कोरोनल सीस्मोलॉजी: Difference between revisions
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सॉसेज मोड, जो प्लाज्मा संरचना द्वारा निर्देशित तिरछी | सॉसेज मोड, जो प्लाज्मा संरचना द्वारा निर्देशित तिरछी तेजी से चुंबक ध्वनिक तरंगें भी हैं; मोड प्लाज्मा संरचना के विस्तार और संकुचन का कारण बनता है, लेकिन इसके अक्ष को विस्थापित नहीं करता है। ये मोड संकुचित होते हैं और दोलन संरचना में चुंबकीय क्षेत्र के निरपेक्ष मूल्य में महत्वपूर्ण बदलाव लाते हैं। सॉसेज मोड की आवृत्ति निम्न अभिव्यक्ति द्वारा दी गई है: | ||
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Revision as of 13:09, 9 June 2023
कोरोनल सीस्मोलॉजी (भूकंप विज्ञान) मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक (एमएचडी) तरंगों और दोलनों के उपयोग से सूर्य के कोरोना के प्लाज्मा का अध्ययन करने की एक तकनीक है। मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स विद्युत प्रवाहकीय तरल पदार्थों की गतिशीलता का अध्ययन करता है - इस मामले में, तरल पदार्थ कोरोनल प्लाज्मा है। तरंगों के अवलोकन किए गए गुण (जैसे आवृत्ति, तरंग दैर्ध्य, आयाम, लौकिक और स्थानिक हस्ताक्षर (लहर गड़बड़ी का आकार क्या है?), तरंग विकास के विशिष्ट परिदृश्य (लहर नम है?) लहर घटना के सैद्धांतिक मॉडलिंग (फैलाव संबंध, विकासवादी समीकरण, आदि) के साथ संयुक्त, कोरोना के भौतिक मापदंडों को प्रतिबिंबित कर सकता है जो सीटू में पहुंच योग्य नहीं हैं, जैसे कि कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र की ताकत और अल्फवेन वेग[1] और कोरोनल अपव्यय गुणांक[2] मूल रूप से, MHD कोरोनल सीस्मोलॉजी की विधि 1970[3] में लहरों के प्रचार के लिए वाई उचिदा और बी रॉबर्ट्स एट अल द्वारा सुझाई गई थी। 1984 में [4] स्थायी तरंगों के लिए, लेकिन आवश्यक अवलोकन संकल्प की कमी के कारण 90 के दशक के उत्तरार्ध तक व्यावहारिक रूप से लागू नहीं किया गया था। दार्शनिक रूप से, कोरोनल सीस्मोलॉजी पृथ्वी के सीस्मोलॉजी, हेलिओसिज़्मोलॉजी और प्रयोगशाला प्लाज्मा उपकरणों के एमएचडी स्पेक्ट्रोस्कोपी के समान है। इन सभी दृष्टिकोणों में, माध्यम की जांच के लिए विभिन्न प्रकार की तरंगों का उपयोग किया जाता है।
कोरोनल सिस्मोलॉजी का सैद्धांतिक आधार प्लाज्मा सिलेंडर के एमएचडी मोड का फैलाव संबंध है: एक प्लाज्मा संरचना जो अनुप्रस्थ दिशा में गैर-समान है और चुंबकीय क्षेत्र के साथ विस्तारित है। यह मॉडल सौर कोरोना में देखी गई कई प्लाज्मा संरचनाओं के वर्णन के लिए अच्छी तरह से काम करता है: उदा कोरोनल लूप्स, प्रोमिनेन्स फ़िब्रिल्स, प्लम्स और विभिन्न फ़िलामेंट्स। इस तरह की संरचना एमएचडी तरंगों के वेवगाइड के रूप में कार्य करती है।
यह चर्चा नाकरियाकोव और वर्विचटे से अनुकूलित है।[5]
मोड
