Торговый Дом «Аюрведа» — аюрведа оптом

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.3P
Магнитное поле направлено под углом 47° к нормали прямоугольного участка размером 5,1 см на 6,8 см. Если магнитный поток через эту поверхность имеет величину 4,8 × 10–5 Тл·м2, то какова напряженность магнитного поля?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.4CQ
Многие равноплечие весы имеют небольшую металлическую пластину, прикрепленную к одному из двух плеч. Пластина проходит между полюсами магнита, установленного в основании весов. Объясните цель этой схемы.
Решение:
Электрический ток индуцируется в куске металла из-за относительного движения соседнего магнита, известного как вихревой ток
Металлическая пластина, движущаяся между полюсами магнита, испытывает вихревые токи, которые замедляют его движение. Это помогает гасить колебания весов, что приводит к более точным показаниям.

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.3P
Магнитное поле направлено под углом 47° к нормали прямоугольного участка размером 5,1 см на 6,8 см. Если магнитный поток через эту поверхность имеет величину 4,8 × 10–5 Тл·м2, то какова напряженность магнитного поля?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.4CQ
Многие равноплечие весы имеют небольшую металлическую пластину, прикрепленную к одному из двух плеч. Пластина проходит между полюсами магнита, установленного в основании весов. Объясните цель этой схемы.
Решение:
Электрический ток индуцируется в куске металла из-за относительного движения соседнего магнита, известного как вихревой ток
Металлическая пластина, движущаяся между полюсами магнита, испытывает вихревые токи, которые замедляют его движение. Это помогает гасить колебания весов, что приводит к более точным показаниям.

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.35P
Проводящий стержень скользит по двум проводам в области с магнитным полем. Два провода дуги не соединены. Требуется ли сила, чтобы стержень двигался с постоянной скоростью? Объяснять.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 36P
Металлический стержень длиной 0,76 м движется со скоростью 2,0 м/с перпендикулярно магнитному полю. Чему равна напряженность магнитного поля, если ЭДС индукции между концами стержня равна 0,45 В?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.37P
Самолет Boeing KC-135A имеет размах крыла 39,9 м и летит на постоянной высоте в северном направлении со скоростью 850 км /час. Если вертикальная составляющая магнитного поля Земли равна 5,0·10-6 Тл, а его горизонтальная составляющая 1,4·10-6 Тл, то чему равна ЭДС индукции между законцовками крыла?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон Фарадея Индукции Q.38P

Решение:

ГЛАВА 23. :

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.40P
(a) Найдите силу тока в цепи, показанной в примере. б) Какую скорость должен иметь стержень, если сила тока в цепи должна быть 1,0 А?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.41P
Предположим, что механическая мощность, подаваемая на стержень в примере, равна 8,9 Вт. Найдите (a) ток в цепи и (b) ) скорость стержня.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.42P
Максимальная ЭДС индукции в генераторе, вращающемся со скоростью 210 об/мин, составляет 45 В. Быстрый поток должен ротор генератора вращаться, если это для создания максимальной ЭДС индукции 55 В?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.43P
Прямоугольная катушка 25 см на 35 см имеет 120 витков. Эта катушка создает максимальную ЭДС 65 В, когда она вращается с угловой скоростью 190 рад/с в магнитном поле напряженностью B. Найдите значение B.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и Фарадея Закон индукции Q.44P
Провод длиной 1,6 м намотан на катушку радиусом 3,2 см. Если эту катушку вращать со скоростью 85 об/мин в магнитном поле 0,075 Тл, какова ее максимальная ЭДС?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.45P
Круглая катушка диаметром 22,0 см и 155 витками вращается вокруг вертикальной оси с угловой скоростью 1250 об/мин. Единственным магнитным полем в этой системе является поле Земли. В месте расположения катушки горизонтальная составляющая магнитного поля равна 3,80·10-5 Тл, а вертикальная составляющая 2,85·10-5 Тл. а) Какая составляющая магнитного поля важна при расчете ЭДС индукции в этой катушке? Объясните, б) Найдите максимальную ЭДС индукции в катушке.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 46P
Генератор рассчитан на создание максимальной ЭДС 170 В при вращении с угловой скоростью 3600 об/мин. Каждая катушка генератора имеет площадь 0,016 м2. Если магнитное поле, используемое в генераторе, имеет величину 0,050 Тл, сколько потребуется витков провода?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.47P
Найдите ЭДС индукции, когда ток в катушке индуктивности 45,0 мГн увеличивается от 0 до 515 мА за 16,5 мс.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.48P
Сколько витков должен иметь соленоид с площадью поперечного сечения 0,035 м2 и длиной 0,22 м, если его индуктивность должна быть 45 мГн?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.49P
Индуктивность соленоида с 450 витками и длиной 24 см составляет 7,3 мГн. а) Чему равна площадь поперечного сечения соленоида? б) Чему равна ЭДС индукции в соленоиде, если ток в нем падает с 3,2 А до 0 за 55 мс?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 50P
Определите индуктивность соленоида с 640 витками на длине 25 см. Круглое сечение соленоида имеет радиус 4,3 см.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.51P
Соленоид с площадью поперечного сечения 1,81 × 10−3 м2 имеет длину 0,750 м и имеет 455 витков на метр. Найти ЭДС индукции в этом соленоиде, если ток в нем увеличился от 0 до 2,00 А за 45,5 мс.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.52P
Соленоид имеет N витков площадью A, равномерно распределенных по его длине, ℓ. При увеличении тока в этом соленоиде со скоростью 2,0 А/с наблюдается ЭДС индукции 75 мВ, а) Чему равна индуктивность этого соленоида? (b) Предположим, что расстояние между витками удвоилось. В результате получается соленоид вдвое длиннее, но с той же площадью и числом витков. Будет ли ЭДС индукции в этом новом соленоиде больше, меньше или равна 75 мВ при изменении тока со скоростью 2,0 А/с? Объясните, (c) Рассчитайте ЭДС индукции для детали (b).
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.53P
Сколько времени требуется, чтобы ток в RL-цепи с R = 130 Ом и L = 68 мГн достиг половины конечная стоимость?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон Фарадея Индукции Q.54P

