コロナ地震学

コロナ地震学は、磁気流体力学(MHD)の波と振動を利用して太陽コロナのプラズマを研究する技術です。磁気流体力学は、電気伝導性の流体のダイナミクスを研究します。この場合の流体はコロナプラズマです。観測された波の特性（例えば、周期、波長、振幅、時間的および空間的特徴（波の擾乱の形状は？）、波の発展の特徴的なシナリオ（波は減衰しているか？）は、波動現象の理論的モデリング（分散関係、発展方程式など）と組み合わされて、コロナの磁場強度やアルヴェーン速度^[1]、コロナ散逸係数^[2]など、現場ではアクセスできないコロナの物理的パラメータを反映する可能性があります。もともと、MHDコロナ地震学の方法は、伝播波については1970年にY.Uchida ^[3]、定在波についてはB.Robertsら^[4]によって提案されましたが、必要な観測解像度が不足していたため、90年代後半まで実際には適用されませんでした。哲学的には、コロナ地震学は、地球の地震学、太陽震学、および実験室のMHD分光法に似ています。プラズマ装置。これらすべてのアプローチでは、さまざまな種類の波を使用して媒体を調べます。

コロナ地震学の理論的基礎は、プラズマシリンダーの MHD モードの分散関係です。プラズマシリンダーとは、横方向に不均一で磁場に沿って広がるプラズマ構造です。このモデルは、太陽コロナで観測される多くのプラズマ構造 (コロナループ、プロミネンスフィブリル、プルーム、さまざまなフィラメントなど) の説明に適しています。このような構造は、MHD 波の 導波管として機能します。

この議論はNakariakov & Verwichte (2009)から引用したものである。^[5]

MHDモードには、分散、偏光、伝播の特性がまったく異なるいくつかの異なる種類があります。

キンク（または横方向）モードは、プラズマ構造によって誘導される斜めの高速磁気音響波（磁気音波とも呼ばれる）であり、このモードによりプラズマ構造の軸が変位します。これらのモードは弱く圧縮されますが、それでも画像機器でコロナ構造の周期的な定常変位または伝播変位（コロナループなど）として観測できます。横方向または「キンク」モードの周波数は、次の式で与えられます。

${\displaystyle \omega _{K}={\sqrt {\frac {2k_{z}B^{2}}{\mu (\rho _{i}+\rho _{e})}}}}$

キンク モードの場合、ループの円筒モデル内の方位波数パラメータは1 に等しく、円筒が固定端で揺れていることを意味します。 ${\displaystyle m}$

ソーセージ モードは、プラズマ構造によって誘導される斜めの高速磁気音響波です。このモードはプラズマ構造の膨張と収縮を引き起こしますが、その軸は移動しません。これらのモードは圧縮可能であり、振動構造内の磁場の絶対値に大きな変化を引き起こします。ソーセージ モードの周波数は、次の式で表されます。

${\displaystyle \omega _{S}={\sqrt {\frac {k_{z}^{2}B^{2}}{\mu \rho _{e}}}}$

ソーセージ モードの場合、パラメーターは0 に等しくなります。これは、エンドポイントが固定された状態での「呼吸」として解釈されます。 ${\displaystyle m}$

縦方向（または低速、または音響）モードは、主にプラズマ構造内の磁場に沿って伝播する低速の磁気音響波です。これらのモードは本質的に圧縮可能です。これらのモードでの磁場の摂動はごくわずかです。低速モードの周波数は次の式で与えられます。

${\displaystyle \omega _{L}={\sqrt {k_{z}^{2}\left({\frac {C_{s}^{2}C_{A}^{2}}{C_{s}^{2}+C_{A}^{2}}}\right)}}}$

ここで、 を音速、 をアルヴェン速度として定義します。 ${\displaystyle C_{s}}$${\displaystyle C_{A}}$

ねじれ（アルヴェンまたはツイスト）モードは、特定の個々の磁気面に沿った磁場の非圧縮横方向摂動です。キンクモードとは対照的に、ねじれモードは構造軸またはその境界の変位を引き起こさないため、画像機器では観察できません。

