Магнитные поля верхней атмосферы Солнца

Впервые в мире ученые провели исследование магнитных полей верхних слоев атмосферы Солнца, наблюдая поляризацию его ультрафиолетового излучения. Они добились этого путем анализа данных CLASP, полученных во время его 5-минутного полета в космос 3 сентября 2015.

Результаты показывают, что структуры солнечной хромосферы и переходной области являются более сложными, чем ожидалось. Теперь, когда было доказано, что метод ультрафиолетовой спектрополяриметрии, используемый в проекте CLASP, работает, его можно применять в будущих исследованиях магнитных полей верхней хромосферы и переходной области. Это поможет лучше понять процессы, солнечной атмосферы.

Анализируя характеристики света, исходящего от Солнца, астрономы могут определить, как он испускается и рассеивается в атмосфере Солнца, а также условия солнечной атмосферы. Магнитные поля в различных видах солнечной активности играют важную роль, исходя из этого, на поверхности Солнца («фотосферы») сделано множество их точных измерений. Значительно меньше проведено наблюдений, а также измерений магнитных полей атмосферы над поверхностью Солнца. Видимый свет исходит из фотосферы, а ультрафиолетовое излучение (УФ) испускается и рассеивается в тех частях солнечной атмосферы, которые известнны как хромосфера и переходная область. Проект CLASP предназначен для исследования магнитных полей верхней хромосферы и переходной области с использованием Лайман-альфа линии водорода в УФ.

Международная команда использовали данные спектрополяриметра CLASP, инструмента, который обеспечивает подробную длину волны (цвет) и поляризации (ориентации световых волн) - информацию о свете, проходящем сквозь тонкую щель.

Слева показано положение спектрополяриметра на фоновом изображении, сделанное камерами на борту CLASP; диаграммы на правой стороне показывают данные длины волны и поляризации.

Исследователи обнаружили, что Лайман-α линия водорода Солнца на самом деле поляризована. Некоторые из поляризационных характеристик соответствуют предсказанным моделям теоретического рассеяния. Однако другие указывают, что структуры верхней хромосферы и переходной области являются более сложными, чем ожидалось. В частности, команда обнаружила, что поляризация изменялась на пространственной шкале 10-20 дуговых секунд (0,01-0,5 солнечного радиуса).

Кроме процесса рассеяния, магнитные поля могут влиять и на поляризацию. Чтобы исследовать, зависят ли измерения поляризации от магнитного поля, команда проводила наблюдения в диапазоне трех длин волн:

• ядра водорода линии Лайман-альфа (121,567 нм), поляризация которой влияет даже при слабом магнитном поле;
• ионизированной линии излучения кремния (120,65 нм), поляризация которой влияет только в относительно сильном магнитным поле;
• крыле Лайман-α спектральной линии водорода, которая не чувствительна к изменениям магнитодеформаций поляризации.

Проанализировав их различными магнитными потоками, ученые обнаружили, что большие отклонения от ожидаемой поляризации рассеяния в ядре Лайман-альфа и линии кремния в действительности происходят из-за магнитных полей, поскольку поляризация крыла Лайман-α остается почти постоянной.

Эти результаты впервые непосредственно показали следующие важные моменты:

1. Магнитные поля есть в переходной области.
2. Ультрафиолетовая спектрополяриметрия эффективна при изучении солнечных магнитных полей.
3. Такие проекты, как CLASP, помогают в открытии новых методов, даже если они имеют небольшие масштабы и короткий срок по сравнению со спутниками.

Источник информации и фото: phys.org