По архивным наблюдениям построили трёхмерные карты магнитного поля солнечной короны

Магнитное поле солнечной короны управляет вспышками, корональными выбросами массы и потоком солнечного ветра. Однако до сих пор его удавалось измерять лишь частично: наземные инструменты регистрировали либо одну компоненту поля, либо усреднённую вдоль луча зрения величину. Новая работа представила карты полного вектора поля в доступных наблюдениям областях солнечной короны.

Откуда берутся данные и почему это сложно

Команда астрофизиков из Национальной солнечной обсерватории (NSO) и Высокогорной обсерватории NCAR — Алин Разван Парашив, Зихао Ян, Даниела Адриана Лакатус и Момчил Молнар — использовала архивные наблюдения двух инструментов на горе Мауна-Лоа: CoMP (октябрь 2016 года) и UCoMP (июнь 2022 года).

Оба инструмента регистрируют спектральные линии железа Fe XIII на длинах волн 10 747 Å и 10 798 Å в поляризованном свете. Из измерений интенсивности, линейной поляризации (параметры Стокса I, Q, U) и сейсмики альвеновских волн можно извлечь три компоненты вектора магнитного поля — если применить правильную инверсионную процедуру.

Метод CLEDB IQUD: карта без Стокса V

Обычно для полной векторной инверсии требуется также параметр Стокса V (круговая поляризация), пропорциональный продольной составляющей поля. У слабого коронального поля он исчезающе мал, и его сложно измерить. Авторы показали, что это необязательно: метод CLEDB IQUD использует только IQU-поляриметрию в сочетании с ограничением из отслеживания скоростей альвеновских волн в плоскости неба.

Сильные поля обнаружены над активными областями у лимба:

• в данных 2016 года (CoMP) — над восточными и северо-западными активными областями;
• в данных 2022 года (UCoMP) — заметный реверс компоненты поля над затухающей активной областью AR13006, который авторы интерпретируют как возможный токовый слой.

Надёжные инверсии получены на высотах от 1,15 до 1,25 R☉ для CoMP и от 1,20 до 1,45 R☉ для UCoMP. Полярные области корональных дыр не дали надёжного сигнала из-за слабой эмиссии.

Что это меняет в солнечной физике

Работа опубликована в The Astrophysical Journal Letters. Авторы подчёркивают несколько принципиальных ограничений: отслеживание альвеновских волн требует около часа непрерывных наблюдений, что ограничивает метод статическими конфигурациями; неоднозначность знаков отдельных компонент частично устранена итерационной схемой, но разрешена пока лишь качественно.

Читайте также: Sunrise III обнаружила тонкие магнитные структуры над спокойной областью Солнца.

Результат показывает, что трёхмерное магнитное поле короны можно восстанавливать по уже имеющимся наблюдениям. Однако до регулярного глобального мониторинга метод необходимо дополнительно проверить и усовершенствовать. Это шаг к мониторингу структуры поля, которая предшествует крупным выбросам плазмы, и в перспективе — к улучшению прогнозов космической погоды.