Koronal seismologi

Koronal seismologi är en teknik för att studera plasmat från solens korona med hjälp av magnetohydrodynamiska (MHD) vågor och svängningar . Magnetohydrodynamik studerar dynamiken hos elektriskt ledande vätskor - i det här fallet är vätskan den koronala plasman. Observerade egenskaper hos vågorna (t.ex. period , våglängd , amplitud , temporala och rumsliga signaturer (vilken är formen på vågstörningen?), karakteristiska scenarier för vågutvecklingen (är vågen dämpad?), kombinerat med en teoretisk modellering av vågornas vågfenomen ( spridningsrelationer , evolutionära ekvationer, etc.), kan återspegla koronans fysikaliska parametrar som inte är tillgängliga på plats, såsom koronal magnetfältstyrka och Alfvén hastighet och koronala dissipativa koefficienter. Ursprungligen metoden för MHD koronal seismologi föreslogs av Y. Uchida 1970 för utbredning av vågor och B. Roberts et al 1984 för stående vågor, men tillämpades inte praktiskt förrän i slutet av 90-talet på grund av brist på nödvändig observationsupplösning. Filosofiskt liknar koronal seismologi Jordens seismologi , helioseismologi och MHD-spektroskopi av laboratorieplasmaapparater. I alla dessa tillvägagångssätt används vågor av olika slag för att undersöka ett medium.

Den teoretiska grunden för koronal seismologi är spridningsförhållandet mellan MHD-lägen hos en plasmacylinder: en plasmastruktur som är olikformig i tvärriktningen och sträcker sig längs magnetfältet. Denna modell fungerar bra för beskrivningen av ett antal plasmastrukturer som observerats i solkoronan: t.ex. koronala slingor , prominensfibriller, plymer, olika filament. En sådan struktur fungerar som en vågledare för MHD-vågor.

Denna diskussion är anpassad från Nakariakov & Verwichte (2009).

Lägen

Det finns flera olika typer av MHD- lägen som har helt olika dispersiva , polarisations- och utbredningsegenskaper .

Kink-lägen

Bink (eller tvärgående ) lägen, som är sneda snabba magnetoakustiska (även kända som magnetosonic vågor ) som styrs av plasmastrukturen; läget orsakar förskjutningen av plasmastrukturens axel. Dessa lägen är svagt komprimerbara , men kan ändå observeras med avbildningsinstrument som periodiska stående eller fortplantande förskjutningar av koronala strukturer, t.ex. koronala slingor . Frekvensen för tvärgående eller "knäckande" lägen ges av följande uttryck:

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

För kinklägen är parametern det azimutala vågtalet i en cylindrisk modell av en slinga, $m$ lika med 1, vilket betyder att cylindern svajar med fasta ändar.

Korvlägen

Korvlägen, som också är sneda snabba magnetoakustiska vågor som styrs av plasmastrukturen; läget orsakar expansioner och sammandragningar av plasmastrukturen, men förskjuter inte dess axel. Dessa moder är komprimerbara och orsakar betydande variation av det absoluta värdet av magnetfältet i den oscillerande strukturen. Frekvensen av korvlägen ges av följande uttryck:

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

För korvlägen är parametern $m$ lika med 0; detta skulle tolkas som ett "andning" in och ut, återigen med fasta slutpunkter.

Longitudinella lägen

Longitudinella (eller långsamma eller akustiska ) lägen, som är långsamma magnetoakustiska vågor som huvudsakligen fortplantar sig längs magnetfältet i plasmastrukturen; dessa lägen är i huvudsak komprimerbara. Magnetfältstörningen i dessa lägen är försumbar . Frekvensen för långsamma lägen ges av följande uttryck:

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

Där vi definierar $C_{s}$ som ljudhastigheten och $C_{A}$ som Alfvén-hastigheten .