कई अलग-अलग प्रकार के एमएचडी मोड हैं जिनमें काफी अलग फैलाव, ध्रुवीकरण और प्रचार गुण हैं।
किंक मोड्स
किंक (या अनुप्रस्थ) मोड, जो प्लाज्मा संरचना द्वारा निर्देशित तिरछी तेजी से मैग्नेटोकॉस्टिक (मैग्नेटोसोनिक तरंगों के रूप में भी जाना जाता है) हैं; मोड प्लाज्मा संरचना की धुरी के विस्थापन का कारण बनता है। ये मोड कमजोर रूप से संकुचित होते हैं, लेकिन फिर भी इमेजिंग उपकरणों के साथ समय-समय पर स्थायी या कोरोनल संरचनाओं के विस्थापन के प्रचार के रूप में देखा जा सकता है, उदा कोरोनल लूप्स। अनुप्रस्थ या "कंक" मोड की आवृत्ति निम्न अभिव्यक्ति द्वारा दी गई है:
किंक मोड के लिए लूप के बेलनाकार मॉडल में दिगंशीय तरंग संख्या का पैरामीटर, 1 के बराबर है, जिसका अर्थ है कि सिलेंडर स्थिर सिरों के साथ लहरा रहा है।
सॉसेज मोड
सॉसेज मोड, जो प्लाज्मा संरचना द्वारा निर्देशित तिरछी तेजी से चुंबक ध्वनिक तरंगें भी हैं; मोड प्लाज्मा संरचना के विस्तार और संकुचन का कारण बनता है, लेकिन इसके अक्ष को विस्थापित नहीं करता है। ये मोड संकुचित होते हैं और दोलन संरचना में चुंबकीय क्षेत्र के निरपेक्ष मूल्य में महत्वपूर्ण बदलाव लाते हैं। सॉसेज मोड की आवृत्ति निम्न अभिव्यक्ति द्वारा दी गई है:
सॉसेज मोड के लिए पैरामीटर 0 के बराबर है; इसकी व्याख्या एक "श्वास" के रूप में अंदर और बाहर, फिर से निश्चित समापन बिंदुओं के साथ की जाएगी।
अनुदैर्ध्य मोड
अनुदैर्ध्य (या धीमी, या ध्वनिकी) मोड, जो मुख्य रूप से प्लाज्मा संरचना में चुंबकीय क्षेत्र के साथ प्रसार करने वाली धीमी मैग्नेटोकॉस्टिक तरंगें हैं; ये मोड अनिवार्य रूप से संपीड़ित हैं। इन विधियों में चुंबकीय क्षेत्र गड़बड़ी सिद्धांत नगण्य है। धीमी मोड की आवृत्ति निम्न अभिव्यक्ति द्वारा दी गई है:
जहां हम परिभाषित करते हैं ध्वनि की गति और के रूप में अल्फवेन तरंग के रूप में # अल्फवेन वेग|अल्फवेन वेग।
मरोड़ मोड
मरोड़ (एल्फवेन वेव | अल्फवेन या ट्विस्ट) मोड कुछ व्यक्तिगत चुंबकीय सतहों के साथ चुंबकीय क्षेत्र के असंपीड़ित अनुप्रस्थ क्षोभ हैं। किंक मोड के विपरीत, मरोड़ वाले मोड को इमेजिंग उपकरणों के साथ नहीं देखा जा सकता है, क्योंकि वे संरचना अक्ष या इसकी सीमा के विस्थापन का कारण नहीं बनते हैं।
अवलोकन
कोरोना के गर्म प्लाज्मा में मुख्य रूप से ईयूवी, ऑप्टिकल और माइक्रोवेव बैंड में कई स्पेसबोर्न और ग्राउंड-आधारित उपकरणों के साथ वेव और ऑसिलेटरी घटनाएं देखी जाती हैं, उदा। सौर और हेलिओस्फेरिक वेधशाला (SOHO), संक्रमण क्षेत्र और कोरोनल एक्सप्लोरर (TRACE), नोबेयामा रेडियोहेलियोग्राफ़ (NoRH, नोबेयामा रेडियो वेधशाला देखें)। फेनोमेनोलॉजिकल रूप से, शोधकर्ता ध्रुवीय पंखों और बड़े कोरोनल लूप्स के पैरों में संपीड़ित तरंगों के बीच अंतर करते हैं, लूपों के भड़कने वाले अनुप्रस्थ दोलनों, लूपों के ध्वनिक दोलनों, लूपों में किंक तरंगों का प्रसार और आर्कड्स के ऊपर की संरचनाओं में (एक आर्केड लूप का एक करीबी संग्रह होता है) एक बेलनाकार संरचना में, छवि को दाईं ओर देखें), फ्लेयरिंग लूप्स के सॉसेज दोलन, और प्रमुखता और तंतुओं के दोलन (सौर प्रमुखता देखें), और यह सूची लगातार अपडेट की जाती है।
