Хелметові потоки: відмінності між версіями

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Наступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Створено шляхом перекладу сторінки «Helmet streamer»
(Немає відмінностей)

Версія за 13:53, 18 вересня 2023

На зображеннях коронографа можна побачити Хелметові потоки, спрямовані радіально назовні від Сонця.

Хелметові потоки, — це витягнуті шипоподібні структури в короні Сонця, які часто видно на коронографах білого світла та під час сонячних затемнень. Вони являють собою замкнуті магнітні петлі, які лежать над розділами між областями протилежної магнітної полярності на поверхні Сонця. Сонячний вітер подовжує ці петлі до загострених кінчиків, які можуть поширюватися на сонячний радіус або більше вглиб корони.[1]

Під час сонячного мінімуму потоки знаходяться ближче до геліографічного екватора, тоді як під час сонячного максимуму вони виявляються більш симетричними розподіленими навколо Сонця.

Структура

Стрімери шолома виглядають яскраво в білому світлі відносно навколишньої корональної плазми.

Хелметові потокимаютьмають загострені основи, які радіально звужуються назовні від Сонця, утворюючи довгі стебла. Основа зазвичай простягається до 1,5 сонячних радіусів над поверхнею, тоді як ніжка, витягнута назовні сонячним вітром, може простягатися на багато сонячних радіусів.[2]

Хелметові потоки структуровані замкнутими магнітними полями та лежать над межами, що розділяють протилежні магнітні полярності у фотосфері Сонця. Їх тонкі ніжки складаються з протилежно спрямованих магнітних полів, які утворюють струмові шари. [3] Ці стебла оточують відкриті, протилежно спрямовані магнітні поля, які прив’язані до корональних дірок, розташованих нижче в короні. [4]

Випромінювання білого світла шоломних стримерів пояснюється високою електронною щільністю обмеженої плазми відносно навколишньої корони. Світло від фотосфери є Томпсоновим розсіюванням цих електронів з інтенсивністю розсіяного світла, яке залежить від кількості електронів уздовж лінії зору спостерігача. [5]

Маленькі згустки плазми, або «плазмоїди», іноді вивільняються з кінчиків стримерів шолома, і це одне з джерел повільної складової сонячного вітру. [1] </link>

Сонячний цикл

Навколо сонячного мінімуму, точки мінімуму сонячної активності протягом 11-річного сонячного циклу, шоломні стримери зазвичай розташовані навколо геліографічного екватора в тому, що називається поясом стримерів. У той же час на полюсах присутні великі корональні діри. Коли сонячна активність зростає поблизу сонячного максимуму, стрічки шолома з’являються більш симетрично навколо Сонця. [3]  

Коли Parker Solar Probe проходив крізь корону Сонця на початку 2021 року, космічний корабель летів за корональними стримерами.

Під час виверження коронального викиду маси (CME) стример шолома, що лежить вище, деформується, перетворюючись на передній край CME. Подібним чином, порожнина стрічки шолома стає порожниною CME, а виступ шолома стає ядром CME. [5]

Псевдостримери

Структури в короні, схожі на шоломний стример, але з’єднують отвори однакової магнітної полярності, називаються псевдострімерами. [6] [7] [8] [9] Вперше їх спостерігали за допомогою космічних коронографів і Хундгаузен (1972) назвав їх «плазмовими листами». Пізніше Zhao & Webb (2003) їх перейменували в «уніполярні стримери», а Ванг та ін. назвали їх «псевдострімерами». (2007). Структуру псевдострімерів спостерігала в 2012 році Обсерваторія сонячної динаміки. [8]

Магнітна топологія псевдострімерів була описана як така, що «містить у своїй основі подвійні нитки. Такі подвійні нитки топологічно з’єднані, мають спільну нейтральну точку та купол сепаратриси. Це був випадок, коли дві межі зміни полярності містять між собою поля з полярністю, протилежною полярності глобальної уніполярної конфігурації, що їх оточує (триполярний псевдострімер)» [9]

Одиночна гібридна магнітна структура, яка складається з подвійного стримера/псевдострімера, спостерігалася в сонячній короні 5-10 травня 2013 року інструментом SWAP супутника PROBA2. Її структуру описали дослідники: [10]

Він складається з пари нитяних каналів поблизу південного полюса Сонця. На західному краї структури магнітна морфологія над філаментами схожа на подвійний стример, розташований поруч, із відкритим полем між двома каналами. На східному краю магнітна морфологія схожа на корональний псевдострімер без центрального відкритого поля.

