Поверхня Альвена

Анімація проходження Parker Solar Probe крізь сонячну корону в квітні 2021. Межа на краю корони є критичною поверхнею Альвена. Усередині цієї поверхні (коло ліворуч) плазма з'єднується з Сонцем хвилями, що поширюються до поверхні й від неї. За поверхнею (коло праворуч) магнітні поля та гравітація Сонця занадто слабкі, щоб стримувати плазму, і вона перетворюється на сонячний вітер, що летить по Сонячній системі так швидко, що хвилі у вітрі вже не можуть повернутися до Сонця^[1].

Поверхня Альвена — границя, що відділяє зоряну корону від зоряного вітру. Її визначають як межу, на якій Альвенівська швидкість дорівнює швидкості зоряного вітру. Вона названа на честь Ганнеса Альвена й також відома під назвами критична поверхня Альвена, точка Альвена або радіус Альвена. У 2018 році сонячний зонд Parker Solar Probe став першим космічним апаратом, який перетнув сонячну поверхню Альфвена.

Визначення

Зорі не мають твердої поверхні. Натомість вони мають гарячу протяжну атмосферу, зв'язану із зорею гравітацією та магнітними силами^[5]. Зоряна корона простягається далеко за межі фотосфери, і її вважають зовнішньою межею зорі. За короною починається зоряний вітер. Межа між ними визначається відстанню, на якій збурення зоряного вітру не можуть поширюватися назад до зорі. Це відбувається, коли швидкість витоку зоряного вітру перевищує швидкість «звуку», тобто число Маха перевищує 1. Відстань, на якій це відбувається, утворює нерівну поверхню навколо зорі, яку називають поверхнею Альвена^[6]. Її також можна приблизно описати як місце, де гравітація та магнітні поля занадто слабкі, щоб стримувати тепло та тиск, що відштовхують матеріал від зорі. За визначенням, на цій поверхні закінчується зоряна атмосфера й починається зоряний вітер^[5].

Адхікарі, Занк і Жао (2019) визначають поверхню Альвена як^[7]:

місце, де швидкість великомасштабного сонячного вітру $U$ і альвенівська швидкість $V_{\text{A}}$ рівні, і таким чином вона відділяє доальвенівський корональний потік | $U$ |≪| $V_{\text{A}}$ | від надальвенівського потоку сонячного вітру | $U$ |≫| $V_{\text{A}}$ |

ДеФорест, Говард та Маккомас (2014) визначають поверхню Альвена так^[8]:

природна межа, що позначає причинно-наслідковий роз'єднання окремих пакетів плазми та магнітного потоку від самого Сонця. Поверхня Альвена — це місце, де радіальний рух прискореного сонячного вітру перевищує радіальну альвенівську швидкість, і тому будь-яке зміщення матеріалу не може перенести інформацію назад у корону. Таким чином, це природна зовнішня межа сонячної корони та внутрішня межа міжпланетного простору.

Поверхня Альвена розділяє доальвенівський та надальвенівський режими зоряного вітру, а зоряний вітер, у свою чергу, впливає на структури магнітосфер та іоносфер усіх планет зоряної системи^[2]. Також указують, що поверхня Альвена може слугувати внутрішньою межею зони життя зорі^[3]. Поверхня Альвена знаходиться приблизно на 10–30 радіусах зорі^[9].

Дослідження

Дослідники не були впевнені, де саме знаходиться сонячна критична поверхня Альвена. За зображеннями корони оцінювали, що вона знаходиться на відстані від 10 до 20 сонячних радіусів від поверхні Сонця^[5]. 28 квітня 2021 року, під час свого восьмого прольоту навколо Сонця, зонд НАСА Parker Solar Probe зустрів специфічні властивості магнітних полів і заряджених частинок на відстані 18,8 сонячних радіусів, що вказувало на проходження крізь поверхню Альвена^[5]^[1]. Зонд виміряв плазмове середовище сонячного вітру за допомогою своїх приладів FIELDS та SWEAP^[6]. Цю подію НАСА описало як «дотик до Сонця»^[5]. Під час прольоту зонд Parker Solar Probe кілька разів входив у корону та виходив з неї. Це підтвердило передбачення про те, що критична поверхня Альвена не має форми гладкої кулі, а має шипи та западини, які збурюють її поверхню^[5].

