코로나 루프

Coronal loop
TRACE에 의해 관찰되는 일반적인 관상 루프.
SDO에 의해 관찰된 코로나 루프의 역학.

태양 물리학에서, 코로나 루프는 자속 튜브에 의해 주변 매체와 격리되고 상대적으로 밀도가 높은 플라즈마로 구성된 잘 정의된 태양 대기의 아치형 구조입니다.코로나 루프는 광구의 두 지점에서 시작되고 끝나며 전이 영역과 하부 코로나로 투영됩니다.일반적으로 이들은 몇 초에서[1] 며칠에 걸쳐 형성 및 소멸되며 [2]길이가 1 ~1,000 메가미터(621 ~621,000 mi)에 이를 수 있습니다.

코로나 루프는 종종 활성 영역과 태양 흑점 내에 위치한 강한 자기장과 관련이 있습니다.코로나 루프의 수는 11년의 태양 주기에 따라 달라집니다.

원점 및 물리적 특징

1회 태양 사이클에 걸친 태양 자속의 진화를 나타내는 도표.
낮은 코로나 및 전이 영역의 다이어그램으로, 많은 코로나 루프 스케일을 관찰할 수 있습니다.

태양 중심에서 생성된 열에 의해 구동되는 태양 발전기라고 불리는 자연적인 과정으로 인해, 태양을 구성하는 전기 전도성 플라즈마의 대류 운동은 전류를 생성하며, 이는 다시 태양 내부에 강력한 자기장을 생성한다.이러한 자기장은 태양구의 다른 위도에 있는 플라즈마의 다른 회전 속도인 태양 차동 회전에 의해 뒤틀리고 엉킨 자속의 닫힌 루프 형태입니다.코로나 루프는 자기장의 곡선 호가 태양의 가시 표면인 광구를 통해 태양 대기로 돌출될 때 발생합니다.

코로나 루프 내에서 플라즈마를 구성하는 움직이는 전하를 띤 입자의 경로는 루프의 자기장으로 횡방향으로 이동할 때 로렌츠 힘에 의해 급격히 구부러집니다.그 결과, 자기장 라인과 평행하게만 자유롭게 이동할 수 있으며, 이러한 라인 주위로 소용돌이치는 경향이 있습니다.따라서 코로나 루프 내의 플라즈마는 루프 밖으로 옆으로 빠져나갈 수 없으며 길이를 따라 흐를 수 있습니다.이를 [3]프리즈인이라고 합니다.

자기장과 태양의 표면 위 및 아래에 있는 조밀한 플라즈마의 강한 상호작용은 자기장 선을 태양의 플라즈마의 움직임과 연결시키는 경향이 있기 때문에, 고리가 광구로 들어가는 두 개의 '지점'은 태양 표면에 고정되고 표면과 함께 회전합니다.각 지점 내에서 강한 자속은 태양 내부에서 표면으로 뜨거운 플라즈마를 운반하는 대류 전류를 억제하는 경향이 있기 때문에 종종(항상 그렇지는 않지만) 주변 광구보다 온도가 낮습니다.이것들은 태양의 표면에 어두운 점으로 나타납니다; 태양 흑점.따라서 태양 흑점은 코로나 루프 아래에서 발생하는 경향이 있고, 반대되는 자기 극성 쌍으로 오는 경향이 있습니다. 광구에서 자기장 루프가 나타나는 지점은 북극이고, 루프가 다시 표면으로 들어오는 다른 지점은 남극입니다.

코로나 루프는 10km에서 10,000km까지 다양한 크기로 형성됩니다.이와 관련된 현상인 열린 자속 튜브는 표면에서 코로나와 태양권까지 확장되며 태양의 대규모 자기장(자기권)과 태양풍의 근원이다.코로나 루프는 그 길이에 따라 매우 다양한 온도를 가지고 있습니다.1 메가켈빈(MK) 미만의 온도에서 루프는 일반적으로 쿨 루프, 약 1 MK에 존재하는 루프는 웜 루프, 1 MK를 초과하는 루프는 핫 루프라고 불립니다.당연히, 이러한 다른 카테고리는 다른 [4]파장에서 방사됩니다.

위치

코로나 루프는 태양 표면의 활성 영역과 조용한 영역 모두에서 나타났다.태양 표면의 활성 영역은 작은 영역을 차지하지만 대부분의 활동을 생성하며, 강한 자기장으로 인해 종종 플레어와 코로나 질량 방출의 원인이 됩니다.활성 영역은 총 코로나 가열 [5][6]에너지의 82%를 생산합니다.

코로나 가열 문제

이 주제에 대한 자세한 내용은 Stellar Corona coron Coronal 가열 문제를 참조하십시오.
물리학의 미해결 문제:

왜 태양의 코로나가 태양 표면보다 훨씬 더 뜨거운가?

(물리학의 풀리지 않은 문제가 더 많다)
대기 코로나 루프의 모델링된 예(에너지 기여).

