태양열 제트기는 수직 또는 약간 비스듬한 자기장 라인을 따라 흐르는 뜨거운 플라즈마의 소규모 분화입니다. 그들은 광구에서 외부 코로나까지 태양 분위기에서 어디에나 있습니다. 태양열 제트기는 항상 자기 에너지를 가열 및 운동 에너지로 전달하는 마이크로 플레어와 관련이 있습니다.
제트의 발생률은 태양 대기에서 매우 높으며, 코로 날 혈장을 가열하고 빠른 태양풍을 가속화 할 수있는 후보 공급원으로 간주 될 수 있습니다. 회전, 토네이도와 같은 태양열 제트기는 태양 대기에서 가장 멋진 사건 중 하나입니다. 관상 구멍 영역에서 다양한기구에 의한 첫 번째 관찰 이후, Solar Dynamics Observatory 의 고해상도 데이터를 통해 이러한 태양열 제트의 물리학을 이해하기 위해 매우 놀라운 진전이 이루어졌습니다. ( sdo ) 우주선.
일반적으로 태양열 제트기는 소위 켈빈-헬름 홀츠 불안정성 (KHI)에 대해 불안정해질 수있는 자기 유체 역학 (MHD) 파의 전파를지지합니다. 다른 속도의 유체가 같은 방향으로 흐르면 두 개의 다른 속도의 인터페이스 영역 근처에 강한 속도 전단이있을 때 오랫동안 알려져 왔습니다. 이 속도 전단은 KHI 발생을 나타내는 경계에서 와류 시트를 생성합니다.
대기 이미징 어셈블리 (AIA)의 다중 파장 데이터 사용 sdo , Chen et al.은 태양의 북쪽 극 근처의 관상 구멍에서 발생하는 회전 제트를 연구했습니다. 위의 그림 (영화 참조)에 표시된 AIA 304 Å 이미지는 제트의 상세한 진화를 보여줍니다 (Zhelyazkov et al.). 흰색 화살표로 표시된 제트의 오른쪽 경계에있는 작은 움직이는 얼룩은 KHI에 의해 생성 될 수 있습니다. 얼룩의 속도는 120 ± 8 km/s 인 반면, 초기 불안정성 단계에서의 시간 진화는 약 2-4 분으로 밝혀졌습니다.
이 회전 태양열 제트기는 속도 u 과 함께 수직으로 움직이는 것으로 모델링 될 수 있습니다. 반경 a 의 약하게 꼬인 자기 플럭스 튜브 =9.8 × 10 km, 전자 수 밀도 n <서브> 제트 =1.0 × 10 cm, 온도 < <서브> 제트 =1.6 mk, n 을 갖는 정적 관상 혈장으로 둘러싸여 있습니다.
MHD 모드의 전파는 밀도 대비, η 에 결정적으로 의존합니다. 제트와 환경 사이. 정의 η n
상기 분산 방정식에 대한 솔루션은 Alfvén 속도 웨이브 위상 속도 v 에 대한 정규화 된 의존성으로 추구되었다. pH / v a = ω /( k z v a ) 정규화 된 파수 k z A . 파도 주파수가 복잡한 수량이라고 가정하기 때문에 k z 의 두 함수 쌍을 얻어야합니다. A :re ( v pH / v a ) 및 IM ( V 에 대한 다른 것 pH / v a ). 우리는 KHI가 등록 된 축 제트 속도에서 발생한다고 가정합니다. =114 km/s. v 에 대해 정규화되었습니다 a Alfvén Mach Number m 를 생산합니다 a =0.76.
제트 자기장의 비틀기와 관련하여, 우리는 비교적 작아서, 즉 ε 1 =0.005. 이들 입력 파라미터 하에서, η 의 상기 언급 된 값과 함께 , b 및 ε 2 , 분산 방정식의 수치 분석은 1d k
고정 된 2 개의 불안정한 파장에서의 치수가없는 파상 속도 및 성장 속도에서, 우리는 절대 단위로 해당 주파수 성장 속도, γ 을 발견합니다. kh , 불안정성 성장/진화 시간, τ kh =2 π / γ kh 및 파동 위상 속도 :
λ kh =10 mm ⇒ γ kh =26 × 10 s; τ kh ≈ 4 분; v pH ≈ 236 km/s
λ kh =12 mm ⇒ γ kh =52 × 10 s; τ kh ≈ 2 분; v pH ≈ 267 km/s
두 파장에 대한 KHI의 개발을위한 평가 된 시간 간격은 τ 입니다. kh ≈ 4 분 및 ≈2 분. 초기 단계에서 관찰 적으로 발견 된 시간 진화 시간과 일치합니다.
계산은 자기장 트위스트 매개 변수 ε 을 증가시켜 불안정성 창의 너비가 좁아지는 것을 보여줍니다. 1 -실제로 불안정 범위의 오른쪽 한계는 왼쪽으로 이동합니다. 그러나 이것은 일반적으로 불안정한 파장이 더 길어지고 일부 중요한 ε 임을 의미합니다. 1 가장 짧은 파장은 제트기의 높이와 동일하게 롤아웃됩니다. =179 mm. 자기장 트위스트의 경우 중요한 ε보다 더 큰 트위스트 1 파도 현상에 대해 전혀 말할 수 없습니다. 따라서 고정 된 왼쪽 한계 ( k z 가 있습니다 A ) lhs , 표현식 ( k z 에 의해 정의 된 불안정 범위의 A ) lhs ≡ 2 πa / h =0.344. ε 의 증가로 불안정 범위 의이 과정 1 그림 2의 오른쪽 패널에 명확하게 설명되어 있습니다.
그 빨간색 곡선은 k z 에서 얻어진다 A ε 의이 값과 함께 =0.344 1 불안정성 창의 너비는 0입니다. 반면에, ε 의 정의로부터 1 방위각 자기장은 불안정성 개시를 억제 할 것입니다. b z =2.45 g 방위각 자기장은 ≈1.7 g입니다. 따라서 제목에서 제기 된 질문에 대한 답은 자기장 트위스트가 너무 강하지 않으면“예”입니다. 그렇지 않으면, 1.7g의 충분한 방위각 자기장 성분이 KHI 발생을 억제 할 수 있습니다.
이러한 결과는 SDO/AIA에 의해 관찰 된 트위스트 태양 극지 관상 구멍 제트에서 Kelvin – Helmholtz 불안정성이라는 제목의 기사에 설명되어 있으며 최근 우주 연구 저널에 발표되었습니다. 이 작품은 Ivan Zhelyazkov (소피아 대학교), Teimuraz Zaqarashvili (Graz University), Leon ofman (NASA Goddard Space Flight Center) 및 Ramesh Chandra (Kumaun University)에 의해 수행되었습니다.
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