28 квітня 2021 року Parker Solar Probe на 13 млн км над фотосферою перетнув критичну поверхню Альвена й увійшов в атмосферу Сонця на 5 годин досягнувши регіонів з альвенівським числом Маха 0,79 та магнітним тиском, що домінує як над іонним, так і над електронним тиском. Магнітне картографування свідчить, що цей регіон був стабільним потоком, що виникав на швидко розширюваних лініях коронального магнітного поля, розташованих над псевдострімером. Субальвенівська природа потоку може бути зумовлена пригніченням магнітного перез'єднання біля основи псевдострімера, про що свідчать надзвичайно низькі густини в цій області та картування магнітного поля^[10].

Література

Kasper, Justin C.; Klein, Kristopher G. (1 червня 2019). Strong Preferential Ion Heating is Limited to within the Solar Alfvén Surface. The Astrophysical Journal Letters. 877 (2): L35. arXiv:1906.02763. Bibcode:2019ApJ...877L..35K. doi:10.3847/2041-8213/ab1de5.
Guilet, Jerome; Foglizzo, Thierry; Fromang, Sebastien (2010). Dynamics of an Alfven surface in core collapse supernovae. The Astrophysical Journal. 729 (1): 71. arXiv:1006.4697. doi:10.1088/0004-637X/729/1/71.
Fionnagáin, D ó; Vidotto, A A; Petit, P; Folsom, C P; Jeffers, S V; Marsden, S C; Morin, J; do Nascimento, J-D (22 листопада 2018). The Solar Wind in Time II: 3D stellar wind structure and radio emission. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. arXiv:1811.05356. doi:10.1093/mnras/sty3132. Процитовано 18 травня 2023.
Garraffo, Cecilia; Drake, Jeremy J.; Cohen, Ofer (27 жовтня 2015). The dependence of stellar mass and angular momentum losses on latitude and on active region and dipolar magnetic fields. The Astrophysical Journal. 813 (1): 40. arXiv:1509.08936. doi:10.1088/0004-637X/813/1/40.
Vidotto, A. A.; Jardine, M.; Morin, J.; Donati, J. F.; Opher, M.; Gombosi, T. I. (21 лютого 2014). M-dwarf stellar winds: the effects of realistic magnetic geometry on rotational evolution and planets. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438 (2): 1162—1175. arXiv:1311.5063. doi:10.1093/mnras/stt2265. Процитовано 18 травня 2023.
Vidotto, Aline A. (26 квітня 2021). The evolution of the solar wind. Living Reviews in Solar Physics (англ.). 18 (1): 3. arXiv:2103.15748. Bibcode:2021LRSP...18....3V. doi:10.1007/s41116-021-00029-w. ISSN 1614-4961. PMC 8550356. PMID 34722865.

