Naukowcy badali turbulencje w koronie Słońca za pomocą radio sygnały wysyłane na Ziemię ultraniskokosztową technologią marzec orbiter kiedy Ziemia i marzec znajdowały się w koniunkcji po przeciwnych stronach Słońca (koniunkcja zwykle zdarza się raz na około dwa lata). The radio sygnały z orbiter przeszedł przez obszar koronowy Słońca w bliskiej odległości 10 Rʘ (1 Rʘ = słoneczny promień = 696,340 XNUMX km). Analizowano resztkową częstotliwość odebranego sygnału w celu uzyskania widma turbulencji koronalnych. Ustalenia wydawały się być zgodne z ustaleniami Parkera in-situ Solar Sonda. Badanie to dostarczyło bardzo taniej możliwości zbadania dynamiki w obszarze koronowym (w przypadku braku bardzo drogiego badania in-situ słoneczny sonda) i nowy wgląd w sposób badania turbulencji w słoneczny obszarze koronowym za pomocą sygnałów radiowych wysyłanych przez a marzec orbity do Ziemi może pomóc w ulepszeniu przewidywania słoneczny działalność mającą ogromne znaczenie dla form życia i cywilizacji na Ziemi.
Połączenia marzec Misja Orbiter (MOM) Indian Typ przestrzeni Organizacja badawcza (ISRO) został wystrzelony w dniu 5 listopada 2013 r., a planowany czas trwania misji wynosił 6 miesięcy. Jego żywotność znacznie przekroczyła i obecnie znajduje się w fazie wydłużonej misji.
Zespół badaczy wykorzystał sygnały radiowe z orbiter studiować słoneczny korona, kiedy Ziemia i marzec znajdowały się po przeciwnych stronach Słońca. W okresach koniunkcji, które zwykle zdarzają się raz na około dwa lata, sygnały radiowe z orbitera przechodzą przez słoneczny obszar koronalny tak blisko 10 Rʘ (1 Rʘ = słoneczny promienie = 696,340 km) wysokość helio od centrum Słońca i daje możliwości studiowania słoneczny dynamika.
Połączenia słoneczny korona to obszar, w którym temperatura może sięgać nawet kilku milionów stopni Celsjusza. Wiatry słoneczne powstają i przyspieszają w tym regionie oraz pochłaniają obszary międzyplanetarne obowiązuje które kształtują magnetosferę planet i wpływają na przestrzeń pogoda środowisko bliskie Ziemi. Przestudiowanie tego jest ważną koniecznością1. Posiadanie sondy in situ byłoby idealnym rozwiązaniem, jednak wykorzystanie sygnałów radiowych (przesyłanych przez statek kosmiczny i odbieranych na Ziemi po przebyciu przez region koronalny stanowi doskonałą alternatywę).
W ostatnim artykule2 opublikowane w Monthly Notices of Royal Astronomical Society, naukowcy badali turbulencje w obszarze korony słonecznej w okresie opadającej fazy cyklu słonecznego i donoszą, że wiatry słoneczne przyspieszają, a ich przejście z przepływu subalfwenicznego do superalfvenicznego następuje około 10-15 Rʘ. Osiągają nasycenie na stosunkowo niższych wysokościach helio w porównaniu z okresem wysokiej aktywności słonecznej. Nawiasem mówiąc, odkrycie to wydaje się być poparte bezpośrednią obserwacją Solar Corona przez Parker Probe3 , jak również.
Ponieważ korona słoneczna jest naładowanym ośrodkiem plazmy i posiada wewnętrzną turbulencję, wprowadza ona efekty dyspersyjne w parametrach przepływających przez nią elektromagnetycznych fal radiowych. Turbulencje w ośrodku koronalnym wywołują fluktuacje gęstości plazmy, które są rejestrowane jako fluktuacje fazy fal radiowych przechodzących przez to medium. Tak więc sygnały radiowe odbierane w stacji naziemnej zawierają sygnaturę ośrodka propagującego i są analizowane widmowo w celu uzyskania widma turbulencji w ośrodku. Stanowi to podstawę techniki koronalnego sondowania radiowego, która została wykorzystana przez statek kosmiczny do badania obszarów koronalnych.
Resztki częstotliwości Dopplera uzyskane z sygnałów są analizowane spektralnie w celu uzyskania widma turbulencji koronalnych w odległościach heliocentrycznych w zakresie od 4 do 20 Rʘ. Jest to region, w którym wiatr słoneczny jest przede wszystkim przyspieszany. Zmiany w reżimie turbulencji są dobrze odzwierciedlone w wartościach wskaźników widmowych widma wahań częstotliwości czasowej. Zaobserwowano, że widmo mocy turbulencji (czasowe widmo fluktuacji częstotliwości) w mniejszej odległości heliocentrycznej (<10 Rʘ), spłaszczało się w obszarach o niższych częstotliwościach o niższym wskaźniku widmowym, który odpowiada obszarowi przyspieszenia wiatru słonecznego. Niższe wartości indeksu widmowego bliżej powierzchni Słońca oznaczają reżim poboru energii, w którym turbulencje są nadal słabo rozwinięte. W przypadku większych odległości heliocentrycznych (> 10Rʘ) krzywa wyostrza się ze wskaźnikiem widmowym bliskim 2/3, co wskazuje na reżimy bezwładności rozwiniętej turbulencji typu Kołmogorowa, w których energia jest transportowana kaskadowo.
Ogólne cechy widma turbulencji zależą od takich czynników, jak faza cyklu aktywności słonecznej, względna częstość występowania obszarów aktywności słonecznej i dziury koronalne. Ta praca oparta na danych MOM daje wgląd w słabe maksima 24 cyklu słonecznego, które są rejestrowane jako szczególny cykl słoneczny pod względem ogólnej niższej aktywności niż inne poprzednie cykle.
Co ciekawe, badanie to demonstruje bardzo tani sposób badania i monitorowania turbulencji w obszarze koronowym Słońca przy użyciu metody sondowania radiowego. Może to być niezwykle pomocne w prowadzeniu zakładki aktywności słonecznej, co z kolei może mieć kluczowe znaczenie w przewidywaniu wszystkich ważnych warunków pogodowych, szczególnie w pobliżu Ziemi.
***
Referencje:
- Prasad U., 2021. Typ przestrzeni Pogoda, zakłócenia wiatru słonecznego i wybuchy radiowe. Naukowy Europejczyk. Opublikowano 11 lutego 2021 r. Dostępne pod adresem http://scientificeuropean.co.uk/sciences/space/space-weather-solar-wind-disturbances-and-radio-bursts/
- Jaina R., i wsp 2022. Badanie dynamiki korony słonecznej podczas fazy post-maksymalnej cyklu słonecznego 24 z wykorzystaniem sygnałów radiowych w paśmie S z indyjskiej misji orbitalnej Marsa. Miesięczne powiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego, stac056. Otrzymano w oryginalnej formie 26 września 2021 r. Opublikowano 13 stycznia 2022 r. DOI: https://doi.org/10.1093/mnras/stac056
- J.C. Kasper i in. Sonda słoneczna Parker wchodzi w zdominowaną magnetycznie koronę słoneczną. Fiz. Ks. 127, 255101. Otrzymano 31 października 2021. Opublikowano 14 grudnia 2021. DOI: https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.127.255101
***
