Koronal løkke - Coronal loop
Koronale sløjfer er enorme sløjfer af magnetfelt, der begynder og slutter på solens synlige overflade ( fotosfære ), der rager ud i solatmosfæren ( korona ). Varmglødende ioniseret gas ( plasma ) fanget i løkkerne gør dem synlige. Koronale sløjfer varierer meget i størrelse op til flere tusinde kilometer lange. De er forbigående træk ved soloverfladen, der dannes og spredes over perioder på sekunder til dage. De danner den grundlæggende struktur i den nedre korona og solens overgangsregion . Disse stærkt strukturerede sløjfer er en direkte konsekvens af den snoede magnetiske solstrøm i sollegemet. Koronale sløjfer er forbundet med solpletter ; de to "fodpunkter", hvor sløjfen passerer gennem solens overflade, er ofte solpletter. Dette skyldes, at solpletter forekommer i områder med højt magnetfelt. Det høje magnetfelt, hvor sløjfen passerer gennem overfladen, danner en barriere for konvektionsstrømme , som bringer varmt plasma fra det indre til solens overflade, så plasmaet i disse høje feltregioner er køligere end resten af solens overflade og ser ud som et mørkt sted set mod resten af fotosfæren. Befolkningen af koronale sløjfer varierer med den 11-årige solcyklus , hvilket også påvirker antallet af solpletter.
Oprindelse og fysiske træk
På grund af en naturlig proces kaldet soldynamoen drevet af varme produceret i solens kerne skaber konvektiv bevægelse af den elektrisk ledende ioniserede gas ( plasma ), der udgør solen, elektriske strømme , hvilket igen skaber kraftige magnetfelter i solens indre. Disse magnetfelter er i form af lukkede sløjfer med magnetisk flux , der er snoet og sammenfiltret af soldifferentialrotation , de forskellige rotationshastigheder for gassen ved forskellige breddegrader for solkuglen. En koronal sløjfe opstår, når en buet bue af magnetfeltet rager gennem den synlige overflade af solen, fotosfæren , der stikker ud i solatmosfæren.
Inden for magnetfeltet er stierne for de bevægelige elektrisk ladede partikler ( elektroner og ioner ), der udgør solens gas, skarpt bøjet af feltet ( Lorentz-kraften ), når de bevæger sig på tværs af feltet, så de kun kan bevæge sig frit parallelt med magnetfeltlinjerne, der har en tendens til at spiral omkring linjerne. Således kan gassen i en koronal sløjfe ikke flygte sidelæns ud af sløjfen, men er fanget i sløjfen og kan kun strømme langs dens længde. Den højere temperatur i solens atmosfære får denne gas til at gløde, hvilket gør sløjfen synlig gennem teleskoper. Koronale sløjfer er ideelle strukturer, der skal observeres, når man prøver at forstå overførsel af energi fra sollegemet gennem overgangsregionen og ind i koronaen.
Det stærke samspil mellem magnetfeltet og det tætte plasma på og under solens overflade har tendens til at få magnetfeltlinierne til at "binde" sig til solens gas, så de to 'fodspor', hvor sløjfen kommer ind i fotosfæren, er forankret til solens overflade og roteres med overfladen. Inden for hvert fodpunkt har den stærke magnetiske flux tendens til at hæmme konvektionsstrømmene, der fører varm gas fra solens indre til overfladen, så fodpunkterne er ofte (men ikke altid) køligere end den omgivende fotosfære. Disse fremstår som mørke pletter på solens overflade; solpletter . Således har solpletter tendens til at forekomme under koronale sløjfer og har tendens til at komme i par med modsat magnetisk polaritet ; et punkt, hvor magnetfeltløkken kommer ud fra fotosfæren, er en nordmagnetisk pol , og den anden, hvor sløjfen kommer ind i overfladen igen, er en sydmagnetisk pol.
Koronale sløjfer dannes i en bred vifte af størrelser, fra 10 km til 10.000 km. Et beslægtet fænomen, åbne fluxrør med magnetfelt strækker sig fra overfladen langt ind i korona og heliosfære og er kilden til solens store magnetfelt ( magnetosfære ) og solvinden . Koronale sløjfer har en lang række temperaturer langs deres længder. Sløjfer ved temperaturer under 1 megakelvin (MK) er generelt kendt som kølige sløjfer, de, der findes ved omkring 1 MK, er kendt som varme sløjfer, og dem ud over 1 MK kaldes varme sløjfer. Naturligvis udstråler disse forskellige kategorier forskellige bølgelængder.
