Альвеновские волны в плазме: от солнечной короны до физики токамаков

Введение

Низкочастотная плазменная волна

В физике плазмы волна Альфвена, названная в честь Ханнеса Альфвена, — это тип плазменной волны, в которой ионы колеблются под действием силы восстановления, создаваемой эффективным натяжением линий магнитного поля.

Определение

Волна Альфвена — это низкочастотное (по сравнению с ионной гирочастотой) колебание ионов и магнитного поля в плазме. Инерцию обеспечивает плотность ионной массы, а восстанавливающую силу — напряжение линий магнитного поля. Волны Альфвена распространяются вдоль магнитного поля, при этом движение ионов и возмущение магнитного поля перпендикулярны направлению распространения. Однако волны Альфвена, распространяющиеся под углом к магнитному полю, плавно переходят в магнитозвуковые волны при распространении перпендикулярно магнитному полю. Волны Альфвена недисперсионны.

Время Альфвена

В физике плазмы время Альфвена — важный временной масштаб для волновых явлений. Оно связано со скоростью Альфвена соотношением:

где обозначает характерный масштаб системы. Например, может быть малым радиусом тора в токамаке.

Проблема нагрева корональной коры

Изучение волн Альфвена началось с проблемы нагрева короны, давнего вопроса в гелиофизике. Оставалось неясным, почему температура солнечной короны так высока (около миллиона кельвинов) по сравнению с ее поверхностью (фотосферой), которая составляет всего несколько тысяч кельвинов. Интуитивно можно было бы ожидать снижения температуры при удалении от источника тепла, но этого не наблюдается, несмотря на то, что фотосфера плотнее и генерирует больше тепла, чем корона. В 1942 году Ханнес Альфвен в журнале Nature предположил существование электромагнитной гидродинамической волны, которая переносит энергию от фотосферы для нагрева короны и солнечного ветра. Он утверждал, что Солнце обладает всеми необходимыми условиями для поддержания этих волн, и они, в свою очередь, могут быть ответственны за солнечные пятна. Он писал:

"Если проводящую жидкость поместить в постоянное магнитное поле, любое движение жидкости порождает ЭДС, которая создает электрические токи. Благодаря магнитному полю эти токи вызывают механические силы, изменяющие состояние движения жидкости. Таким образом, возникает своего рода комбинированная электромагнитно-гидродинамическая волна." В конечном итоге это и оказались волны Альфвена. За это открытие он был удостоен Нобелевской премии по физике в 1970 году.