Vridningslägen

Torsionslägen ( Alfvén eller vridning) är inkompressibla tvärgående störningar av magnetfältet längs vissa individuella magnetiska ytor. I motsats till kink-lägen kan vridningslägen inte observeras med bildinstrument, eftersom de inte orsakar förskjutning av vare sig strukturaxeln eller dess gräns.

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

Observationer

TRACE bild av en koronal arkad

Våg- och oscillerande fenomen observeras i koronans heta plasma främst i EUV, optiska och mikrovågsband med ett antal rymdburna och markbaserade instrument, t.ex. Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), Transition Region och Coronal Explorer (TRACE) ), Nobeyama Radioheliograph (NoRH, se Nobeyama radioobservatorium ). Fenomenologiskt skiljer forskare mellan komprimerbara vågor i polära plymer och i benen av stora koronalslingor , flaregenererade tvärgående svängningar av slingor, akustiska svängningar av slingor, fortplantande kinkvågor i slingor och i strukturer ovanför arkader (en arkad är en nära samling slingor i en cylindrisk struktur, se bilden till höger), korvsvängningar av utvidgade slingor och svängningar av prominenser och fibriller (se solprominens ), och denna lista uppdateras kontinuerligt.

Coronal seismologi är ett av målen för Atmospheric Imaging Assembly (AIA) instrument på Solar Dynamics Observatory ( SDO) uppdrag.

Ett uppdrag att skicka ett rymdskepp så nära som 9 solradier från solen, Parker Solar Probe , lanserades 2018 med syfte att tillhandahålla mätningar på plats av solens magnetfält, solvind och korona. Den inkluderar en magnetometer och plasmavågssensor, vilket möjliggör oöverträffade observationer för koronal seismologi.

Slutsatser

Potentialen hos koronal seismologi i uppskattningen av det koronala magnetfältet , densitetsskalhöjden , "fin struktur" (med vilket menas variationen i strukturen hos en inhomogen struktur såsom en inhomogen koronalslinga) och uppvärmning har visats genom olika forskning grupper. Arbete som rör det koronala magnetfältet nämndes tidigare. Det har visat sig att tillräckligt bredbandiga långsamma magnetoakustiska vågor, i överensstämmelse med för närvarande tillgängliga observationer i den lågfrekventa delen av spektrumet, skulle kunna ge den värmeavsättningshastighet som är tillräcklig för att värma en koronalslinga . När det gäller densitetsskalhöjden har tvärsvängningar av koronalslingor som har både variabel cirkulär tvärsnittsarea och plasmadensitet i längdriktningen studerats teoretiskt. En andra ordningens ordinarie differentialekvation har härletts som beskriver förskjutningen av slingaxeln. Tillsammans med randvillkor bestämmer lösandet av denna ekvation egenfrekvenserna och egenmoden. Koronaldensitetsskalhöjden kunde sedan uppskattas genom att använda det observerade förhållandet mellan grundfrekvensen och första övertonen av slingböjsvängningar. Lite är känt om koronal finstruktur. Dopplerskiftsvängningar i heta aktiva regionslingor som erhållits med instrumentet Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation (SUMER) ombord på SOHO har studerats. Spektran registrerades längs en 300 bågsekunders slits placerad vid en fixerad position i koronan ovanför de aktiva regionerna. Vissa svängningar visade fasutbredning längs slitsen i en eller båda riktningarna med skenbara hastigheter i intervallet 8–102 km per sekund, tillsammans med distinkt olika intensitets- och linjebreddsfördelningar längs slitsen. Dessa särdrag kan förklaras av excitationen av oscillationen vid en fotpunkt av en inhomogen koronal loop, t.ex. en slinga med fin struktur .

externa länkar

• Nakariakov, VM; Verwichte, E. (2005). "Kronala vågor och svängningar" . Levande recensioner i solfysik . 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., Plasmadiagnostik med MHD-vågor
•   Stepanov, AV, Zaitsev, VV och Nakariakov, VM, "Coronal Seismology" Wiley-VCH 2012 ISBN 978-3527409945