Beliggenhed
Koronale sløjfer befolker både aktive og stille områder af soloverfladen. Aktive regioner på soloverfladen optager små områder, men producerer størstedelen af aktiviteten og er ofte kilden til blusser og koronale masseudstødninger på grund af det tilstedeværende intense magnetfelt . Aktive regioner producerer 82% af den samlede koronale opvarmningsenergi. Koronale huller er åbne feltlinjer, der overvejende er placeret i solens polarområder og er kendt for at være kilden til den hurtige solvind . Den stille sol udgør resten af soloverfladen. Den stille sol, selvom den er mindre aktiv end aktive regioner, er oversvømmet med dynamiske processer og forbigående begivenheder (lyspunkter, nanoflar og jetfly). Som en generel regel eksisterer den stille sol i områder med lukkede magnetiske strukturer, og aktive regioner er meget dynamiske kilder til eksplosive hændelser. Det er vigtigt at bemærke, at observationer antyder, at hele koronaen er massivt befolket af åbne og lukkede magnetiske feltlinjer.
Koronale løkker og problemet med koronale opvarmning
En lukket sløjfe af magnetfelt, et strømningsrør over soloverfladen, udgør ikke i sig selv en koronal sløjfe; det skal fyldes med plasma, før det kan kaldes en koronal løkke. Med dette i tankerne bliver det klart, at koronale sløjfer er en sjældenhed på soloverfladen, da størstedelen af lukkede fluxstrukturer er tomme. Dette betyder, at mekanismen, der opvarmer koronaen og injicerer kromosfærisk plasma i den lukkede magnetiske flux, er meget lokaliseret. Mekanismen bag plasmafyldning, dynamiske strømme og koronal opvarmning forbliver et mysterium. Mekanismen / mekanismerne skal være stabil nok til at fortsætte med at fodre koronaen med kromosfærisk plasma og kraftig nok til at accelerere og derfor opvarme plasmaet fra 6000 K til godt over 1 MK over den korte afstand fra kromosfæren og overgangsregionen til koronaen. Dette er netop grunden til, at koronale løkker er målrettet til intensiv undersøgelse. De er forankret i fotosfæren, fodres med kromosfærisk plasma, stikker ud i overgangsområdet og eksisterer ved koronale temperaturer efter at have gennemgået intensiv opvarmning.
Ideen om, at problemet med koronalopvarmning udelukkende skyldes en eller anden koronal opvarmningsmekanisme, er vildledende. For det første drænes plasma-overfyldte sløjfer direkte fra kromosfæren. Der er ingen kendt koronalmekanisme, der kan komprimere koronalt plasma og føde det til koronale sløjfer i koronale højder. For det andet peger observationer af koronale strømme på en kromosfærisk plasmakilde. Plasmaet er derfor kromosfærisk oprindelse; der skal overvejes dette, når man ser på koronale opvarmningsmekanismer. Dette er et kromosfærisk energi- og koronale opvarmningsfænomen, der muligvis er forbundet via en fælles mekanisme.
Hvorfor er Solens Corona så meget varmere end Solens overflade?
Observationshistorie
1946–1975
Mange fremskridt er foretaget med jordbaserede teleskoper (såsom Mauna Loa Solar Observatory , MLSO, på Hawaii ) og formørkelsesobservationer af koronaen, men for at undslippe den tilslørede virkning af jordens atmosfære er rumbaserede observationer blevet en nødvendig udvikling for solfysik. Begyndende med de korte (syv minutter) Aerobee- raketflyvninger i 1946 og 1952 målte spektrogrammer sol-EUV og Lyman-α- emissioner. Grundlæggende røntgenobservationer blev opnået i 1960 ved hjælp af sådanne raketter. De britiske Skylark raket missioner fra 1959 til 1978 også returneres hovedsageligt X-ray spektrometer data. Selvom det var vellykket, var raketopgaverne meget begrænsede i levetid og nyttelast. I perioden 1962–1975 var satellitserien Orbiting Solar Observatory (OSO-1 til OSO-8) i stand til at få udvidede EUV- og røntgenspektrometerobservationer. Derefter, i 1973, blev Skylab lanceret og startede en ny kampagne med flere bølgelængder, der kendetegner fremtidige observatorier. Denne mission varede kun et år og blev afløst af Solar Maximum Mission , som blev det første observatorium, der varede størstedelen af en solcyklus (fra 1980 til 1989). Et væld af data blev akkumuleret over hele emissionsområdet.
1991 - i dag
Solsamfundet blev rystet ved lanceringen af Yohkoh (Solar A) fra Kagoshima Space Center i august 1991. Det gik tabt den 14. december 2001 på grund af batterisvigt, men revolutionerede røntgenobservationer i dets årti med operationer. Yohkoh (eller solstråle ) kredsede om Jorden i en elliptisk bane og observerede røntgen- og γ-stråleemissioner fra solfænomener såsom solstråler. Yohkoh bar fire instrumenter. Bragg Crystal Spectrometer (BCS), Wide Band Spectrometer (WBS), Soft X-Ray Telescope ( SXT ) og Hard X-Ray Telescope (HXT) blev betjent af et konsortium af forskere fra Japan, USA og Storbritannien . Af særlig interesse er SXT- instrumentet til at observere røntgenemitterende koronale sløjfer.
