Корональное магнитное поле

Корональное магнитное поле

Корональное магнитное поле — это магнитное поле, пронизывающее солнечную корону, горячую и разреженную внешнюю атмосферу Солнца. Это поле структурирует плазму в петли и открытые конфигурации магнитного потока, управляет накоплением и высвобождением магнитной энергии, а также определяет условия для солнечного ветра и эруптивных событий космической погоды. Большинство корональных процессов происходит в режиме низкого бета-параметра, где магнитное давление доминирует над газовым, что делает магнитное поле основным драйвером динамики и энергетики плазмы.

Корональное магнитное поле образует замкнутые петли над активными областями и в стримерах, в то время как через корональные дыры оно раскрывается, создавая гелиосферный поток, который переносит солнечный ветер. Свободная магнитная энергия накапливается за счёт выноса магнитного потока и напряжений в фотосфере, а затем высвобождается в результате магнитного пересоединения во время солнечных вспышек и выбросов корональной массы. Топология короны включает нулевые точки, сепаратрисы и квазисепаратрисные слои, которые концентрируют электрические токи и способствуют процессам пересоединения.

Методы измерения

Прямое измерение коронального магнитного поля представляет значительные трудности, поскольку корональные линии излучения слабы и широки, среда оптически тонкая, а интегрирование вдоль луча зрения создаёт геометрические неоднозначности, осложняющие инверсии. Американский физик Солнца Пол Дж. Джадж отметил проблемы, связанные с «угловыми неоднозначностями и эффектами луча зрения» в спектрополяриметрии запрещённых линий, а также предложил решения для их смягчения. Следовательно, исследователи используют несколько взаимодополняющих диагностик, чувствительных к различным высотам и режимам поля.

Ранние обнаружения коронального эффекта Зеемана в ближней инфракрасной линии Fe XIII 1074,7 нм измеряли напряжённость поля вдоль луча зрения от нескольких до десятков гауссов над активными областями, демонстрируя возможность регулярной корональной магнитометрии с помощью высокочувствительной коронографии. Коронографный многоканальный поляриметр расширил этот подход до синоптического картирования линейной и круговой поляризации в линии Fe XIII, что позволило проводить исследования волн и сейсмологии в нижней короне. Солнечный телескоп имени Дэниела К. Иноуэ теперь регистрирует полные параметры Стокса в корональных спектрах Fe XIII и других линий, обеспечивая ограничения на поле в плоскости неба и вдоль луча зрения благодаря эффекту Зеемана над активными областями и стримерами.

Эффект Ханле, связанный с магнитной модификацией поляризации резонансного рассеяния, диагностирует слабые и умеренные корональные поля и разрешает режимы смешанной полярности, невидимые для круговой поляризации Зеемана. Однако интерпретация должна учитывать неоднозначность Ван Флека 54,7° и эффекты интегрирования вдоль луча зрения, которые можно смягчить с помощью многострочных инверсий и томографических ограничений. Фарадеевское вращение радиомаяков космических аппаратов и фоновых космических источников измеряет поле вдоль луча зрения на расстояниях до нескольких солнечных радиусов и ограничивает радиальный профиль коронального и внутреннего гелиосферного поля.

Колебания и волны, наблюдаемые в данных экстремального ультрафиолетового и инфракрасного доплеровского эффекта, предоставляют косвенные измерения через магнито-гидродинамическую сейсмологию. Первые глобальные обнаружения повсеместных движений альфвеновских волн с помощью CoMP показали, что энергия волн и фазовая скорость могут ограничивать альфвеновскую скорость и, следовательно, напряжённость магнитного поля. Британский физик Солнца Валерий М. Накаряков описывает этот метод как «сейсмологическое зондирование корональной плазмы», подчёркивая его способность восстанавливать напряжённость поля и топологию по наблюдаемым периодам, затуханию и фазовым скоростям. Глобальные карты, полученные с помощью магнитосейсмологии CoMP, сообщают о напряжённостях поля в плоскости неба 1–4 гаусса между 1,05 и 1,3 солнечного радиуса, с топологией, соответствующей стримерам и корональным дырам.

Моделирование и приложения

В отсутствие всеобъемлющих корональных измерений модели выводят трёхмерное корональное поле из фотосферных магнитограмм при упрощающих предположениях. Модель потенциального поля с поверхностью источника, введённая в 1969 году и усовершенствованная в последующие десятилетия, аппроксимирует крупномасштабное поле, накладывая сферическую поверхность источника, где силовые линии становятся радиальными. Нелинейные экстраполяции силовых линий без тока пытаются восстановить напряжённые поля в активных областях, но результаты зависят от подготовки граничных условий, разрешения и метода и могут расходиться в оценках свободной энергии и магнитной спиральности. Обзорные работы сравнивают потенциальные, магнито-гидростатические, бессиловые и полные магнито-гидродинамические подходы, подчёркивая необходимость ассимиляции разнообразных наблюдений для снижения неопределённости моделей.

Векторные магнитограммы фотосферы, полученные с помощью Гелиосейсмического и магнитного имаджера на Обсерватории солнечной динамики, поставляют нижние граничные условия для экстраполяций и управляемых данными магнито-гидродинамических симуляций, в то время как Ассамблея атмосферной визуализации предоставляет контекст в УФ-диапазоне и морфологию петель, которые могут валидировать модели поля. Наземные корональные спектрополяриметры, такие как CoMP и Солнечный телескоп имени Дэниела К. Иноуэ, обеспечивают прямые ограничения на вектор коронального поля в видимых и инфракрасных линиях.

Операционные модели солнечного ветра полагаются на крупномасштабное корональное магнитное поле для установки внутренних граничных условий. Модельная структура Ван–Шили–Арджа сочетает топологию потенциального поля с поверхностью источника с эмпирическими соотношениями между факторами расширения, границами корональных дыр и скоростью ветра для прогнозирования фонового солнечного ветра на внутренних гелиосферных расстояниях. Ассимиляция новых измерений коронального магнитного поля улучшает ограничения на области открытого потока, позиции стримеров и геометрию токового слоя, что, в свою очередь, уточняет прогнозы высокоскоростных потоков и фоновых условий для распространения выбросов корональной массы.

Современное понимание коронального магнитного поля развилось из поляриметрии солнечных затмений, коронографии и радиоастрономии, за которыми последовали инфракрасная спектрополяриметрия и УФ-визуализация из космоса. Непрерывные магнитограммы из космоса и глобальные УФ-изображения с высокой частотой кадров позволили проводить регулярные экстраполяции и корональную сейсмологию. Недавняя инфракрасная спектрополяриметрия с Солнечным телескопом имени Дэниела К. Иноуэ произвела первые детальные карты коронального магнитного поля на основе эффекта Зеемана, открывая новую эру прямой корональной магнитометрии. Исследователи различают замкнутые и открытые корональные поля, потенциальные и непотенциальные конфигурации, а также компоненты в плоскости неба и вдоль луча зрения. Измерения и модели часто сообщают высоты в солнечных радиусах и напряжённости поля в гауссах, с тщательным указанием чувствительности и неоднозначностей каждой диагностической техники, поскольку разные методы измеряют взаимодополняющие компоненты поля и диапазоны высот.

См. также

Солнечная корона
Магнитное поле Солнца
Магнитная гидродинамика
Проблема нагрева короны
Солнечный ветер
Космическая погода

Ссылки[править | править код]