Экспериментальные исследования и наблюдения

Конвекционная зона Солнца, область под фотосферой, в которой энергия переносится преимущественно конвекцией, чувствительна к движению ядра из-за вращения Солнца. Вместе с изменяющимися градиентами давления под поверхностью, электромагнитные флуктуации, возникающие в зоне конвекции, индуцируют случайные движения на фотосферной поверхности и генерируют волны Альфвена. Затем волны покидают поверхность, проходят через хромосферу и переходную зону и взаимодействуют с ионизированной плазмой. Сама волна переносит энергию и часть электрически заряженной плазмы. В начале 1990-х годов де Понтье и Хаэрендель предположили, что волны Альфвена также могут быть связаны с плазменными струями, известными как шпикулы. Предполагалось, что эти кратковременные всплески перегретого газа переносятся объединенной энергией и импульсом их собственной скорости вверх, а также осциллирующим поперечным движением волн Альфвена. В 2007 году Томчик и др. сообщили о первом зарегистрированном наблюдении волн Альфвена, направляющихся к короне, однако их прогнозы не позволили заключить, что энергия, переносимая волнами Альфвена, достаточна для нагрева короны до её огромных температур, поскольку наблюдаемые амплитуды волн были недостаточно велики. Однако в 2011 году McIntosh и др. сообщили о наблюдении высокоэнергетических волн Альфвена в сочетании с энергичными шпикулами, которые могли поддерживать нагрев короны до температуры в миллион Кельвинов. Эти наблюдаемые амплитуды (20,0 км/с против 0,5 км/с, наблюдаемых в 2007 году) содержали более чем в сто раз больше энергии, чем те, что были зафиксированы в 2007 году. Короткий период волн также способствовал более эффективному переносу энергии в корональную атмосферу. 50 000 км длинные шпикулы также могут играть роль в ускорении солнечного ветра за пределами короны. Волны Альфвена регулярно наблюдаются в солнечном ветре, особенно в быстрых потоках солнечного ветра. Роль альфвенических колебаний во взаимодействии между быстрым солнечным ветром и магнитосферой Земли в настоящее время является предметом дискуссий. Однако вышеупомянутые открытия волн Альфвена в сложной атмосфере Солнца, начиная с эры "Хиноде" в 2007 году и в течение последующих 10 лет, в основном относятся к области волн Альфвена, по сути генерируемых в смешанном режиме из-за поперечного структурирования магнитных и плазменных свойств в локализованных потоковых трубках. В 2009 году Jess и др. 1958: Юджин Паркер предложил существование гидромагнитных волн в межзвездной среде. 1958: Бертольд, Харрис и Хоуп обнаружили волны Альфвена в ионосфере после ядерного испытания "Аргус", генерируемые взрывом и движущиеся со скоростью, предсказанной формулой Альфвена. 1958: Юджин Паркер предположил существование гидромагнитных волн в солнечной короне, простирающихся в солнечный ветер. 1959: Д. Ф. Джефкотт генерировал волны Альфвена в газовом разряде. 1959: К. Х. Келли и Дж. Йенсер создали волны Альфвена в окружающей атмосфере. 1960: Колеман и др. сообщили об измерении волн Альфвена магнитометром на борту спутников "Пионер" и "Эксплорер". 1961: Сугиура представил доказательства гидромагнитных волн в магнитном поле Земли. 1961: Джеймсон исследовал нормальные моды Альфвена и резонансы в жидком натрии. 1966: Р. О. Моц генерировал и наблюдал волны Альфвена в ртути. 1970: Ханнес Альфвен получил Нобелевскую премию по физике за "фундаментальные работы и открытия в магнитогидродинамике с плодотворными приложениями в различных областях физики плазмы". 1973: Юджин Паркер предположил существование гидромагнитных волн в межгалактической среде. 1974: Дж. В. Холлвег предположил существование гидромагнитных волн в межпланетном пространстве. 1977: Мендис и Ип предположили существование гидромагнитных волн в комете Коутека. 1984: Робертс и др. предсказали наличие стоячих МГД-волн в солнечной короне и открыли область корональной сейсмологии. 1999: Aschwanden и др. и Nakariakov и др. сообщили об обнаружении затухающих поперечных колебаний солнечных корональных петель, наблюдаемых с помощью ультрафиолетового (EUV) изображения на борту "Transition Region And Coronal Explorer" (TRACE), интерпретированных как стоячие скручивающиеся (или "альфвенические") колебания петель. Это подтвердило теоретическое предсказание Робертса и др. (1984). 2007: Томчик и др. сообщили об обнаружении альфвенических волн на изображениях солнечной короны с помощью инструмента Coronal Multi Channel Polarimeter (CoMP) в Национальной солнечной обсерватории, Нью-Мексико. Однако эти наблюдения оказались скручивающимися волнами корональных плазменных структур. doi:10.1051/0004 6361/200911840 2007: Был выпущен специальный выпуск, посвященный космической обсерватории "Хиноде", в журнале Science. Сигнатуры волн Альфвена в корональной атмосфере были зафиксированы Cirtain и др., Okamoto и др. и De Pontieu и др. Оценив плотность энергии наблюдаемых волн, De Pontieu и др. показали, что энергия, связанная с волнами, достаточна для нагрева короны и ускорения солнечного ветра. 2008: Kaghashvili и др. использовали флуктуации вынужденных волн в качестве диагностического инструмента для обнаружения волн Альфвена в солнечной короне. 2009: Jess и др. обнаружили торсионные волны Альфвена в структурированной хромосфере Солнца, используя шведский солнечный телескоп. 2011: Показано, что волны Альфвена распространяются в жидком металлическом сплаве из галлия. 2017: Трехмерное численное моделирование, выполненное Srivastava и др., показало, что высокочастотные (12–42 мГц) волны Альфвена, обнаруженные шведским солнечным телескопом, могут переносить значительную энергию для нагрева внутренней короны Солнца. 2018: Используя спектральные изображения, не-LTE инверсии и экстраполяции магнитного поля атмосферы солнечных пятен, Grant и др. обнаружили свидетельства эллиптически поляризованных волн Альфвена, формирующих быстрые ударные волны во внешних областях хромосферной умбры. Впервые эти авторы предоставили количественную оценку физического тепла, обеспечиваемого рассеянием таких мод волн Альфвена.

