Корональное магнитное поле ⇐ Васина Википедия

[wiki_en]

«Корональное магнитное поле» — это магнитное поле, которое пронизывает солнечную корону, горячую и разреженную внешнюю атмосферу Солнца. Это поле структурирует плазму (физику) | плазму в петли и конфигурации открытого потока, управляет накоплением и высвобождением магнитной энергии, а также определяет условия для солнечного ветра и эруптивных явлений космической погоды. Большинство корональных процессов происходят в режиме низкого бета (физика плазмы) | бета, где магнитное давление доминирует над давлением газа, что делает магнитное поле основным фактором динамики и энергетики плазмы.
Корональное магнитное поле образует замкнутые петли над активными областями и в стримерах, открываясь через корональные дыры, создавая поток гелиосферы|гелиосферы, переносящий солнечный ветер. Свободная магнитная энергия накапливается за счет возникновения потока и фотосферного напряжения, а затем высвобождается за счет магнитного пересоединения в солнечных вспышках и корональных выбросах массы. Корональная топология включает нулевые точки, сепаратрисы|сепаратрисы и слои квазисепаратрисы, которые концентрируют электрические токи и способствуют процессам пересоединения.
== Методы измерения ==

Прямое измерение коронального магнитного поля представляет собой серьезную проблему, поскольку корональные эмиссионные линии слабые и широкие, среда оптически тонкая, а интеграция по лучу зрения создает геометрическую неоднозначность, которая усложняет инверсию. Американский физик Солнца Пол Дж. Джадж отметил обеспокоенность по поводу эффектов «угловой неоднозначности и прямой видимости» в спектрополяриметрии с запрещенными линиями, а также наметил решения по смягчению этих проблем.
Ранние обнаружения коронального эффекта Зеемана в ближней инфракрасной линии Fe XIII 1074,7 нм позволили измерить напряженность поля на луче зрения от нескольких до десятков гаусс (единиц) | гаусс над активными областями, продемонстрировав возможность рутинной корональной магнитометрии с высокочувствительной коронографией.
Эффект Ханле, который включает магнитную модификацию поляризации резонансного рассеяния, диагностирует корональные поля от слабых до умеренных и разрешает режимы смешанной полярности, которые невидимы только для зеемановской круговой поляризации.
Радиоастрономия | Радиометоды обеспечивают мощное ограничение корональных магнитных полей от хромосферы до многих солнечных радиусов. Микроволновая гирорезонансная и гиросинхротронная спектроскопия визуализации активных областей и вспышек позволяет выявить напряженность магнитного поля и его эволюцию в трех измерениях.
Колебания и волны, наблюдаемые в крайнем ультрафиолетовом диапазоне | EUV и инфракрасном эффекте Доплера | Данные Доплера обеспечивают косвенные измерения с помощью магнитогидродинамической сейсмологии. Первые глобальные обнаружения вездесущих альфвеновских волн|альфвеновских движений с помощью CoMP показали, что энергия волны и фазовая скорость|фазовые скорости могут ограничивать альфвеновскую скорость и, следовательно, силу магнитного поля.
== Моделирование и приложения ==
В отсутствие комплексных корональных измерений модели выводят трехмерное корональное поле на основе фотосферных магнитограмм при упрощающих предположениях. Модель потенциальной поверхности источника поля, представленная в 1969 году и уточненная в последующие десятилетия, аппроксимирует крупномасштабное поле, создавая сферическую поверхность источника, где силовые линии становятся радиальными.
Фотосферные векторные магнитограммы с гелиосейсмического и магнитного формирователя изображений обсерватории солнечной динамики предоставляют нижние граничные условия для экстраполяции и магнитогидродинамического моделирования на основе данных, а сборка атмосферных изображений обеспечивает EUV-контекст и морфологию контуров, которые могут проверять модели поля.
Корональное поле внутренней гелиосферы может быть исследовано космическими кораблями, находящимися ниже или вблизи критической поверхности Альвена. Измерения с помощью солнечного зонда Паркер демонстрируют переходы в режим с доминированием магнитного поля и предоставляют доказательства взаимообменного пересоединения как источника быстрого ветра и магнитных переключений, связывая корональную магнитную структуру и динамику с наблюдаемыми потоками ветра.
Операционные модели солнечного ветра полагаются на крупномасштабное корональное магнитное поле для задания внутренних граничных условий. Модель Ванга-Шили-Арджа | Структура Ванга-Шили-Арджа сочетает в себе топологию источника потенциального поля-поверхности с эмпирическими соотношениями между факторами расширения, границами корональной дыры и скоростью ветра для прогнозирования окружающего солнечного ветра на внутренних гелиосферных расстояниях.
Современное понимание коронального магнитного поля сложилось на основе поляриметрии солнечного затмения | затмения, коронографии и радиоастрономии, за которыми последовала инфракрасная спектрополяриметрия и космические EUV-изображения. Непрерывные магнитограммы из космоса и глобальные EUV-изображения с высокой частотой кадров позволили проводить рутинную экстраполяцию и проводить корональную сейсмологию. Недавняя инфракрасная спектрополяриметрия с помощью солнечного телескопа Дэниела К. Иноуе позволила получить первые подробные карты коронального магнитного поля на основе эффекта Зеемана, открыв новую эру прямой корональной магнитометрии. компоненты плоскости неба и прямой видимости. Измерения и модели часто сообщают о высотах в радиусах Солнца и напряженности поля в гауссах с тщательным указанием чувствительности и неоднозначности каждого диагностического метода, поскольку разные методы отбирают дополнительные компоненты поля и диапазоны высот.

== См. также ==
* Солнечная корона
* Солнечное магнитное поле
* Магнитогидродинамика
* Проблема коронального нагрева
* Солнечный ветер
* Космическая погода

Солнечные явления
Космическая погода

Подробнее: https://en.wikipedia.org/wiki/Coronal_magnetic_field