Coronal loop

Typiska koronala slingor observerade av TRACE

Dynamik hos koronala loopar observerad av SDO

Inom solfysik är en koronalslinga en väldefinierad bågliknande struktur i solens atmosfär som består av relativt tät plasma instängd och isolerad från det omgivande mediet av magnetiska flödesrör . Koronalslingor börjar och slutar vid två fotpunkter på fotosfären och skjuter ut i övergångsregionen och nedre koronan . De bildas och försvinner vanligtvis under perioder av sekunder till dagar och kan sträcka sig över allt från 1 till 1 000 megameter (621 till 621 000 mi) i längd.

Koronalslingor är ofta förknippade med de starka magnetfälten som finns inom aktiva områden och solfläckar . Antalet koronala slingor varierar med den 11 år långa solcykeln .

Ursprung och fysiska egenskaper

På grund av en naturlig process som kallas soldynamon som drivs av värme som produceras i solens kärna, skapar konvektiv rörelse av den elektriskt ledande plasman som utgör solen elektriska strömmar , som i sin tur skapar kraftfulla magnetfält i solens inre. Dessa magnetiska fält är i form av slutna slingor av magnetiskt flöde , som vrids och trasslar ihop av solens differentialrotation (plasmans olika rotationshastigheter vid olika breddgrader av solsfären). En koronal loop uppstår när en krökt båge av magnetfältet skjuter ut genom solens synliga yta, fotosfären, och sticker ut i solatmosfären.

Inom en koronalslinga böjs banorna för de rörliga elektriskt laddade partiklarna som utgör dess plasma – elektroner och joner – skarpt av Lorentzkraften när de rör sig tvärs mot slingans magnetfält. Som ett resultat kan de bara röra sig fritt parallellt med magnetfältslinjerna, och tenderar att spiral runt dessa linjer. Således kan plasman i en koronal loop inte fly i sidled ur slingan och kan bara flöda längs dess längd. Detta är känt som det infrusna tillståndet.

Den starka interaktionen mellan magnetfältet och den täta plasman på och under solens yta tenderar att binda magnetfältslinjerna till rörelsen av solens plasma; således är de två fotpunkterna (platsen där slingan går in i fotosfären) förankrade till och roterar med solens yta. Inom varje fotpunkt tenderar det starka magnetiska flödet att hämma konvektionsströmmarna som transporterar het plasma från solens inre till ytan, så fotpunkterna är ofta (men inte alltid) kallare än den omgivande fotosfären. Dessa visas som mörka fläckar på solens yta, kända som solfläckar . Således tenderar solfläckar att uppstå under koronala slingor och tenderar att komma i par med motsatt magnetisk polaritet ; en punkt där magnetfältsslingan kommer ut från fotosfären är en nordmagnetisk pol , och den andra där slingan kommer in i ytan igen är en sydmagnetisk pol.

Koronala slingor bildas i ett brett utbud av storlekar, från 10 km till 10 000 km. Koronala slingor har en mängd olika temperaturer längs deras längder. Slingor vid temperaturer under 1 megakelvin (MK) är allmänt kända som coola slingor; de som existerar vid cirka 1 MK är kända som varma loopar; och de över 1 MK är kända som heta loopar. Naturligtvis strålar dessa olika kategorier vid olika våglängder.

Ett relaterat fenomen är det öppna flödesröret , där magnetfält sträcker sig från ytan långt in i korona och heliosfären; dessa är källan till solens storskaliga magnetfält ( magnetosfären ) och solvinden .

Ett diagram som visar utvecklingen av solens magnetiska flöde under en solcykel
Diagram över lågkorona- och övergångsregionen , där många skalor av koronalslingor kan observeras
Ett modellerat exempel på en vilande koronal loop (energibidrag)

Plats

Koronala slingor har visats på både aktiva och tysta områden av solytan. Aktiva områden på solytan tar upp små ytor men producerar huvuddelen av aktiviteten och är ofta källan till flammor och koronala massutkastningar på grund av det intensiva magnetfältet som finns. Aktiva regioner producerar 82% av den totala koronala värmeenergin.

