Наблюдения с помощью ALMA солнечных спикул в корональной дыре, проведенные Т. С. Бастианом и др.

Солнечные спикулы были открыты священником-иезуитом Анджело Секки в 1877 году. Это небольшие плазменные струи диаметром в несколько сотен километров, которые поднимаются на высоту более 10 мм со скоростью от нескольких десятков до более 100 км/с. Время жизни каждого из них составляет несколько минут. Они встречаются в хромосферной сети по всему Солнцу. Ранние оценки (Беккерс, 1972) показали, что спикулы переносят восходящий поток массы, в 100 раз превышающий необходимый для восполнения потерь от короны, вызванных солнечным ветром. С появлением современных наблюдений из космоса с высоким разрешением с использованием Hinode SOT (оптический), IRIS (ультрафиолетовый) и SDO AIA (EUV), а также усовершенствованного моделирования, интерес к спикулам и их возможной роли в распределении массы и энергии солнечной атмосферы возродился.

Наблюдения на миллиметровых длинах волн (mm-$lambda$) в значительной степени дополняют наблюдения в O/UV/EUV диапазонах. Это связано с тем, что излучение спикулы свободно от тепловых электронов в LTE, функция источника при mm-$ lambda$ является планковской и справедливо приближение Рэлея-Джинса. В отличие от этого, линии O/UV формируются в условиях, отличных от LTE. Наблюдения Солнца в целом и спикул, в частности, при мм-$лямбда$, были затруднены из-за недостаточного углового и временного разрешения. С появлением ALMA ситуация изменилась. ALMA может получать изображения спикул с разрешением в угловые секунды и может определять их кинематику с помощью изображений с высокой частотой вращения.

Здесь мы кратко обобщили наблюдения ALMA за солнечными спикулами в полярной корональной дыре. Подробности можно найти в недавно опубликованной статье Бастиана и др. (2025) или в перепечатке на arXiv.Рисунок 1. Сравнение результатов наблюдений с помощью ALMA и IRIS. Слева: спикулы, видимые на расстоянии 3 мм (нижняя часть) и с помощью сканера радужной оболочки в диапазоне 2796° (верхняя часть). Справа: то же самое, но в нижней части композита виден просвет в 1,25 мм. Белая дуга указывает на лимб фотосферы.

Наблюдения ALMA

Наблюдения ALMA солнечных спикул в корональной дыре северного полюса были получены 25 декабря 2018 года в диапазоне 3 мм в поле зрения приблизительно 60 дюймов с частотой вращения 2 с и в диапазоне 1,25 мм в аналогичном поле зрения с частотой почти 2 минуты. Причина низкой частоты кадров на изображениях диаметром 1,25 мм заключается в том, что для объединения 14 отдельных точек на этой длине волны были использованы методы мозаики, позволяющие получить поле зрения, сравнимое с полем зрения в диапазоне 3 мм. Поскольку ALMA не может вести наблюдения в двух диапазонах частот одновременно, наблюдения на 3 мм предшествовали наблюдениям на 1,25 мм примерно на 3 часа.

Мы измерили изменение яркостной температуры с высотой для ансамбля спикул в обоих диапазонах мм-$лямбда$. Если известна температура игольчатой плазмы, то можно определить оптическую глубину в зависимости от высоты, из чего можно сделать вывод о плотности столба и, следовательно, о численной плотности электронов $n_e$. Мы предположили две схематические модели изменения температуры спикулы с высотой: а) что она была изотермической; б) что температура линейно повышалась до значений переходной области. Важно отметить, что плотности, полученные на основе излучения mm-$lambda$, удивительно нечувствительны к температуре плазмы, при этом $n_e propto T_e^{1/4}$. Какой бы ни была температура, наблюдения ALMA позволяют определить плотность материала, из которого состоят иглы.

Рисунок 2: Плотность спикул, полученная из наблюдений mm-$lambda$. Плотности, основанные на измерениях в 1,25 мм, показаны синим цветом, а плотности, основанные на измерениях в 3 мм, — красным. а) Предполагается, что спикулы являются изотермическими с температурой в 1,5 раза больше 10^4 К. б) Предполагается, что температура спикул составляет 1,5 раза больше 10^4 К на высоте 2 мм, линейно увеличиваясь до 10^5 К на высоте 15 Мм. На обеих панелях сплошная зеленая линия соответствует агрегированным данным о толщине 1,25 и 3 мм. Данные взяты из работы Элиссандракис и др. (2018) (закрашенные зеленые круги), Беккерса (1972) (фиолетовые квадраты) и Кралла и др. (1976) (оранжевые ромбы). Пунктирно-точечные линии, обозначенные как “B68“, “B72″ и «A76», представляют собой плотности, полученные в результате коэффициентов заполнения спиц, основанных на модели Беккерса (1968, 1972) и Атея (1976), соответственно.

Мы обнаружили, что плотности частиц, полученные на основе двухдиапазонных наблюдений mm-$lambda$, хорошо согласуются с данными, полученными на основе исторических наблюдений O и UV. Если учитывать коэффициент заполнения прямой видимости, то изменение плотности с высотой несколько сглаживается (пунктирные линии на рисунке 2). Мы также обнаружили, что восходящий поток массы, обусловленный спикулами, быстро падает с высотой, что ставит под сомнение их значительную роль в распределении массы солнечной короны и солнечного ветра. Однако мы не можем исключить идею о том, что электрические токи или формы волн, переносимые спикулами, могут играть определенную роль в транспортировке энергии в солнечную корону.

Выводы

Наблюдения ALMA на мм-$лямбда$ позволяют по-новому взглянуть на различные солнечные явления, включая солнечные спикулы. Наши результаты не подтверждают идею о том, что спикулы придают короне значительную массу. Тем не менее, очень необходима дополнительная работа: многополосные наблюдения спикул в различных средах (корональные дыры, спокойное Солнце), а также подробные количественные сравнения с наблюдениями, выполненными на длинах волн O/UV/EUV EUV.

На основе недавней статьи Т. С. Бастиана, К. Элиссандракиса, А. Ниндоса, М. Шимоджо и С. М. Уайта «Наблюдения ALMA солнечных спикул в полярной корональной дыре», ApJ 980 60 (2025). DOI:10.3847/1538-4357/ada445

Список литературы

Элиссандракис С. и др., 2018, Физика Солнца, 293, 20 doi: 10.1007/s11207-018-1242-4

Антей, Р. Г., 1976 “Солнечная хромосфера и корона: тихое солнце”, том 53, doi: 10.1007/978-94-010-1715-2

Бастиан Т. С., Элиссандракис С., Ниндос А., Шимоджо М. и Уайт С. М. 2025, ApJ 980, 60, doi: 10.3847/1538-4357/ada445.

Беккерс, Дж. 1968, СОФ, 3, 367, doi: 10.1007/BF00171614

Беккерс, Дж. 1972, ARA&A, 10, 73, doi: 10.1146/annurev.aa.10.090172.

Кралл К. Р., Бесси Р. Дж., Беккерс Дж. М. 1976, СОФ, 46, 93, doi: 10.1007/BF00157556

Другие новости:

---