane og observerte røntgen- og γ-stråleutslipp fra solfenomener som solfakkel. Yohkoh bar fire instrumenter. Bragg Crystal Spectrometer (BCS), Wide Band Spectrometer (WBS), Soft X-Ray Telescope ( SXT ) og Hard X-Ray Telescope (HXT) ble drevet av et konsortium av forskere fra Japan, USA og Storbritannia . Av spesiell interesse er SXT- instrumentet for å observere røntgenemitterende koronale sløyfer.

SXT-instrumentet observerte røntgen i 0,25–4,0  keV- området, og løste solfunksjoner til 2,5 buesekunder med en tidsoppløsning på 0,5–2 sekunder. SXT var følsom for plasma i temperaturområdet 2–4 MK, noe som gjorde det til en ideell observasjonsplattform å sammenligne med data samlet fra TRACE koronale sløyfer som strålte ut i EUV-bølgelengdene.

Det neste store trinnet i solfysikk kom ved lanseringen av Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) i desember 1995 fra Cape Canaveral Air Force Station i Florida , USA. SOHO hadde opprinnelig en levetid på to år. Oppdraget ble utvidet til mars 2007 på grunn av sin rungende suksess, slik at SOHO kunne observere en komplett 11-årig solsyklus. SOHO vender kontinuerlig mot solen med en langsom bane rundt det første Lagrangian-punktet (L1), hvor gravitasjonsbalansen mellom solen og jorden gir en stabil posisjon for SOHO å bane. SOHO formørker kontinuerlig solen fra jorden i en avstand på omtrent 1,5 millioner kilometer.

SOHO ledes av forskere fra European Space Agency (ESA) og NASA. Inneholder flere instrumenter enn både TRACE og Yohkoh, og dette store soloppdraget ble designet for å se på kjeden fra solens indre, solkoronaen til solvinden. Soho har 12 instrumenter ombord, herunder koronal Diagnostic Spectrometer (CDS), den ekstreme ultrafiolette Imaging teleskop (EIT), Solar Ultrafiolett Målinger av utsendt stråling (SUMER) og det ultrafiolette korona Spectrometer (UVCS), som alle er i utstrakt bruk i studiet av overgangsregionen og koronaen.

EIT-instrumentet brukes mye i koronale sløyfeobservasjoner. EIT avbilder overgangsregionen til den indre koronaen ved å bruke fire båndpasninger, 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV og 304 Å HeII, som hver tilsvarer forskjellige EUV-temperaturer, og sonderer det kromosfæriske nettverket til den nedre koronaen.

The Transition Region Og Koronal Explorer ( TRACE ) ble lansert i april 1998 fra Vandenberg Air Force Base som en del av NASAs Goddard Space Flight Center Lie Explorer (Smex) prosjekt. Det lille baneinstrumentet har et 30 × 160 cm, 8,66 m brennvidde Cassegrain-teleskop med en 1200 × 1200px CCD-detektor. Tidspunktet for lanseringen var planlagt å falle sammen med den stigende fasen av solens maksimum. Observasjoner av overgangsregionen og nedre korona kan deretter utføres i forbindelse med SOHO for å gi et enestående syn på solmiljøet i denne spennende fasen av solsyklusen.

På grunn av den høye romlige (1 buesekund) og tidsoppløsningen (1–5 sekunder) har TRACE vært i stand til å ta svært detaljerte bilder av koronale strukturer, mens SOHO gir det globale bildet (lavere oppløsning) av solen. Denne kampanjen demonstrerer observatoriets evne til å spore utviklingen av steady-state (eller hvilende ) koronale sløyfer. TRACE benytter filtre som er følsomme for elektromagnetisk stråling i 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV, 1216 Å HI, 1550 Å CIV og 1600 Å. Av spesiell interesse er 171 Å, 195 Å og 284 Å bånd, siden de er følsomme for strålingen som sendes ut av stille koronale sløyfer.

Dynamiske strømmer

Det nye solobservatoriet Hinode (Solar-B), som ble lansert i september 2006, vil observere koronas magnetiske struktur.

Alle de ovennevnte romoppdragene har lykkes med å observere sterke plasmastrømmer og svært dynamiske prosesser i koronale sløyfer. For eksempel antyder SUMER-observasjoner strømningshastigheter på 5–16 km / s i solskiven, og andre felles SUMER / TRACE-observasjoner oppdager strømmer på 15–40 km / s. Svært høye hastigheter har blitt oppdaget av Flat Crystal Spectrometer (FCS) om bord på Solar Maximum Mission, hvor plasmahastigheter ble funnet i området 40–60 km / s.

Se også

  • Hinode (satellitt) - Solobservatoriet Hinode (Solar-B)
  • Yohkoh - Det meget vellykkede solrøntgenoppdraget , Yohkoh (Solar-A)

Referanser

Eksterne linker