자기장의 닫힌 루프, 즉 태양 표면 위의 플럭스 튜브는 그 자체로 코로나 루프를 구성하는 것이 아니다; 그것은 코로나 루프라고 불리기 전에 플라즈마로 채워져야 한다.이를 염두에 두고, 대부분의 닫힌 플럭스 구조가 비어 있기 때문에, 코로나 루프가 태양 표면에서 드문 일이라는 것이 명백해졌다.즉, 코로나를 가열하고 채층 플라즈마를 닫힌 자속으로 주입하는 메커니즘이 매우 [7]국부적이라는 것을 의미합니다.플라즈마 충전, 동적 흐름 및 코로나 가열의 메커니즘은 여전히 미스터리로 남아 있습니다.이 메커니즘은 채층 플라즈마를 코로나에 계속 공급할 수 있을 정도로 안정적이어야 하며, 따라서 채층 및 코로나까지의 짧은 거리를 통해 플라즈마를 6000K에서 1MK 이상으로 가열할 수 있을 정도로 강력해야 한다.이것이 바로 코로나 루프가 집중적인 연구의 표적이 되는 이유입니다.이들은 광구에 고정되고 채층 플라즈마에 의해 공급되며 전이 영역으로 돌출되어 집중 가열된 후 코로나 온도에 존재한다.

코로나 가열 문제가 오로지 어떤 코로나 가열 메커니즘에 기인한다는 생각은 오해를 불러일으킨다.우선 플라즈마를 채우는 고밀도 루프를 채층으로부터 직접 배출한다.코로나 플라즈마를 압축하여 코로나 고도에서 코로나 루프로 공급할 수 있는 코로나 메커니즘은 알려져 있지 않습니다.둘째, 코로나 상승의 관측은 플라즈마의 채층원을 가리킵니다.따라서 플라즈마는 원래 채층이기 때문에 코로나 가열 메커니즘을 조사할 때 이를 고려해야 합니다.이것은 채층 통전과 코로나 가열 현상으로 공통 메커니즘을 통해 연결될 수 있습니다.

관찰 이력

이 주제에 대한 자세한 내용은 태양 관측을 참조하십시오.

1946–1975

지상 망원경(예: 하와이의 마우나 로아 태양 관측소, MLSO)과 코로나 일식 관측에 의해 많은 발전이 이루어졌지만, 지구 대기의 흐릿한 영향에서 벗어나기 위해, 우주 기반 관측은 태양 물리학에 필수적인 진화가 되었다.짧은(7분)부터 시작합니다.1946년과 1952년의 에어로비 로켓 비행에서는 스펙트럼으로 태양극자외선(EUV)과 라이먼 알파 방출을 측정했다.이러한 로켓을 사용하여 1960년까지 기본적인 X선 관측을 달성했다.1959년부터 1978년까지의 영국 스카이락 로켓 임무에서도 주로 X선 분광계 데이터가 [8]반환되었다.비록 성공적이었지만, 로켓 임무는 수명과 탑재량이 매우 제한적이었다.1962~1975년 동안 위성 시리즈 Obling Solar Observatory(OSO-1에서 OSO-8)는 EUV 및 X선 분광계 관측을 연장할 수 있었다.그러다 1973년 스카이랩이 출범해 미래 [9]관측소를 대표하는 새로운 다파장 캠페인을 시작했다.이 임무는 겨우 1년 동안 지속되었고 태양 주기의 대부분을 지속한 최초의 천문대가 된 태양 최대 임무로 대체되었다.[10]배출 전 범위에 걸쳐 풍부한 데이터가 축적되었다.

1991년~현재

TRACE의 백만도 태양의 풀디스크 모자이크.

태양계는 1991년 8월 가고시마 우주센터에서 요호(Solar A)가 발사되면서 요동쳤다.2001년 12월 14일 배터리 고장으로 인해 소실되었지만, 10년 운영 기간 동안 X선 관측에 혁명을 일으켰다.Yohkoh (또는 Sunbeam)는 태양 플레어와 같은 태양 현상의 X선과 δ선 방출을 관찰하며 타원 궤도로 지구 궤도를 돌았다.Yohkoh는 네 개의 악기를 가지고 있었다.브래그 크리스털 스펙트로미터(BCS), 광대역 스펙트로미터(WBS), 소프트 X선 망원경(SXT), 하드 X선 망원경(HXT)은 일본, 미국, 영국의 과학자 컨소시엄에 의해 운영되었다.X선 방출 코로나 루프를 관찰하기 위한 SXT 기기가 특히 중요합니다.

SXT 기기는 0.25–4.0 keV 범위의 X선을 관측하여 0.5–2초의 시간 분해능으로 태양 특성을 2.5 초로 분해했다.SXT는 2-4 MK 온도 범위의 플라즈마에 민감하여 EUV [11]파장에서 방사되는 TRACE 코로나 루프에서 수집된 데이터와 비교하기에 이상적인 관측 플랫폼이었다.

