Koronal döngü
|Bu madde, öksüz maddedir; zira herhangi bir maddeden bu maddeye verilmiş bir bağlantı yoktur. (Şubat 2016)|
Koronal döngüler alçak koronallerin ve güneşin dönüşüm bölgelerinin temel yapısını oluşturmaktadır. Bu yüksek yapılı döngüler solar ortamdaki manyetik sapmanın direk sonuçlarıdır. Koronal döngülerin populasyonu solar halkalarla doğrudan bağlantılıdır; bu nedenle koronal döngüler genelde ayak izlerinde güneş izleriyle bulunurlar.
İçindekiler
Fiziksel Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]
Koronal döngü 2 uçta manyetik bir sapmadır. Solar yapıdan enerji transferini incelemek için ideal yapılardır.
Koronal döngülerin farklı boyutları vardır. Fotosfere demir atmış koronal döngüler kromosferden ve dönüşüm bölgesinden yansıyarak koronoya kadar uzanırlar.
Ayrıca koronal döngüler uzunlukları boyunca geniş farklılıklar gösteren sıcklıklara sahiptirler. 1 MK altındaki döngüler ılık döngüler olarak bilinirler ve 1 MK ötesindeki döngüler de sıcak döngülerdir. Doğal olarak bu farklı kategoriler farklı dalga boylarında enerji yayarlar.[1]
Lokasyon[değiştir | kaynağı değiştir]
Koronal döngüler solar yüzeylerin hem aktif hem de sessiz bölgelerini popule ederler. Aktif bölgeler küçük alan kaplarlar ama aktivitenin çoğunu oluştururlar ve genel olarak taçkütle genel atımının kaynağıdırlar. Aktif bölgeler toplam koronal ısınma enerjisinin 82%sine kadar kaplayabilirler. Koronal delikler açık alan çizgileridir ve genel olarak güneşin kutuplarında yer alırlar ve hızlı solar rüzgarın kaynağı olarak bilinirler. Sessiz güneş solar yüzeyin geri kalanını oluşturur. Sessiz güneş daha pasif olsa da dinamik süreçle ve geçici olaylarla kaplıdır. Genel bir kural olarak sessiz güneş kapalı manyetik yapıların olduğu alanlarda vardır ve aktif bölgeler patlayıcı olayların kaynağıdır.
Koronal Döngüler ve Koronal Isınma Problemi[değiştir | kaynağı değiştir]
Kapalı bir alan çizgisi koronal döngü oluşturmaz ancak; kapalı akış koronal döngü olarak adlandırılmadan önce plazma ile doldurulmalıdır. Bunu düşündüğümüzde koronal döngüler solar yüzeylerde nadirlikler haline gelir. Bu da demektir ki koronayı ısıtan ve kromospherik plazmayı manyetik akışa aktaran mekanizma yüksek ölçüde yereldir. Mekanizma(lar) koronayı kromospherik plazma ile ile besleyecek kadar stabil ve hızlanabilecek kadar güçlü olmalıdırlar. Bu da koronal döngülerin yoğun çalışmaya konu olmasının nedenidir.
Koronal ısıtma sorununun yalnızca koronal ısıtma mekanizmasına bağlı olduğu fikri yanıltıcıdır. Birincil olarak, plazma dolu aşırı yoğun döngüler direkt olarak kromosfer tarafından boşaltılır. İkincil olarak, koronal akıntıların gözlemleri kromosferik bir plazma kaynağına işaret eder.
Gözlemlerin tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]
1946–1975[değiştir | kaynağı değiştir]
Yere bağlı teleskoplardan birçok çalışma ve koronanın tutulma gözlemleri yapılmıştır ama dünyanın atmosferinin engelleyici etkisinden kaçmak için uzay temelli gözlemler solar fizik için mecburi bir evrim olmuştur. 1946 ve 1952'de kısa roket uçuşlarıyla , spectogramlar solar EUV ve Lyman-α başlamıştır. Temel x-ray gözlerleri 1960'ta roketler kullanılarak kazanılmıştır. Başarılı olsalar da roket görevleri yaşam süresi ve masraf açısından çok sınırlıydı. 1962-1975 periyodunda Yörüngesel Solar Gözlemevi genişletilmiş EUV ve x-ray spektrometre gözlemlerinde başarılı olmuştur. 1973'te Skylab çoklu dalgaboyu kampanyasını başlatmış ve gözlemleri tipikleştirmiştir. Bu görev yalnızca bir yıl sürdü ve solar maximum görevi tarafından bastırıldı.