कोरोनल सीस्मोलॉजी सौर गतिकी वेधशाला # एटमॉस्फेरिक इमेजिंग असेंबली (AIA) (AIA) इंस्ट्रूमेंट ऑन द सोलर डायनेमिक्स ऑब्जर्वेटरी (SDO) मिशन के उद्देश्यों में से एक है।
सौर चुंबकीय क्षेत्र, सौर हवा और कोरोना के इन-सीटू माप प्रदान करने के उद्देश्य से 2018 में पार्कर सौर जांच , सूर्य से 9 सौर त्रिज्या के करीब एक अंतरिक्ष यान भेजने का मिशन शुरू किया गया था। इसमें एक मैग्नेटोमीटर और प्लाज्मा वेव सेंसर शामिल है, जो कोरोनल सीस्मोलॉजी के लिए अभूतपूर्व अवलोकन की अनुमति देता है।
निष्कर्ष
कोरोनल मैग्नेटिक फील्ड, डेंसिटी पैमाने की ऊंचाई , फाइन स्ट्रक्चर (जिसका मतलब है कि इनहोमोजेनस कोरोनल लूप जैसी इनहोमोजीनस स्ट्रक्चर की संरचना में बदलाव) और हीटिंग के आकलन में कोरोनल सीस्मोलॉजी की क्षमता को विभिन्न शोध समूहों द्वारा प्रदर्शित किया गया है। कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र से संबंधित कार्य का उल्लेख पहले किया गया था।[1]यह दिखाया गया है कि स्पेक्ट्रम के कम आवृत्ति वाले हिस्से में वर्तमान में उपलब्ध टिप्पणियों के अनुरूप पर्याप्त ब्रॉडबैंड धीमी मैग्नेटोकॉस्टिक तरंगें, कोरोनल लूप को गर्म करने के लिए पर्याप्त गर्मी जमाव की दर प्रदान कर सकती हैं। [6] घनत्व पैमाने की ऊंचाई के संबंध में, कोरोनल छोरों के अनुप्रस्थ दोलनों में चर परिपत्र पार-अनुभागीय क्षेत्र और अनुदैर्ध्य दिशा में प्लाज्मा घनत्व दोनों का सैद्धांतिक रूप से अध्ययन किया गया है। लूप अक्ष के विस्थापन का वर्णन करते हुए एक दूसरा क्रम साधारण अंतर समीकरण प्राप्त किया गया है। सीमा स्थितियों के साथ मिलकर, इस समीकरण को हल करने से ईजेनफ्रीक्वेंसी और ईजेनमोड निर्धारित होते हैं। कोरोनल डेंसिटी स्केल की ऊँचाई का अनुमान मौलिक आवृत्ति के देखे गए अनुपात और लूप किंक दोलनों के पहले ओवरटोन का उपयोग करके लगाया जा सकता है।[7] कोरोनल ठीक संरचना के बारे में बहुत कम जानकारी है। SOHO पर उत्सर्जित विकिरण उपकरण (SUMER) के सौर पराबैंगनी मापन के साथ प्राप्त गर्म सक्रिय क्षेत्र लूप में डॉपलर शिफ्ट दोलनों का अध्ययन किया गया है। स्पेक्ट्रा को सक्रिय क्षेत्रों के ऊपर कोरोना में एक निश्चित स्थिति में रखे गए 300 आर्कसेक स्लिट के साथ दर्ज किया गया था। कुछ दोलनों ने एक या दोनों दिशाओं में भट्ठा के साथ-साथ स्पष्ट रूप से अलग-अलग तीव्रता और रेखा चौड़ाई वितरण के साथ 8–102 किमी प्रति सेकंड की सीमा में स्पष्ट गति के साथ चरण प्रसार दिखाया। इन विशेषताओं को एक अमानवीय कोरोनल लूप के एक पाद बिंदु पर दोलन के उत्तेजना द्वारा समझाया जा सकता है, उदा। ठीक संरचना के साथ एक पाश।[8]