Примітки

↑ ^а ^б GMS: Animation: NASA's Parker Solar Probe Enters Solar Atmosphere. svs.gsfc.nasa.gov (англ.). 14 грудня 2021. Архів оригіналу за 4 жовтня 2022. Процитовано 30 липня 2022.
↑ ^а ^б Alvarado-Gómez, Julián D.; Cohen, Ofer; Drake, Jeremy J.; Fraschetti, Federico; Poppenhaeger, Katja; Garraffo, Cecilia; Chebly, Judy; Ilin, Ekaterina; Harbach, Laura; Kochukhov, Oleg (1 квітня 2022). Simulating the Space Weather in the AU Mic System: Stellar Winds and Extreme Coronal Mass Ejections. The Astrophysical Journal. 928 (2): 147. arXiv:2202.07949. Bibcode:2022ApJ...928..147A. doi:10.3847/1538-4357/ac54b8. ISSN 0004-637X. Material was copied from this source, which is available under a Creative Commons Attribution 4.0 [Архівовано 2017-10-16 у Wayback Machine.]
↑ ^а ^б Chebly, Judy J.; Alvarado-Gómez, Julián D.; Poppenhaeger, Katja (May 2022). Destination exoplanet: Habitability conditions influenced by stellar winds properties. Astronomische Nachrichten (англ.). 343 (4). arXiv:2111.09707. Bibcode:2022AN....34310093C. doi:10.1002/asna.20210093. ISSN 0004-6337. S2CID 238922661. Архів оригіналу за 18 травня 2023. Процитовано 18 травня 2023. Material was copied from this source, which is available under a Creative Commons Attribution 4.0 [Архівовано 2017-10-16 у Wayback Machine.]
↑ Alvarado-Gómez, Julián D.; Drake, Jeremy J.; Garraffo, Cecilia; Cohen, Ofer; Poppenhaeger, Katja; Yadav, Rakesh K.; Moschou, Sofia P. (1 жовтня 2020). An Earth-like Stellar Wind Environment for Proxima Centauri c. The Astrophysical Journal Letters. 902 (1): L9. arXiv:2009.07266. Bibcode:2020ApJ...902L...9A. doi:10.3847/2041-8213/abb885. ISSN 2041-8205.
↑ ^а ^б ^в ^г ^д ^е Ця стаття містить текст з публікації, що зараз в суспільному надбанні: Hatfield, Miles (13 грудня 2021). NASA Enters the Solar Atmosphere for the First Time. NASA. Архів оригіналу за 15 грудня 2021. Процитовано 30 липня 2022.
↑ ^а ^б Ця стаття містить текст з публікації, що зараз в суспільному надбанні: SVS: Parker Solar Probe: Crossing the Alfven Surface. svs.gsfc.nasa.gov (англ.). 14 грудня 2021. Архів оригіналу за 8 серпня 2022. Процитовано 30 липня 2022.
↑ Adhikari, L.; Zank, G. P.; Zhao, L.-L. (30 квітня 2019). Does Turbulence Turn off at the Alfvén Critical Surface?. The Astrophysical Journal. 876 (1): 26. Bibcode:2019ApJ...876...26A. doi:10.3847/1538-4357/ab141c.
↑ DeForest, C. E.; Howard, T. A.; McComas, D. J. (12 травня 2014). Inbound waves in the solar corona: a direct indicator of Alfvén Surface location. The Astrophysical Journal. 787 (2): 124. arXiv:1404.3235. Bibcode:2014ApJ...787..124D. doi:10.1088/0004-637X/787/2/124.
↑ Goelzer, Molly L.; Schwadron, Nathan A.; Smith, Charles W. (January 2014). An analysis of Alfvén radius based on sunspot number from 1749 to today. Journal of Geophysical Research: Space Physics (англ.). 119 (1): 115—120. Bibcode:2014JGRA..119..115G. doi:10.1002/2013JA019420.
↑ Kasper, J. C.; Klein, K. G.; Lichko, E.; Huang, Jia; Chen, C. H. K.; Badman, S. T.; Bonnell, J.; Whittlesey, P. L.; Livi, R.; Larson, D.; Pulupa, M.; Rahmati, A.; Stansby, D.; Korreck, K. E.; Stevens, M.; Case, A. W.; Bale, S. D.; Maksimovic, M.; Moncuquet, M.; Goetz, K.; Halekas, J. S.; Malaspina, D.; Raouafi, Nour E.; Szabo, A.; MacDowall, R.; Velli, Marco; Dudok De Wit, Thierry; Zank, G. P. (14 грудня 2021). Parker Solar Probe Enters the Magnetically Dominated Solar Corona. Physical Review Letters. 127 (25): 255101. Bibcode:2021PhRvL.127y5101K. doi:10.1103/PhysRevLett.127.255101. hdl:10150/663300. PMID 35029449. Material was copied from this source, which is available under a Creative Commons Attribution 4.0 [Архівовано 2017-10-16 у Wayback Machine.]