Presentation is loading. Please wait.

Presentation is loading. Please wait.

The beauty of the corona 2006 March 29, Turkey Permission by Hanna Druckmullerova and Miloslav Druckmuller.

Similar presentations


Presentation on theme: "The beauty of the corona 2006 March 29, Turkey Permission by Hanna Druckmullerova and Miloslav Druckmuller."— Presentation transcript:

1 The beauty of the corona 2006 March 29, Turkey Permission by Hanna Druckmullerova and Miloslav Druckmuller

2 Некоторые новые аспекты физики солнечной короны Б.В. Сомов Boris V. Somov Astronomical Institute Moscow State University ИКИ

3 Корона украшает… Солнце

4 Красота короны The beauty of the corona 2006 March 29, Turkey Permission by Hanna Druckmullerova and Miloslav Druckmuller

5 Корона украшает… Солнце

6 Courtesy of Jean Mouette Courtesy of Miloslav Druckmuller Загадки солнечной короны НЛО ?

7 Все ли мы знаем о солнечной короне ? Написал стихи…, Исчерпал тему.

8 2010 July 11, French Polynesia, White-light image and simultaneous AIA (SDO) Courtesy of CNRS France and AIA (SDO) from NASA

9 Почему солнечная корона – часть современной плазменной астрофизики ?

10 План доклада ► Сильное магнитное поле ► Магнитное пересоединение и вспышки как источник энергии для нагрева короны ► Особенности МНГ волн, связанные с потерями энергии на излучение

11 Плазма в сильном магнитном поле Somov B.V., Syrovatskii S.I., Appearance of a current layer in a plasma moving in the field of a magnetic dipole Appearance of a current layer in a plasma moving in the field of a magnetic dipole. Soviet Physics – JETP, 34, 992, 1972 Solar wind

12

13 Вагнер С.А., Сомов Б.В., Крупномасштабные структуры солнечной короны в приближении сильного поля. В сб. «Космические исследования», Ст.Петербург, ФТИ РАН, 1991, с (a)Disruption of RCL due to reconnection and magnetic tension forces (b)Recovery of RCL via a secondary RCL

14 Non-stationary processes in a coronal streamer Вагнер С.А., Сомов Б.В., Крупномасштабные структуры солнечной короны в приближении сильного поля. В сб. «Космические исследования», Ст.Петербург, ФТИ РАН, 1991, с (a)Disruption of a coronal streamer due to reconnection and magnetic tension forces (b)Recovery of a disrupted coronal streamer via a secondary RCL

15 Движущийся магнитный остров в пересоединяющем токовом слое коронального стримера

16 Понимание условий формирования «магнитных островов» в пересоединяющем токовом слое позволит лучше изучить физические условия в корональном стримере

17 Умеренные температуры в короне ► Широкий диапазон температур ► Сильное магнитное поле определяет распределение температур

18 The soft X-ray emission is thermal bremsstrahlung, up to ~ 10 E7 ergs / cm E2 sec, is a direct measure of the heat input to maintain the soft X-ray corona

19 Самые высокие температуры в короне T > 10 keV ! keV keV keV 8-10 keV keV keV footpoints Sui, Holman, 2003 Градиент температуры направлен к высокотемпературному турбулентному токовому слою (super-hot turbulent-current layer, SHTCL) temperature increase

20 Сверх-горячий турбулентный токовый слой (SHTCL) ► Мощный нагрев электронов и ионов за счет взаимодействия частица волна Somov, 2012, Plasma Astrophysics, Part II, Reconnection and Flares, Springer

21 Пересоединяющий токовый слой в хвосте магнитосферы Земли Courtesy by ESA

22 Механизмы нагрева короны ► МГД волны: быстрые, медленные, альвеновские, энтропийные, поверхностные и объемные, изгибные в тонких магнитных трубках, ударные волны ► Нановспышки Паркера: «The magnetic energy is converted to heat in small transient bursts which are called nanoflares» ~ 10 E23 ergs ► Аннигиляция магнитного поля в пересоединяющих токовых слоях (во вспышках любого масштаба (Sweet, Parker, Syrovatskii) во всех масштабах

23 Крупномасштабное пересоединение в короне и солнечном ветре хорошо наблюдается, исследуется и моделируется Wavy Reconnecting Current Layer Copyright: Springer SBM, 2013 Traditional view of the solar wind origins Slow Wind Fast Wind

24 Large-scale reconnection in the solar wind Permission by NATURE Publishing Group To the Sun

25 Reconnection in flares heats the corona in active regions but the specific properties of a SHTCL are important ► Collisionless reconnection with wave-particle interaction inside the SHTCL ► Particle acceleration in 3-component magnetic field plus electric field ► Non-classic heat transfer ► Reverse-current electric field effect Золотой век МГД …

26 Open issues ► МГД волны в короне имеют весьма специфические свойства, которые трудно, но необходимо учесть в общей теории нагрева короны Somov B.V., Dzhalilov N.S., Staude J., Peculiarities of entropy and magnetosonic waves in optically thin cosmic plasma, Astronomy Letters, 33, 309, Somov B.V., Dzhalilov N.S., Staude J., Instability of entropy waves in cosmic plasma, Cosmic Research, 46, 393, 2008.