Дивись також

Список літератури

  1. ↑ а б Kallenrode, May-Britt (2004). Space Physics: An Introduction to Plasmas and Particles in the Heliosphere and Magnetospheres. Berlin: Springer. с. 145. ISBN 3-540-20617-5. Помилка цитування: Некоректний тег <ref>; назва «kallenrode04» визначена кілька разів з різним вмістом
  2. ↑ Koutchmy, Serge; Livshits, Moissei (1992). Coronal streamers. Space Science Reviews. 61 (3–4): 393. Bibcode:1992SSRv...61..393K. doi:10.1007/BF00222313. Процитовано 30 July 2022.
  3. ↑ а б Wang, Y.-M.; Sheeley, N. R.; Socker, D. G.; Howard, R. A.; Rich, N. B. (1 November 2000). The dynamical nature of coronal streamers. Journal of Geophysical Research: Space Physics. 105 (A11): 25133—25142. Bibcode:2000JGR...10525133W. doi:10.1029/2000JA000149. Помилка цитування: Некоректний тег <ref>; назва «wang00» визначена кілька разів з різним вмістом
  4. ↑ Cranmer, Steven R. (2009). Coronal Holes. Living Reviews in Solar Physics. 6 (1): 3. arXiv:0909.2847. Bibcode:2009LRSP....6....3C. doi:10.12942/lrsp-2009-3. PMC 4841186. PMID 27194961.
  5. ↑ а б Gopalswamy, N. (January 2003). Coronal mass ejections: Initiation and detection (PDF). Advances in Space Research. 31 (4): 869—881. Bibcode:2003AdSpR..31..869G. doi:10.1016/S0273-1177(02)00888-8. Процитовано 27 August 2021. Помилка цитування: Некоректний тег <ref>; назва «Gopalswamy03» визначена кілька разів з різним вмістом
  6. ↑ Помилка цитування: Неправильний виклик тегу <ref>: для виносок під назвою cc не вказано текст
  7. ↑ Wang, Y.‐M.; Sheeley, Jr., N. R.; Rich, N. B. (April 2007). Coronal Pseudostreamers. The Astrophysical Journal. 658 (2): 1340—1348. Bibcode:2007ApJ...658.1340W. doi:10.1086/511416.
  8. ↑ а б Masson, Sophie; McCauley, Patrick; Golub, Leon; Reeves, Katharine K.; DeLuca, Edward E. (13 May 2014). Dynamics of the Transition Corona. The Astrophysical Journal. 787 (2): 145. arXiv:1301.0740. Bibcode:2014ApJ...787..145M. doi:10.1088/0004-637X/787/2/145.
  9. ↑ а б Panasenco, Olga; Martin, Sara F.; Velli, Marco; Vourlidas, Angelos (2012). Origins of Rolling, Twisting, and Non-radial Propagation of Eruptive Solar Events. Solar Physics. 287 (1–2): 391—413. arXiv:1211.1376. doi:10.1007/s11207-012-0194-3. Помилка цитування: Некоректний тег <ref>; назва «arXiv» визначена кілька разів з різним вмістом
  10. ↑ Rachmeler, L. A.; Platten, S. J.; Bethge, C.; Seaton, D. B.; Yeates, A. R. (1 May 2014). Observations of a Hybrid Double-streamer/Pseudostreamer in the Solar Corona. The Astrophysical Journal. 787: L3. doi:10.1088/2041-8205/787/1/L3. ISSN 0004-637X. Процитовано 10 March 2023. {{cite journal}}: |hdl-access= вимагає |hdl= (довідка)
Внутрішня структура
Атмосфера
Варіації випромінення
Геліосфера
Пов'язані теми
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Хелметові_потоки&oldid=40443626