태양물리학의 다음 단계는 1995년 12월 미국 플로리다 케이프 커내버럴 공군기지에서 태양 및 태양권 관측소(SOHO)를 출범시키면서 이루어졌다. SOHO는 원래 2년의 작동 수명을 가지고 있었다.이 임무는 엄청난 성공으로 인해 2007년 3월까지 연장되었고, SOHO는 완전한 11년의 태양 주기를 관측할 수 있었다.소호는 첫 번째 라그랑지안 지점(L1)을 중심으로 느린 궤도를 그리며 계속해서 태양을 마주하고 있으며, 여기서 태양과 지구 사이의 중력 균형은 소호가 궤도를 도는 데 안정적인 위치를 제공한다.SOHO는 약 150만 킬로미터의 거리에서 지속적으로 태양을 가리고 있다.

소호는 유럽우주국과 NASA의 과학자들에 의해 관리된다.TRACE와 Yohkoh보다 더 많은 기구를 포함하고 있는 이 큰 태양 임무는 태양 내부, 태양 코로나에서 태양 바람까지의 사슬을 보기 위해 고안되었습니다.SOHO는 코로나 진단 분광계(CDS), 극자외선 이미징 망원경(EIT), 태양 자외선 방출 방사선 측정(SUMER), 자외선 코로나 분광계(UVCS) 등 12개의 기구를 탑재하고 있으며, 이들은 모두 천이 및 코로나 연구에 광범위하게 사용되고 있다.

EIT 기기는 Coronal loop 관찰에서 광범위하게 사용됩니다.EIT는 각각 다른 EUV 온도에 대응하는 171Ω FeIX, 195Ω FeXIi, 284Ω FeXV 및 304Ω HeII의 4개의 밴드 패스를 사용하여 내측 코로나를 통과하는 전이 영역을 촬영하여 채층 네트워크를 조사합니다.

트랜지션 지역과 코로나 탐험기(TRACE)는 1998년 4월 반덴버그 공군기지에서 나사의 고다드 우주 비행 센터 소형 탐험기(SMEX) 프로젝트의 일환으로 발사되었다.이 작은 궤도 계측기는 초점거리 30×160cm, 8.66m 카세그레인 망원경과 1200×1200px CCD 검출기를 갖추고 있다.발사 시기는 태양 극대기의 상승 국면과 일치하도록 계획되었다.그런 다음 SOHO와 함께 전이 영역과 낮은 코로나에 대한 관측을 수행하여 태양 주기의 이 흥미로운 단계에서 전례 없는 태양 환경을 볼 수 있습니다.

높은 공간(1 아크 초)과 시간 분해능(1-5 초)으로 인해, TRACE는 코로나 구조의 매우 상세한 이미지를 캡처할 수 있었고, SOHO는 태양의 전역(낮은 분해능) 사진을 제공한다.이 캠페인은 정상 상태(또는 정지 상태) 코로나 루프의 진화를 추적할 수 있는 천문대의 능력을 보여준다.TRACE는 171 ix FeIX, 195 xi FeXIi, 284 v FeXV, 1216 50 HI, 1550 å CIV 및 1600 range 범위의 전자파 방사선에 민감한 필터를 사용합니다.특히 관심사는 대기 코로나 루프가 방출하는 방사선에 민감하기 때문에 171Ω, 195Ω 및 284Ω 대역 통과이다.

동적 흐름

위의 모든 우주 임무들은 강한 플라즈마 흐름과 코로나 루프의 매우 역동적인 과정을 관찰하는데 매우 성공적이었다.예를 들어, 수메르 관측은 태양 원반에서 5-16 km/s의 흐름 속도를 나타내며, 다른 공동 수메르/TRACE 관측은 15-40 km/[12][13]s의 흐름을 감지한다.태양 최대 임무에 탑재된 플랫 크리스털 스펙트로미터(FCS)에 의해 매우 빠른 속도가 감지되었으며, 플라즈마 속도는 초당 40-60km입니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Loff, Sarah (2015-04-17). "Coronal Loops in an Active Region of the Sun". NASA. Retrieved 2022-03-28.
  2. ^ Reale, Fabio (July 2014). "Coronal Loops: Observations and Modeling of Confined Plasma" (PDF). Living Reviews in Solar Physics. 11 (4): 4. doi:10.12942/lrsp-2014-4. PMC 4841190. PMID 27194957. Retrieved 16 March 2022.
  3. ^ Malanushenko, A.; Cheung, M. C. M.; DeForest, C. E.; Klimchuk, J. A.; Rempel, M. (1 March 2022). "The Coronal Veil". The Astrophysical Journal. 927 (1): 1. doi:10.3847/1538-4357/ac3df9. S2CID 235658491.
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  5. ^ Aschwanden, M. J. (2001). "An evaluation of coronal heating models for Active Regions based on Yohkoh, SOHO, and TRACE observations". Astrophysical Journal. 560 (2): 1035–1044. Bibcode:2001ApJ...560.1035A. doi:10.1086/323064. S2CID 121226839.
  6. ^ Aschwanden, M. J. (2004). Physics of the Solar Corona. An Introduction. Praxis Publishing Ltd. ISBN 978-3-540-22321-4.
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외부 링크

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