27 MHD small-amplitude waves ► in an optically thin, perfectly conducting, uniform plasma ► with a cosmic abundance of elements ► in a magnetic field ► with electron heat conduction along magnetic field ► with proton heat conduction across magnetic field

28 MHD equations Radiative cooling of an optically thin plasma L =n 2 q(T) [erg s -1 сm -3 ] H h where

29 Radiative loss function vs. temperature T c alculated at the PAI using the code and atomic database CHIANTI: NRL (USA), RAL (UK), MSSL (UK), Universities of Florence (Italy) andCambridge (UK), George Mason University (USA) Function q strongly depends on temperature T but very weakly depends on plasma density n

30 Condition of the instability for entropy waves - regions of maximal instability k B0B0 > 0

31 Instability growth time for entropy waves vs. temperature at fixed plasma densities: n 1 =10 9 сm -3 n 2 =10 10 сm -3 n 3 =10 11 сm -3  can vary over a very wide range: from tenths of a second to tens of minutes Slight stratification of the curves because of a weak dependence on magnetic field

32 The instability mechanism In the regions of a rapid decrease in the radiative loss function q with temperature T, a small increase in temperature is accompanied by a large decrease in the rate of radiative cooling

33 Entropy waves are becoming unstable but they play important role in ► the problem of evolutionarity of shock waves and other MHD discontinuities ► the problem of evolutionarity of shock waves and other MHD discontinuities (RCL) ► the problem of coronal heating Somov B.V., Plasma Astrophysics, Part I, Fundamentals and Practice, Springer, 2013

34 Evolutionarity of an ordinary shock waves Small-amplitude waves in plasma moving through a shock wave without magnetic field See Chap. 17 in Somov B.V., Plasma Astrophysics, Part I, Fundamentals and Practice, Second Edition, New York, Springer SBM, 2013 EwSw

35 In contrast to the entropy waves, the magnetoacoustic waves are damped The damping decreament d = Im  / Re  < 0 Somov B.V., Dzhalilov N.S., Staude J., Astronomy Letters, 33, 309, 2007

36 Growth rate as a function of the temperature and wavelength Two regions of strong instability (two main minima) at temperatures T 1 ~2 x 10 4 K and T 2 ~ 3 x 10 5 K B = 1000 G The angle  between the wave vector k and the magnetic field vector B is taken to be  /4

37 Damping decrement of fast magnetoacoustic waves as a function of temperature and density Very weak damping!

38 The damping decreament for slow waves is 4-6 order of magnitude larger than that for fast waves TRACE Extremely strong damping !

39 Aschwanden M.J., Nightigale R.W., Andries J., et al., 2003, ApJ, 598, 1375 Aschwanden M.J., Nightigale R.W., Andries J., et al., 2003, ApJ, 598, 1375 ► 11 quasi-periodic events observed in coronal loops by TRACE in EUV with period   = s. ► Number of oscillations = Damping time / Period N obs =      ► Damping decrement 0.06 < d < 1.6 ► Plasma density inside the loops n int = ( ) x 10 9 cm -3 We suggest that observed oscillations are related to the rapid damping of slow waves in coronal loops

40 Поглощения медленных волн в зависимости от магнитного поля B TRACE

41 ► Instead of the expected excitation of magnetoacoustic waves (by analogy with ordinary sonic waves), the thermal instability is stabilized (in a wide range of conditions) by a strong magnetic field ► However, magnetoacoustic waves are damped due to radiative energy losses ► Slow waves are damped as rapidly as observed oscillations of coronal loops

42 Прогресс в физике солнечной короны Прогресс в физике солнечной короны стабильный, эволюционный ► Нагрев короны - сотрудничество двух механизмов ► Хорошая теория нагрева короны ожидается ► Хорошая теория нагрева короны ожидается (есть все предпосылки) Л. Кичатинов ► Новые технологии позволят открыть новые свойства короны ► Интерес к солнечной короне будет расти

43 Thanks for your attention! 250 years

44 Thanks for attention !

45 Подробный доклад в следующий понедельник, 11 февраля в 15:20 в конференц-зале ГАИШ МГУ на семинаре «Плазменная астрофизика и физика Солнца»


Download ppt "The beauty of the corona 2006 March 29, Turkey Permission by Hanna Druckmullerova and Miloslav Druckmuller."

Similar presentations


Ads by Google