Koronal seismologi - Coronal seismology

Koronal seismologi er en teknikk for å studere plasmaet til solens korona ved bruk av magnetohydrodynamiske (MHD) bølger og svingninger . Magnetohydrodynamikk studerer dynamikken i elektrisk ledende væsker - i dette tilfellet er væsken koronalt plasma. Observerte egenskaper til bølgene (f.eks. Periode , bølgelengde , amplitude , tidsmessige og romlige signaturer (hva er formen på bølgeforstyrrelsen?), Karakteristiske scenarier for bølgeutviklingen (er bølgen dempet?), Kombinert med en teoretisk modellering av bølgefenomener ( dispersjonsforhold , evolusjonære ligninger osv.), kan gjenspeile fysiske parametere for koronaen som ikke er tilgjengelige in situ, slik som koronalt magnetisk feltstyrke og Alfvén-hastighet og koronale dissipative koeffisienter. Opprinnelig var metoden for MHD koronal seismologi ble foreslått av Y. Uchida i 1970 for forplantning av bølger, og B. Roberts et al. i 1984 for stående bølger, men ble ikke praktisk anvendt før på slutten av 90-tallet på grunn av mangel på nødvendig observasjonsoppløsning. Filosofisk ligner koronal seismologi på jordens seismologi , helioseismologi og MHD-spektroskopi av laboratorieplasmaenheter. I alle disse tilnærmingene brukes bølger av forskjellige slag til å undersøke et medium.

Det teoretiske grunnlaget for koronal seismologi er spredningsforholdet til MHD-modusene til en plasmasylinder: en plasmastruktur som er uenhetlig i tverrretningen og strekker seg langs magnetfeltet. Denne modellen fungerer godt for beskrivelsen av en rekke plasmastrukturer observert i solkoronaen: f.eks. Koronale sløyfer , fremtredende fibriller, fjær, forskjellige filamenter. En slik struktur fungerer som en bølgeleder for MHD-bølger.

Denne diskusjonen er tilpasset Nakariakov & Verwichte (2009).

Typer magnetohydrodynamiske bølger

Det er flere forskjellige typer MHD-moduser som har ganske forskjellige sprednings- , polarisasjons- og forplantningsegenskaper :

• Kink (eller tverrgående ) modus, som er skrå, hurtige magnetoakustiske (også kjent som magnetosonic bølger ) styrt av plasmastrukturen; modusen forårsaker forskyvning av aksen til plasmastrukturen. Disse modusene er svakt komprimerbare , men kan likevel observeres med avbildningsinstrumenter som periodisk stående eller forplantende forskyvning av koronale strukturer, for eksempel koronale sløyfer . Frekvensen av tverrmodus eller "kink" -modus er gitt av følgende uttrykk:

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

For kink-modus er parameteren azimutal bølgetall i en sylindrisk modell av en sløyfe lik 1, noe som betyr at sylinderen svinger med faste ender. ${\ displaystyle m}$

• Pølsemodus, som også er skrå, raske magnetoakustiske bølger styrt av plasmastrukturen; modusen forårsaker utvidelser og sammentrekninger av plasmastrukturen, men forskyver ikke aksen. Disse modusene er komprimerbare og forårsaker betydelig variasjon av den absolutte verdien av magnetfeltet i den oscillerende strukturen. Hyppigheten av pølsemodus er gitt av følgende uttrykk:

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

For pølsemodus er parameteren lik 0; dette vil bli tolket som en "pust" inn og ut, igjen med faste endepunkter. ${\ displaystyle m}$

• Langsgående (eller langsom eller akustisk ) modus, som er langsomme magnetoakustiske bølger som hovedsakelig forplanter seg langs magnetfeltet i plasmastrukturen; disse modusene er i det vesentlige komprimerbare. Den magnetiske feltforstyrrelse i disse modusene er ubetydelig. Frekvensen av sakte modus er gitt av følgende uttrykk:

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

Hvor vi definerer som lydhastighet og som Alfvén-hastighet . ${\ displaystyle C_ {s}}$${\ displaystyle C_ {A}}$

• Torsjonsmodus ( Alfvén eller twist) er komprimerbare tverrforstyrrelser av magnetfeltet langs visse individuelle magnetiske overflater. I motsetning til kink-modus kan torsjonsmodus ikke observeres med bildeinstrumenter, da de ikke forårsaker forskyvning av hverken strukturaksen eller dens grense.