Решение:

Глава 23Глава 23. Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.56P , а) Чему равна постоянная времени этой цепи? б) Чему равно сопротивление, если индуктивность в цепи равна 0,275 Гн?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.57P

Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.58P
Количество витков на метр в соленоиде фиксированной длины удваивается. При этом ток в соленоиде уменьшается вдвое. Энергия, запасенная в катушке индуктивности, увеличивается, уменьшается или остается неизменной? Объяснять.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.59P

Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.60P
Соленоид имеет длину 1,5 м и имеет 470 витков на метр. Какова площадь поперечного сечения этого соленоида, если он запасает 0,31 Дж энергии при токе 12 А?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.61P
В эксперименте Alcator по термоядерному синтезу в Массачусетском технологическом институте создается магнитное поле силой 50,0 Тл. (a) Какова плотность магнитной энергии в это поле? (b) Найдите величину электрического поля, которая имела бы ту же плотность энергии, что и в части (a).
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 62P

Решение:


квадрат эквивалентного сопротивления. Таким образом, значение R должно быть меньше, чтобы аккумулировать больше энергии в катушке индуктивности.

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.63P

Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.64P
Рассмотрим схему, показанную на рисунке, которая содержит батарею на 6,0 В, катушку индуктивности на 37 мГн и четыре резистора на 55 Ом, ( а) Накопляется ли больше энергии в катушке индуктивности сразу после замыкания переключателя или спустя много времени после замыкания переключателя? Объясните, (б) Рассчитайте энергию, запасенную в катушке индуктивности за один характерный интервал времени после замыкания ключа, (в) Рассчитайте энергию, запасенную в катушке индуктивности спустя долгое время после замыкания выключателя.

Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 65P
Вы хотите накопить 9,9 Дж энергии магнитного поля в соленоиде. Соленоид имеет 580 круговых витков диаметром 7,2 см, равномерно распределенных по его длине 28 см. (а) Какой ток необходим? б) Какова величина магнитного поля внутри соленоида? в) Какова плотность энергии (энергия/объем) внутри соленоида?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.66P
Трансформатор 1 имеет первичное напряжение Vp и вторичное напряжение Vs. Трансформатор 2 имеет в два раза больше витков как на первичной, так и на вторичной обмотках по сравнению с трансформатором 1. Если первичное напряжение трансформатора 2 равно 2 Впик, каково его вторичное напряжение? Объяснять.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.67P
Первичный ток трансформатора 1 Ip и вторичный ток Is. Трансформатор 2 имеет в два раза больше витков на первичной обмотке, чем трансформатор 1, и оба трансформатора имеют одинаковое количество витков на вторичной обмотке. Если первичный ток трансформатора 2 равен 3Ip, каков его вторичный ток? Объяснять.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.68P
Электродвигателю игрушечного поезда требуется напряжение 3,0 В. Найдите отношение числа витков первичной обмотки к числу включений. вторичная катушка в трансформаторе, который понизит бытовое напряжение 110 В до 3,0 В.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.69P
Дисковод, подключенный к розетке на 120 В, работает при напряжении 9,0 В. витков первичной обмотки; а) число витков вторичной обмотки должно быть больше или меньше 125? Объясните, (b) Найдите количество витков на вторичной обмотке.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.70P
Трансформатор с соотношением витков (вторичная/первичная) 1:18 используется для понижения напряжения от настенной розетки на 120 В, используемой в зарядном устройстве для аккумуляторов. Какое напряжение подается на зарядное устройство?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.71P
Неоновая вывеска, для которой требуется напряжение 11 000 В, подключена к настенной розетке на 120 В. Какое отношение витков (вторичное/первичное) должно быть у трансформатора для питания вывески?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.72P
Понижающий трансформатор создает напряжение 6,0 В на вторичной обмотке, когда напряжение на первичной обмотке составляет 120 В. Что на первичной обмотке этого трансформатора появляется напряжение, если на вторичную обмотку подать 120 В?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.73P
Повышающий трансформатор имеет 25 витков на первичной обмотке и 750 витков на вторичной обмотке. Если этот трансформатор должен обеспечивать выходное напряжение 4800 В при токе 12 мА, какие входные ток и напряжение необходимы?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 74GP
Самолет летит на уровне земли к северному полюсу, самолет на экваторе больше их, меньше или равен ЭДС между законцовками крыла, когда он находится на широте Нью-Йорка? (b) Выберите лучшее объяснение из следующих:
I. ЭДС индукции одинакова, потому что напряженность магнитного поля Земли одинакова на экваторе и в Нью-Йорке.
II. ЭДС индукции больше в Нью-Йорке, потому что вертикальная составляющая магнитного поля Земли там больше, чем на экваторе.
III. ЭДС индукции меньше в Нью-Йорке, потому что на экваторе самолет летит параллельно силовым линиям магнитного поля.
Решение:
(a) На экваторе плоскость движется в направлении магнитного поля, поэтому ЭДС индукции мала.
Когда самолет летит, он движется перпендикулярно полю, поскольку он находится на широте, поэтому ЭДС индукции высока.
(Поскольку скорость изменения магнитного потока для крыльев воздушного самолета является произведением нисходящей составляющей магнитного поля, размаха крыльев и скорости самолета. )
(b) На широте вертикальной составляющей магнитного поля Земли высокая и она низка на экваторе, поэтому ЭДС индукции высока на широте .
Следовательно, лучшее объяснение .(II)

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.75GP
Вы держите круглую проволочную петлю на северном магнитном полюсе Земли. Рассмотрим магнитный поток через эту петлю из-за магнитного поля Земли. Является ли поток, когда нормаль к петле направлена ​​горизонтально, больше, меньше или равен потоку, когда нормаль направлена ​​вертикально вниз? Объяснять.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.76GP
Вы держите круглую проволочную петлю на экваторе. Рассмотрим магнитный поток через эту петлю из-за магнитного поля Земли. Является ли поток, когда нормаль к петле направлена ​​на север, больше, меньше или равен потоку, когда нормаль направлена ​​вертикально вверх? Объяснять.
Решение:
Поток через петлю наибольший, когда нормаль к петле указывает направление поля.
Мы знаем, что на экваторе поле указывает на север. Когда нормаль к петле указывает на север, направление магнитного поля и нормаль параллельны. Так что поток максимален. Но когда нормаль к петле направлена ​​вертикально вверх, то направление магнитного поля и нормаль перпендикулярны. Тогда магнитный поток становится равным нулю. Таким образом, поток, когда нормаль указывает на север, больше, чем когда нормаль указывает вертикально вверх.

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.77GP
Катушка индуктивности, показанная на рисунке, подключена к электрической цепи с переменным током. В рассматриваемый момент индуктор имеет индукционную ЭДС с указанным направлением. Ток в цепи в это время увеличивается и вправо, увеличивается и влево, уменьшается и вправо или уменьшается и влево?