Dynamiska flöden

Många solobservationsuppdrag har observerat starka plasmaflöden och mycket dynamiska processer i koronalslingor. Till exempel antyder SUMER-observationer flödeshastigheter på 5–16 km/s i solskivan, och andra gemensamma SUMER/TRACE-observationer detekterar flöden på 15–40 km/s. Mycket höga plasmahastigheter (i intervallet 40–60 km/s) har upptäckts av Flat Crystal Spectrometer (FCS) ombord på Solar Maximum Mission.

Historia av observationer

Före 1991

Trots framsteg som gjorts av markbaserade teleskop och observationer av förmörkelse av koronan, blev rymdbaserade observationer nödvändiga för att undkomma den mörkande effekten av jordens atmosfär. Raketuppdrag som Aerobee- flygningarna och Skylark-raketerna mätte framgångsrikt solextrema ultraviolett (EUV) och röntgenstrålning. Dessa raketuppdrag var dock begränsade i livslängd och nyttolast. Senare kunde satelliter som Orbiting Solar Observatory- serien (OSO-1 till OSO-8), Skylab och Solar Maximum Mission (det första observatoriet som höll större delen av en solcykel : från 1980 till 1989) vinna långt mer data över ett mycket bredare spektrum av utsläpp.

1991 – idag

Helskivemosaik av miljongraderssolen av TRACE

I augusti 1991 lanserades solobservatoriet Yohkoh från Kagoshima Space Center . Under sina 10 år i drift revolutionerade den röntgenobservationer. Yohkoh bar fyra instrument; av särskilt intresse är SXT-instrumentet, som observerade röntgenstrålande koronalslingor. Detta instrument observerade röntgenstrålar i intervallet 0,25–4,0 keV , och löste solfunktioner till 2,5 bågsekunder med en tidsupplösning på 0,5–2 sekunder. SXT var känsligt för plasma i temperaturområdet 2–4 MK, vilket gjorde dess data idealiska för jämförelse med data som senare samlades in av TRACE av koronala slingor som strålade ut i de extra ultravioletta (EUV) våglängderna.

Nästa stora steg i solfysik kom i december 1995, med lanseringen av Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) från Cape Canaveral Air Force Station . SOHO hade ursprungligen en operativ livslängd på två år. Uppdraget förlängdes till mars 2007 på grund av dess rungande framgång, vilket gjorde att SOHO kunde observera en komplett 11-årig solcykel. SOHO har 12 instrument ombord, som alla används för att studera övergångsregionen och corona. Speciellt används instrumentet Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) flitigt i koronalslingaobservationer. EIT avbildar övergångsregionen till den inre koronan genom att använda fyra bandpassage - 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV och 304 Å HelII, var och en motsvarande olika EUV-temperaturer - för att undersöka det kromosfäriska nätverket till den nedre koronan.

I april 1998 lanserades Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) från Vandenberg Air Force Base . Dess observationer av övergångsregionen och lägre korona, gjorda i samband med SOHO, ger en oöverträffad bild av solmiljön under den stigande fasen av solmaximum, en aktiv fas i solcykeln. På grund av den höga rumsliga (1 bågsekund) och tidsmässiga upplösningen (1–5 sekunder) har TRACE kunnat fånga mycket detaljerade bilder av koronala strukturer, medan SOHO ger den globala (lägre upplösningen) bilden av solen. Denna kampanj visar observatoriets förmåga att spåra utvecklingen av steady-state (eller " vilande ") koronala loopar. TRACE använder filter som är känsliga för olika typer av elektromagnetisk strålning; i synnerhet är 171 Å-, 195 Å- och 284 Å-bandpassagen känsliga för strålningen som emitteras av vilande koronalslingor.

Se även

externa länkar