The convection zone of the sun, the region beneath the photosphere in which energy is transported primarily by convection, is sensitive to the motion of the core due to the rotation of the sun. Together with varying pressure gradients beneath the surface, electromagnetic fluctuations produced in the convection zone induce random motion on the photospheric surface and produce Alfvén waves. The waves then leave the surface, travel through the chromosphere and transition zone, and interact with the ionized plasma. The wave itself carries energy and some of the electrically charged plasma. In the early 1990s, de Pontieu and Haerendel suggested that Alfvén waves may also be associated with the plasma jets known as spicules. It was theorized these brief spurts of superheated gas were carried by the combined energy and momentum of their own upward velocity, as well as the oscillating transverse motion of the Alfvén waves. In 2007, Alfvén waves were reportedly observed for the first time traveling towards the corona by Tomczyk et al., but their predictions could not conclude that the energy carried by the Alfvén waves was sufficient to heat the corona to its enormous temperatures, for the observed amplitudes of the waves were not high enough. However, in 2011, McIntosh et al. reported the observation of highly energetic Alfvén waves combined with energetic spicules which could sustain heating the corona to its million kelvin temperature. These observed amplitudes (20.0 km/s against 2007's observed 0.5 km/s) contained over one hundred times more energy than the ones observed in 2007. The short period of the waves also allowed more energy transfer into the coronal atmosphere. The 50,000 km long spicules may also play a part in accelerating the solar wind past the corona. Alfvén waves are routinely observed in solar wind, in particular in fast solar wind streams. The role of Alfvénic oscillations in the interaction between fast solar wind and the Earth's magnetosphere is currently under debate. However, the above mentioned discoveries of Alfvén waves in the complex Sun's atmosphere, starting from the Hinode era in 2007 for the next 10 years, mostly fall in the realm of Alfvénic waves essentially generated as a mixed mode due to transverse structuring of the magnetic and plasma properties in the localized flux tubes. In 2009, Jess et al. 1958: Eugene Parker suggests hydromagnetic waves in the interstellar medium. 1958: Berthold, Harris, and Hope detect Alfvén waves in the ionosphere after the Argus nuclear test, generated by the explosion, and traveling at speeds predicted by Alfvén formula. 1958: Eugene Parker suggests hydromagnetic waves in the Solar corona extending into the Solar wind. 1959: D. F. Jephcott produces Alfvén waves in a gas discharge. 1959: C. H. Kelley and J. Yenser produce Alfvén waves in the ambient atmosphere. 1960: Coleman et al. report the measurement of Alfvén waves by the magnetometer aboard the Pioneer and Explorer satellites. 1961: Sugiura suggests evidence of hydromagnetic waves in the Earth's magnetic field. 1961: Normal Alfvén modes and resonances in liquid sodium are studied by Jameson. 1966: R. O. Motz generates and observes Alfvén waves in mercury. 1970: Hannes Alfvén wins the 1970 Nobel Prize in physics for "fundamental work and discoveries in magneto hydrodynamics with fruitful applications in different parts of plasma physics". 1973: Eugene Parker suggests hydromagnetic waves in the intergalactic medium. 1974: J. V. Hollweg suggests the existence of hydromagnetic waves in interplanetary space. 1977: Mendis and Ip suggest the existence of hydromagnetic waves in the coma of Comet Kohoutek. 1984: Roberts et al. predict the presence of standing MHD waves in the solar corona and opens the field of coronal seismology. 1999: Aschwanden et al. and Nakariakov et al. report the detection of damped transverse oscillations of solar coronal loops observed with the extreme ultraviolet (EUV) imager on board the Transition Region And Coronal Explorer (TRACE), interpreted as standing kink (or "Alfvénic") oscillations of the loops. This confirms the theoretical prediction of Roberts et al. (1984). 2007: Tomczyk et al. reported the detection of Alfvénic waves in images of the solar corona with the Coronal Multi Channel Polarimeter (CoMP) instrument at the National Solar Observatory, New Mexico. However, these observations turned out to be kink waves of coronal plasma structures. doi:10.1051/0004 6361/200911840
2007: A special issue on the Hinode space observatory was released in the journal Science. Alfvén wave signatures in the coronal atmosphere were observed by Cirtain et al., Okamoto et al., and De Pontieu et al. By estimating the observed waves' energy density, De Pontieu et al. have shown that the energy associated with the waves is sufficient to heat the corona and accelerate the solar wind. 2008: Kaghashvili et al. uses driven wave fluctuations as a diagnostic tool to detect Alfvén waves in the solar corona. 2009: Jess et al. detect torsional Alfvén waves in the structured Sun's chromosphere using the Swedish Solar Telescope. 2011: Alfvén waves are shown to propagate in a liquid metal alloy made of Gallium. 2017: 3D numerical modelling performed by Srivastava et al. show that the high frequency (12–42 mHz) Alfvén waves detected by the Swedish Solar Telescope can carry substantial energy to heat the Sun's inner corona. 2018: Using spectral imaging observations, non LTE inversions and magnetic field extrapolations of sunspot atmospheres, Grant et al. found evidence for elliptically polarized Alfvén waves forming fast mode shocks in the outer regions of the chromospheric umbral atmosphere. For the first time, these authors provided quantification of the degree of physical heat provided by the dissipation of such Alfvén wave modes.