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

Observasjoner

Bølge- og oscillerende fenomener blir observert i koronas varme plasma, hovedsakelig i EUV, optiske bånd og mikrobølgeovn med en rekke romfødte og bakkebaserte instrumenter, for eksempel Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), Transition Region og Coronal Explorer (TRACE ), den Nobeyama Radioheliograph (norh, se Nobeyama radio observatorium ). Fenomenologisk skiller forskere mellom komprimerbare bølger i polære fjær og i ben av store koronale sløyfer , flare-genererte tverrgående svingninger av sløyfer, akustiske svingninger av sløyfer, forplantende kinkbølger i løkker og i strukturer over arkader (en arkade er en nær samling av sløyfer i en sylindrisk struktur, se bildet til høyre), pølsesvingninger av blussende løkker og svingninger av fremtredende og fibriller (se solens fremtredende stilling ), og denne listen oppdateres kontinuerlig.

Koronal seismologi er et av målene med instrumentet Atmospheric Imaging Assembly (AIA) på Solar Dynamics Observatory (SDO) -oppdraget.

Et oppdrag å sende et romfartøy så nært som 9 solradier fra solen, Parker Solar Probe , er planlagt lansert i 2015 og tar sikte på å gi in-situ målinger av solmagnetfeltet, solvind og korona. Den skal inneholde et magnetometer og en plasmabølgesensor, som muliggjør enestående observasjoner for koronal seismologi.

Konklusjoner

Potensialet av koronale seismologi i estimeringen av koronale magnetfelt , tetthet skala høyde , "finstruktur" (med dette menes den variasjon i strukturen av en inhomogen struktur slik som et inhomogent koronal loop) og oppvarmingen er blitt demonstrert ved forskjellig forskning grupper. Arbeid knyttet til det koronale magnetfeltet ble nevnt tidligere. Det har blitt vist at tilstrekkelig bredbåndssakte magnetoakustiske bølger, i samsvar med for tiden tilgjengelige observasjoner i den lavfrekvente delen av spekteret, kunne gi hastigheten på varmeavsetningen tilstrekkelig til å varme opp en koronal sløyfe . Når det gjelder tetthetsskalahøyden, er tverrgående svingninger av koronale sløyfer som har både variabelt sirkulært tverrsnittsareal og plasmadensitet i lengderetningen blitt studert teoretisk. En annen ordens ordinær differensialligning er utledet som beskriver forskyvningen av sløyfeaksen. Sammen med grensebetingelser bestemmer løsningen av denne ligningen egenfrekvenser og egenmodus. Den koronale tetthetsskalahøyden kan deretter estimeres ved å bruke det observerte forholdet mellom den grunnleggende frekvensen og den første overtonen av sløyfesvingninger. Lite er kjent om koronal fin struktur. Doppler-skiftoscillasjoner i varme aktive regionløkker oppnådd med Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation instrument (SUMER) ombord på SOHO har blitt studert. Spektrene ble registrert langs en 300 buesekkspalte plassert i en fast posisjon i koronaen over de aktive områdene. Noen svingninger viste faseforplantning langs spalten i en eller begge retninger med tilsynelatende hastigheter i området 8-102 km per sekund, sammen med tydelig forskjellig intensitet og linjebreddefordelinger langs spalten. Disse egenskapene kan forklares med excitering av svingningen ved et fotpunkt av en inhomogen koronalsløyfe, f.eks. En sløyfe med fin struktur .

Referanser

Eksterne linker

• Nakariakov, VM; Verwichte, E. (2005). "Coronal Waves and Oscillations" . Levende anmeldelser i solfysikk . 2 (1): 3. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 3N . doi : 10.12942 / lrsp-2005-3 .
• Roberts, B., Nakariakov, VM, "Coronal seismology - a new science", Frontiers 15, 2003
• Verwichte, E., Plasmadiagnostikk ved bruk av MHD-bølger
• Stepanov, AV, Zaitsev, VV og Nakariakov, VM, "Coronal Seismology" Wiley-VCH 2012 ISBN   978-3527409945