Spektroskopické pozorovanie a diagnostika fyzikálnych parametrov koronálnej EIT vlny.
Autori:
L.K. Harra, A.C. Sterling, P. Gömöry, A.M. Veronig, I.W. Kienreich, N. Muhr, B. Vršnak, M. Temmer, H.P. Warren
Obrázok s popisom:
Pre viac informácií, kliknite prosím na obrázok
Popis obrázku:
Časo-priestorové mapy znázorňujúce vývoj rýchlostí (a), intenzít (b), intenzít spoločne s kontúrami rýchlostí (c) a hustôt (d) určených pomocou spektrálnej čiary Fe XIII 202 A (a-c) a pomocou čiar Fe XIII 202/203 A citlivých na hustotné zmeny (d). Študovaná EIT vlna je najlepšie viditeľná na mape rýchlostí, kde sa prejavuje ako veľmi úzky, vertikálny pás zvýšených Dopplerovských rýchlostí posunutých do červenej oblasti elektromagnetického spektra. Oblasť zvýšených Dopplerovských rýchlostí navyše v čase a priestore veľmi dobre kopíruje pás mierne zvýšených intenzít (obrázok b a c).
Popis:
Fyzikálna povaha veľkoškálových vzruchov šíriacich sa v slnečnej koróne (tzv. EIT vĺn) nie je dodnes uspokojivo vysvetlená. Modely popisujúce tento jav je možné rozdeliť do dvoch veľkých skupín. „Nevlnové“ modely interpretujú EIT vlny len ako dôsledok preorganizovania koronálnych štruktúr spôsobený výbuchom koronálneho výronu hmoty. „Vlnové“ modely opisujú tieto javy ako skutočné, rýchle MHD vlnenia. Kvôli jednoznačnej identifikácii správnosti jednotlivých skupín modelov je nevyhnutné použiť spektroskopické pozorovania a na ich základe následne určiť fyzikálne parametre (teplota, hustota, rýchlosti tokov v oblasti čela vlny) EIT vĺn. Veľmi limitované, už existujúce, spektroskopické merania však zatiaľ poskytli len nepriame výsledky. Tento typ výskumu preto dodnes zostal veľkou výzvou. V našej práci sme prezentovali analýzu fyzikálnych vlastností EIT vlny, ktorá bola založená na extrémne jedinečnom súbore dát. Tento súbor pozostával zo spektroskopických meraní získaných s vysokou kadenciou, ktoré boli skombinované s obrázkami koróny nasnímanými s vysokým priestorovým rozlíšením. V oblasti čela šíriacej sa EIT vlny sme objavili pohyby plazmy s rýchlosťami do 20 km/s smerujúce k povrchu Slnka nasledované pohybmi opačného smeru s rýchlosťami neprevyšujúcimi 5 km/s. Toto zistenie indikuje relaxáciu plazmy po prechode čela vlny. Zistili sme, že počas vývoja EIT vlny došlo k nárastu rýchlostného pulzu klesajúcej plazmy z niekoľko málo km/s až na 20 km/s a následne k jeho rozpadu. Tento proces výborne koreloval s relatívnymi zmenami intenzít čela vlny. Kinematická analýza študovanej vlny odhalila, že jej spomaľovanie dosahovalo hodnotu a ~ -540 m/s2, pričom počiatočná rýchlosť vlny bola v ~ 590 km/s. Uvedené zistenia sú konzistentné s „vlnovým“ modelom predpokladajúcim prechod rýchleho MHD vlnenia korónou, ktorého dôsledkom je kompresia koronálnej plazmy.
Referencia:
The Astrophysical Journal Letters 737, L4 (2011); The Astrophysical Journal Letters 743, L10 (2011)
EN
SAV
