Krzysztof Murawski UMCS Lublin Fale MHD w pętlach korony słonecznej Animacje slajdów : Kamil Murawski

K. Murawski, M. Selwa, M. Gruszecki, R. Ogrodowczyk, A. Wasiliew, S. Solanki, T.J. Wang, G. Toth, U. Shumlak, G. Kowal

Motywacje:  Duży strumień danych obserwacyjnych  Sejsmologia plazmy korony słonecznej  Kontekst ogrzewania korony słonecznej  Zjawiska falowe w silnie niejednorodnym i zdominowanym polem magnetycznym ośrodku

Plan wystąpienia: Wstęp Krótki przegląd obserwacji Narzędzia Wybrane wyniki numeryczne Wnioski Plany na przyszłość

B u d o w a S ł o ń c a

Gorące wnętrze i korona?

Dlaczego Słońce? SOHO (SOlar & Heliospheric Observatory) Współpraca ESA/NASA - wystrzelenie w grudniu 1995 r. ￫ pierwsze zrozumiałe wyobrażenia o Słońcu

Transition Region And Coronal Explorer NASA, 1998 Dlaczego Słońce? Dlaczego Słońce? TRACE

SOHO/CDS (rozdzielczość ~10’’): Jedna pętla TRACE (rozdzielczość ~1’’): ~10 włókien (2 Mm)

Pętle koronalne - obserwacje

Pętle Magnetyczne w Koronie (TRACE) Silne B Dominuje plazmę

Poprzeczne oscylacje pętli Aschwanden i inni (1999)

Poprzeczne i pionowe oscylacje pętli a)-b) Oscylacje poprzeczne c)-d) Oscylacje pionowe Okres - 4 min. Czas zaniku - 12 min (Wang, Solanki 2004)

Wnioski z obserwacji: generator: impuls (np. rozbłysk) oscylator (np. granule) okresy (1 s – 1 h) quasi-periodyczność szybka generacja fal stojących i ich szybki zanik?

Równania MHD

Liniowe fale MHD Plazma jednorodnaKolumna plazmy - cylinder

Fala typu kiełbaski

Fala typu żmijki

Narzędzia: I.Programy numeryczne: FLASH VAC CLAWPACK EMILY / WARP3 ATHENA II.Wizualizacja danych: IDL, Matlab Open DX

Pętla w arkadzie Oliver et al. (1996)

Oscylacje pionowe Selwa et al. (2005)

Oscylacje pionowe Selwa at al. (2006)

Oscylacje pionowe Selwa et al. (2006) Period P=4 min Decay time T d =12 min Wang & Solanki (2004)

Multi-stranded loops Gruszecki et al. (2006)

Multi-stranded loops Gruszecki et al. (2006)

Multi-stranded loops Gruszecki et al. (2006)

Multi-stranded loops Gruszecki et al. (2006)

Multi-stranded loops Gruszecki et al. (2006)

Wnioski: Zbieżność z danymi obserwacyjnymi Pionowe oscylacje są osłabiane poprzez wyciekanie energii wskutek krzywizny B

Perspektywa Rozwój modeli: 1) Grawitacja w układzie 2) 3d pętla – poprzeczne oscylacje 3) Bardziej realistyczne modele atmosfery Słońca 4) Oczekiwanie na nowe dane