1991- günümüz[değiştir | kaynağı değiştir]
Solar topluluk ağustos 1991'de Yohkoh'un başlangıcıyla sarsıldı. 14 Aralık 2001'de bateri yetmezliği nedeniyle kaybedildi ama görevsel olduğu on yılda x-ray gözlemlerinde devrim yaptı. Yohkoh dünyayın eliptik bir yörüngede döndü ve solar patlama gibi olaylardan x-ray ve y-ray yayılımlarını gözlemledi. Yohkoh 4 ekipman taşıdı. Bragg kristal spektrometre(BCS), geniş bant spektrometre(WBS), yumuşak x-ray teleskopu(SXT) ve sert x-ray teleskopu(HXT) Japonya, ABD ve Birleşik Krallık'taki bilim insanları tarafından kullanıldılar.
SXT x-ray ışınlarını 0.25–4.0 keV aralığında inceledi ve solar özellikleri 2.5 arc'a kadar 0.5-2 saniye aralığında çözümledi. SXT 2-4 MK sıcaklık aralığında plazmaya duyarlıydı ve ideal gözlem platformuydu.[2]
Solar fizikteki sonraki büyük adım aralık 1995'te Solar ve Heliosferik Gözlemevi(SOHO) açılışında yaşandı. SOHO ilk başta 2 yıl operasyon ömrüne sahipti. Görev devamlı başarı nedeniyle Mart 2007'ye uzatıldı ve SOHOya tam 11 yıllık döngüyü gözlemleme şansı verdi.
SOHO Avrupa Uzay Ajansı(ESA) ve NASA biliminsanları tarafından yönetildi. SOHO 12 ekipmana sahipti: Koronal tanı spektrometresi(CDS), extrem ulraviyole görüntüleme teleskopu(EIT), solar ultraviyole ölçüm ve yayılım radyasyonu(SUMER) ve ultraviyole konograf spektrometre(UVCS).
EIT koronal döngü gözlemlerinde çoklukla kullanılmışltır. EIT iç koronadaki dönüşüm bölgesini 4 bant geçişinden yararlanarak gözlemlemiştir.
Dönüşüm bölgesi ve koronal kaşif(TRACE) Nisan 1998'de açılmıştır. Açılışın zamanı solar fazın maximuma çıkmasıyla ayarlanmıştır.
Yüksek uzaysal ve geçici çözülümler sayesinde TRACE yüksek detaylı koronal yapı görüntüleri elde etmeyi başarmıştır. Bu kampanya gözlemevinin koronal döngülerin durağan evrelerini gözlemleme yeteneiğini göstermiştir. TRACE elektromanyetik radyasyona 71 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV, 1216 Å HI, 1550 Å CIV ve 1600 A aralığında duyarlı olan filtreler kullanmıştır.
Dinamik Akıntılar[değiştir | kaynağı değiştir]
Yukarıdaki bütün uzay görevleri güçlü plazma akıntılarını ve koronal döngülerdeki dinamik süreci gözlemlemede son derece başarılı olmuştur. Örneğin; SUMER gözlemler hızı 5–16 km/sn olan akışlar öne sürüştür ve başka bir SUMER/TRACE ortak gözlemi 15–40 km/sn. olan akıntılar saptamıştır. Çok yksek süratler FCS tarafındna solar maximum görevi tafaından saptanmıştır. Plazma süratleri 40–60 km/sn civarındadır.
Yararlı Bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]
- The new solar observatory Hinode (Solar-B)
- The highly successful solar X-ray mission, Yohkoh (Solar-A)
- TRACE homepage
- Solar and Heliospheric Observatory, including near-real-time images of the solar corona
- Coronal heating problem at Innovation Reports
- NASA/GSFC description of the coronal heating problem
- FAQ about coronal heating
- Animated explanation of Coronal loops and their role in creating Prominences (University of South Wales)
Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]
- ^ Vourlidas, A.; J. A. Klimchuk; C. M. Korendyke; T. D. Tarbell; B. N. Handy (2001). "On the correlation between coronal and lower transition region structures at arcsecond scales". Astrophysical Journal. 563 (1), s. 374–380. Bibcode:2001ApJ...563..374V. doi:10.1086/323835.
- ^ Aschwanden, M. J. (2002). "Observations and models of coronal loops: From Yohkoh to TRACE, in Magnetic coupling of the solar atmosphere". Cilt 188, s. 1–9.