संदर्भ
- ↑ 1.0 1.1 Nakariakov, V. M.; Ofman, L. (2001). "Determination of the coronal magnetic field by coronal loop oscillations" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 372 (3): L53–L56. Bibcode:2001A&A...372L..53N. doi:10.1051/0004-6361:20010607.
- ↑ Nakariakov, V. M.; Ofman, L.; Deluca, E. E.; Roberts, B.; Davila, J. M. (1999). "TRACE observation of damped coronal loop oscillations: Implications for coronal heating". Science. 285 (5429): 862–864. Bibcode:1999Sci...285..862N. doi:10.1126/science.285.5429.862. PMID 10436148.
- ↑ Uchida, Y. (1970). "Diagnosis of coronal magnetic structure by flare-associated hydromagnetic disturbances". Publications of the Astronomical Society of Japan. 22: 341–364. Bibcode:1970PASJ...22..341U.
- ↑ Roberts, B.; Edwin, P. M.; Benz, A. O. (1984). "On coronal oscillations". The Astrophysical Journal. 279: 857–865. Bibcode:1984ApJ...279..857R. doi:10.1086/161956.
- ↑ Nakariakov, V. M.; Verwichte, E. (2005). "Coronal Waves and Oscillations". Living Reviews in Solar Physics. 2 (1): 3. Bibcode:2005LRSP....2....3N. doi:10.12942/lrsp-2005-3.
- ↑ Tsiklauri, D.; Nakariakov, V. M. (2001). "Wide-spectrum slow magnetoacoustic waves in coronal loops". Astronomy and Astrophysics. 379 (3): 1106–1112. arXiv:astro-ph/0107579. Bibcode:2001A&A...379.1106T. doi:10.1051/0004-6361:20011378. S2CID 17251922.
- ↑ Ruderman, M. S.; Verth, G.; Erdelyi, R. (2008). "Transverse Oscillations of Longitudinally Stratified Coronal Loops with Variable Cross Section". The Astrophysical Journal. 686 (1): 694–700. Bibcode:2008ApJ...686..694R. doi:10.1086/591444.
- ↑ Wang, T. J.; et al. (2003). "Hot coronal loop oscillations observed with SUMER: Examples and statistics". Astronomy and Astrophysics. 406 (3): 1105–1121. Bibcode:2003A&A...406.1105W. doi:10.1051/0004-6361:20030858.
बाहरी संबंध
- Nakariakov, V. M.; Verwichte, E. (2005). "Coronal Waves and Oscillations". Living Reviews in Solar Physics. 2 (1): 3. Bibcode:2005LRSP....2....3N. doi:10.12942/lrsp-2005-3.
- Roberts, B., Nakariakov, V.M., "Coronal seismology – a new science", Frontiers 15, 2003
- Verwichte, E., Plasma diagnostics using MHD waves
- Stepanov, A.V., Zaitsev, V.V. and Nakariakov, V.M., "Coronal Seismology" Wiley-VCH 2012 ISBN 978-3527409945