${\displaystyle \omega _{A}={\sqrt {\frac {k_{z}^{2}B^{2}}{\mu \rho _{i}}}}$

波動および振動現象は、主に EUV、可視光線、マイクロ波帯域で、太陽・太陽圏観測衛星(SOHO)、遷移領域コロナ探査衛星(TRACE)、野辺山電波ヘリオグラフ (NoRH、野辺山宇宙電波観測所を参照) などの多数の宇宙搭載および地上設置型機器によって、コロナの高温プラズマ内で観測されています。現象学的には、研究者は、極域プルームおよび大きなコロナループの脚内の圧縮性波、フレアによって生成されるループの横方向振動、ループの音響振動、ループ内およびアーケード (アーケードとは、円筒形構造内のループの密集した集合体、右の図を参照) 上空の構造内を伝播するキンク波、フレアリングループのソーセージ振動、およびプロミネンスおよびフィブリルの振動 (太陽プロミネンスを参照) を区別しており、このリストは継続的に更新されています。

コロナ地震学は、太陽観測衛星(SDO) ミッションにおける大気撮像アセンブリ(AIA) 装置の目的の 1 つです。

パーカー・ソーラー・プローブは、太陽の9太陽半径まで宇宙船を近づけるミッションで、太陽磁場、太陽風、コロナのその場測定を目的として2018年に打ち上げられました。この探査機には磁力計とプラズマ波センサーが搭載されており、コロナ地震学における前例のない観測が可能になります。

コロナ地震学がコロナ磁場、密度スケール高、「微細構造」（不均質コロナループなどの不均質構造の構造の変化を意味する）および加熱の推定に利用できる可能性は、さまざまな研究グループによって実証されている。コロナ磁場に関する研究については、すでに述べた。^{[1]十分に広帯域で低速の磁気音響波は、スペクトルの低周波部分で現在利用可能な観測と一致しており、}コロナループ を加熱するのに十分な熱蓄積率を提供できることが示された。 ^[6]密度スケール高に関しては、可変の円形断面積と縦方向のプラズマ密度の両方を持つコロナループの横方向振動が理論的に研究されている。ループ軸の変位を記述する2次常微分方程式が導出されている。境界条件とともに、この方程式を解くことで、固有周波数と固有モードが決定される。次に、観測されたループキンク振動の基本周波数と1次倍音の比を使用して、コロナ密度スケール高を推定することができる。^[7]コロナの微細構造についてはほとんどわかっていない。SOHOに搭載された太陽紫外線放射測定装置（SUMER）で得られた高温活動領域ループのドップラーシフト振動が研究されている。スペクトルは活動領域上空のコロナの固定位置に設置された300秒角のスリットに沿って記録された。一部の振動は、スリットに沿って一方向または両方向に位相伝播し、見かけの速度は毎秒8～102kmの範囲で、スリットに沿って明らかに異なる強度と線幅の分布を示した。これらの特徴は、不均一なコロナループ（例えば微細構造を持つループ）の根元で振動が励起されることで説明できる。^[8]

ウィキメディア・コモンズには、コロナ地震学に関連するメディアがあります。

• Nakariakov, VM; Verwichte, E. (2005). 「コロナ波と振動」. Living Reviews in Solar Physics . 2 (1): 3. Bibcode :2005LRSP....2....3N. doi : 10.12942/lrsp-2005-3 .
• ロバーツ、B.、ナカリャコフ、VM、「コロナ地震学 - 新しい科学」、フロンティア 15、2003 年
• Verwichte, E.、MHD 波を使用したプラズマ診断
• AV ステパノフ、VV ザイツェフ、VM ナカリャコフ、『コロナ地震学』Wiley-VCH 2012 ISBN 978-3527409945