SXT-instrumentet observerede røntgenstråler i intervallet 0,25-4,0 keV og opløste solfunktioner til 2,5 buesekunder med en tidsopløsning på 0,5-2 sekunder. SXT var følsom over for plasma i temperaturområdet 2–4 MK, hvilket gjorde det til en ideel observationsplatform til sammenligning med data indsamlet fra TRACE- koronale sløjfer, der udstrålede i EUV-bølgelængderne.
Det næste store trin i solfysik kom ved lanceringen af Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) i december 1995 fra Cape Canaveral Air Force Station i Florida , USA. SOHO havde oprindeligt en operationel levetid på to år. Missionen blev forlænget til marts 2007 på grund af sin rungende succes, så SOHO kunne observere en komplet 11-årig solcyklus. SOHO vender løbende mod solen, der holder en langsom bane omkring det første Lagrangian-punkt (L1), hvor tyngdekraftsbalancen mellem solen og jorden giver en stabil position, hvor SOHO kan kredse. SOHO formørker konstant Solen fra Jorden i en afstand på ca. 1,5 millioner kilometer.
SOHO ledes af forskere fra Den Europæiske Rumorganisation (ESA) og NASA. Indeholder flere instrumenter end både TRACE og Yohkoh, denne store solmission var designet til at se på kæden fra solens indre, solkoronaen til solvinden. SOHO har 12 instrumenter om bord, herunder Coronal Diagnostic Spectrometer (CDS), Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT), Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation (SUMER) og UltraViolet Coronagraph Spectrometer (UVCS), som alle bruges meget i undersøgelsen af overgangsregionen og koronaen.
EIT-instrumentet bruges i vid udstrækning i koronale sløjfeobservationer. EIT afbilder overgangsregionen til den indre korona ved hjælp af fire båndpasninger, 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV og 304 Å HeII, der hver svarer til forskellige EUV-temperaturer og sonderer det kromosfæriske netværk til den nedre korona.
Den Transition-regionen og koronal Explorer ( TRACE ) blev lanceret i april 1998 fra Vandenberg Air Force Base som en del af NASAs Goddard Space Flight Center Lille Explorer (Smex) projekt. Det lille kredsløbsinstrument har et 30 × 160 cm, 8,66 m brændvidde Cassegrain-teleskop med en 1200 × 1200 pix CCD-detektor. Tidspunktet for lanceringen var planlagt til at falde sammen med den stigende fase af solens maksimum. Observationer af overgangsregionen og nedre korona kunne derefter udføres i forbindelse med SOHO for at give et hidtil uset billede af solmiljøet i denne spændende fase af solcyklen.
På grund af den høje rumlige opløsning (1 buesekund) og tidsmæssig opløsning (1-5 sekunder) har TRACE været i stand til at tage meget detaljerede billeder af koronale strukturer, mens SOHO giver det globale billede (lavere opløsning) af solen. Denne kampagne demonstrerer observatoriets evne til at spore udviklingen af steady-state (eller hvilende ) koronale sløjfer. TRACE bruger filtre, der er følsomme over for elektromagnetisk stråling i området 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV, 1216 Å HI, 1550 Å CIV og 1600 Å. Af særlig interesse er 171 Å, 195 Å og 284 Å båndpas, da de er følsomme over for strålingen udsendt af hvilende koronale sløjfer.
Dynamiske strømme
Alle ovennævnte rumopgaver har haft stor succes med at observere stærke plasmastrømme og meget dynamiske processer i koronale sløjfer. For eksempel antyder SUMER-observationer strømningshastigheder på 5–16 km / s i solskiven, og andre fælles SUMER / TRACE-observationer registrerer strømme på 15-40 km / s. Meget høje hastigheder er blevet detekteret af Flat Crystal Spectrometer (FCS) ombord på Solar Maximum Mission, hvor plasmahastigheder blev fundet i området 40-60 km / s.
Se også
- Hinode (satellit) - Solobservatoriet Hinode (Solar-B)
- Yohkoh - Den meget vellykkede solrøntgenmission , Yohkoh (Solar-A)
Referencer
eksterne links
- TRACE startside
- Sol- og heliosfærisk observatorium, herunder næsten realtidsbilleder af solkoronaen
- Koronalt opvarmningsproblem ved Innovation Reports
- NASA / GSFC beskrivelse af koronalopvarmningsproblemet
- FAQ om koronal opvarmning
- Animeret forklaring af koronale sløjfer og deres rolle i at skabe prominenser (University of South Wales)