Решение:

Когда индуктор имеет ЭДС указанного направления, то ток в индукторе увеличивается в направлении, противоположном увеличению тока цепи. Следовательно. ток в цепи может увеличиваться вправо или уменьшаться влево, потому что ток в катушке индуктивности направлен влево, т.е. он выходит из плюсовой клеммы

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.78GP
Космический корабль «Вояджер-1» движется в межзвездном пространстве со скоростью 8,0 × 103 м/с. Магнитное поле в этой области пространства имеет величину 2,0·10-10 Тл. Считая, что антенна космического корабля длиной 5,0 м расположена под прямым углом к ​​магнитному полю, найти ЭДС индукции между ее концами.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.79GP
Катушки, используемые для измерения движений мясной мухи, как описано в разделе 23-5, имеют диаметр 2,0 мм. Кроме того, муха погружается в магнитное поле величиной 0,15 мТл. Найдите максимальный магнитный поток, создаваемый одной из этих катушек.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 80GP
Компьютеризированное отслеживание челюсти, или электрогнатография (EGN), является важным инструментом для диагностики и лечения височно-нижнечелюстных расстройств (TMDs), которые влияют на человека. умение эффектно кусаться. Первым шагом в применении ЭГН является прикрепление небольшого постоянного магнита к десне пациента ниже нижних резцов. Затем, когда челюсть совершает кусающие движения, результирующее изменение магнитного потока улавливается проволочными катушками, расположенными по обеим сторонам рта, как показано на рисунке. Предположим, что челюсть этого человека движется вправо и что северный полюс постоянного магнита также указывает вправо. С ее точки зрения, направлен ли индуцированный ток в катушке (а) справа от нее и (б) слева от нее по часовой стрелке или против часовой стрелки? Объяснять.

Решение:
Учитывая, что компьютеризированное отслеживание челюсти или электрогнатограф (ЭГН) является важным инструментом для диагностики и лечения височно-нижнечелюстных расстройств (ВНЧС), которые влияют на способность человека эффективно кусать.
Первым шагом в применении EGN является прикрепление небольшого постоянного магнита к десне пациента под нижними резцами. Затем, когда челюсть совершает кусающие движения, возникающее в результате изменение магнитного потока улавливается проволочными катушками, расположенными по обеим сторонам рта, как показано на рисунке, приведенном в вопросе.
Предположим, что челюсть этого человека движется вправо и что северный полюс постоянного магнита также указывает вправо.
(a)
Здесь силовые линии магнитного поля выходят из северного полюса и входят в южный полюс, происходит изменение магнитного потока, в частности, и увеличивается вправо. Это изменение за счет уменьшения магнитного потока слева от нее и увеличения справа от нее будет учитываться катушками. Таким образом, с ее точки зрения, ток в катушке справа от нее будет вращаться против часовой стрелки, образуя магнитное поле, противодействующее полю, создаваемому магнитом в ее зубах 9.0021 (b)
Слева от нее ток в катушке повернется против часовой стрелки, образуя магнитное поле, которое объясняет увеличение магнитного потока на ее левой стороне.

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.81GP
Прямоугольная проволочная петля 24 см на 72 см изогнута в форме буквы L, как показано на рисунке. Магнитное поле вблизи петли имеет величину 0,035 T и в направлении на 25° ниже оси y. Магнитное поле не имеет x-компоненты. Найдите величину магнитного потока через петлю.

Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.82GP
Круговая петля радиусом 3,7 см лежит в плоскости x-y. Магнитное поле в этой области пространства однородно и определяется выражением (а) Какова величина магнитного потока через эту петлю? (b) Предположим, теперь мы увеличили компонент x, оставив другие компоненты неизменными. Величина магнитного потока увеличивается, уменьшается или остается неизменной? Объясните, (c) Предположим вместо этого, что мы увеличиваем компонент z , оставляя другие компоненты неизменными. Величина магнитного потока увеличивается, уменьшается или остается неизменной? Объяснять.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.83GP
Рассмотрим прямоугольную петлю из проволоки 5,8 см на 8,2 см в однородном магнитном поле с величиной 1,3 Тл. положения нулевого магнитного потока в положение максимального потока за 21 мс. Чему равна средняя ЭДС индукции в контуре?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.84GP
Автомобиль с вертикальной радиоантенной длиной 85 см едет строго на восток со скоростью 25 м/с. Магнитное поле Земли в этом месте имеет величину 5,9 × 10–5 Тл и направлено на север, на 72° ниже горизонтали, (а) Ts — верхняя или нижняя часть антенны при более высоком потенциале? Объясните, б) Найдите ЭДС индукции между концами антенны.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.85GP
Прямоугольные катушки в 325-витковом генераторе имеют размеры 11 см на 17 см. Какова максимальная ЭДС, создаваемая этим генератором при его вращении с угловой скоростью 525 об/мин в магнитном поле 0,45 Тл?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.86GP
Кубический ящик со стороной 22 см 011 помещен в однородное магнитное поле силой 0,35 Тл. Найдите чистый магнитный поток через коробку.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.87GP
Транскраниальная магнитная стимуляция (IMS) — это неинвазивный метод изучения функции мозга и, возможно, также лечения. В этой технике проводящая петля удерживается возле головы человека, как показано на рисунке. Когда ток в контуре изменяется быстро, создаваемое им магнитное поле может изменяться со скоростью 3,00·104 Тл/с. Это быстро меняющееся магнитное поле индуцирует электрический ток в ограниченной области мозга, что может вызвать подергивание пальца, появление ярких пятен в поле зрения (магнетофосфены) или чувство полного счастья, переполняющее человека. Чему равна ЭДС индукции, если магнитное поле изменяется с указанной выше скоростью на площади 1,13 × 10 2 м2?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.88GP
Магнитное поле с зависимостью от времени, показанной на рисунке, расположено под прямым углом к ​​круглой катушке диаметром 3,75, состоящей из 155 витков. см. Чему равна ЭДС индукции в катушке при t = 2,50 мс (а), t = 7,50 мс (б), t = 15,0 мс (в) и t = 25,0 мс (г)?

Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.89GP
Вы хотите сконструировать индуктор на 50,0 мГн, намотав изолированный медный провод (диаметр = 0,0332 см) на трубку с круглым поперечным сечением радиусом 2,67 см. Какой длины потребуется проволока, если она намотана на трубку в один плотный слой?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 90GP
Постоянная времени RL-цепи с L = 25 мГн в два раза больше постоянной времени RC-цепи с C = 45 мк F. Обе цепи имеют одинаковое сопротивление R. Найдите (а) значение R и (б) постоянную времени цепи RL.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.91GP
Батарея напряжением 6,0 В соединена последовательно с катушкой индуктивности 29 мГн, резистором 110 Ом и разомкнутым выключателем. а) Через какое время после замыкания ключа сила тока в цепи будет равна 12 мА? б) Сколько энергии сохраняется в катушке индуктивности, когда ток достигает своего максимального значения?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.92GP
Батарея 9,0 В соединена последовательно с катушкой индуктивности 31 мГн, сопротивлением 180 Ом. резистор и разомкнутый ключ, а) Чему равна сила тока в цепи через 0,120 мс после замыкания ключа? б) Сколько энергии запасено в индукторе в это время?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 93GP
Предположим, что муха, описанная в задаче 79, поворачивается на угол 90° за 37 мс. Если магнитный поток через одну из катушек на насекомом во время этого маневра изменяется от максимума до нуля, а катушка имеет 85 витков провода, найти величину ЭДС индукции.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.94GP
Токопроводящий стержень массой m находится в контакте с двумя вертикальными токопроводящими рельсами, отстоящими друг от друга на расстоянии L, как показано на рисунке. Вся система погружена в магнитное поле величиной B, направленное наружу страницы. Предполагая, что стержень скользит без трения, (а) опишите движение стержня после того, как он вышел из состояния покоя, (б) Каково направление индукционного тока (по часовой стрелке или против часовой стрелки) в цепи? в) Найдите скорость стержня после длительного падения.

Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q. 95GP
Одновитковая прямоугольная петля шириной W и длиной L движется параллельно своей длине со скоростью v. Петля движется из области с магнитным полем, перпендикулярным плоскости петли, в область, где магнитное поле равно нулю, как показано на рис. Найти скорость изменения магнитного потока через петлю (а) до того, как она войдет в область нулевого поля, (б) сразу после того, как она войдет в область нулевого поля, и (в) после того, как она полностью окажется в области нулевого поля. поле, (d) Для каждого из случаев, рассмотренных в частях (a), (b) и (c), укажите, направлен ли индуцированный ток в петле по часовой стрелке, против часовой стрелки или равен нулю. Объясните в каждом случае.

Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.96GP
Переключатель в цепи, показанной на рисунке, изначально разомкнут, (а) Найдите ток в цепи долгое время после замыкания переключателя, (b) Опишите поведение лампочки с момента замыкания переключателя до тех пор, пока ток не достигнет значения, найденного в части (a), (c) Теперь предположим, что переключатель открыт после того, как он был замкнут в течение длительное время, если индуктор большой, наблюдается, что свет ярко вспыхивает, а затем перегорает. Объясните это поведение. (d) Найдите напряжение на лампочке непосредственно перед и сразу после размыкания выключателя.

Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.97GP
Электрическое поле E и магнитное поле B имеют одинаковую плотность энергии, (a) Выразите отношение E/B через фундаментальные константы ε0 и µ0. (b) Оцените E/B численно и сравните полученный результат со скоростью света.
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.98PP
«Умные» светофоры управляются с помощью проволочных петель, встроенных в дорогу (рисунок). Эти «петлевые детекторы» воспринимают изменение магнитного поля, когда большой металлический объект, например, автомобиль или грузовик, движется по петле. Как только объект обнаружен, электрические цепи в контроллере проверяют перекрестное движение, а затем переключают свет с красного на зеленый.

Типичный петлевой детектор состоит из трех или четырех витков провода 14-го калибра, закопанного на 3 дюйма ниже уровня дорожного покрытия. Вы можете увидеть отметки на дороге, где тротуар был срезан для установки проводов. На данном перекрестке может быть более одного петлевого детектора; это позволяет системе распознавать движение объекта, поскольку она активирует сначала один детектор, а затем другой в течение короткого периода времени. Если система определяет, что автомобиль въехал на перекресток, когда горит красный свет, она может активировать одну камеру, чтобы сделать снимок автомобиля спереди, чтобы увидеть лицо водителя, а затем вторую камеру, чтобы сделать снимок проезжей части. автомобиль и его номерной знак сзади. Эта система камер с красными фонарями успешно использовалась во время захватывающей сцены погони по улицам Лондона в фильме «Сокровище нации: Книга тайн».
Мотоциклы настолько малы, что часто не могут активировать детекторы, оставляя велосипедиста ждать зеленого сигнала светофора. Некоторые компании начали продавать мощные неодимовые магниты для установки на днище мотоцикла, чтобы детекторы «видели» их.
Предположим, что нисходящая вертикальная составляющая магнитного поля увеличивается, когда автомобиль проезжает через петлевой детектор. Если смотреть сверху, индуцированный ток в контуре направлен по часовой стрелке, против часовой стрелки или равен нулю?
Решение:
Поскольку нисходящая вертикальная составляющая магнитного поля увеличивается из-за автомобиля, в соответствии с законом Ленца индуцируемый ток противодействует увеличению магнитного поля.
Таким образом, по правилу правой руки (RHR) направление тока должно быть против часовой стрелки

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.99PP
«Умные» светофоры управляются петлями из проволоки, встроенной в дорогу (Фигура). Эти «петлевые детекторы» воспринимают изменение магнитного поля, когда большой металлический объект, например, автомобиль или грузовик, движется по петле. Как только объект обнаружен, электрические цепи в контроллере проверяют перекрестное движение, а затем переключают свет с красного на зеленый.

РИСУНОК
Типичный петлевой детектор состоит из трех или четырех витков провода 14-го калибра, закопанного на 3 дюйма ниже уровня дорожного покрытия. Вы можете увидеть отметки на дороге, где тротуар был срезан для установки проводов. На данном перекрестке может быть более одного петлевого детектора; это позволяет системе распознавать движение объекта, поскольку она активирует сначала один детектор, а затем другой в течение короткого периода времени. Если система определяет, что автомобиль въехал на перекресток, когда горит красный свет, она может активировать одну камеру, чтобы сделать снимок автомобиля спереди, чтобы увидеть лицо водителя, а затем вторую камеру, чтобы сделать снимок проезжей части. автомобиль и его номерной знак сзади. Эта система камер с красными фонарями успешно использовалась во время захватывающей сцены погони по улицам Лондона в фильме «Сокровище нации: Книга тайн».
Мотоциклы настолько малы, что часто не могут активировать детекторы, оставляя велосипедиста ждать зеленого сигнала светофора. Некоторые компании начали продавать мощные неодимовые магниты для установки на днище мотоцикла, чтобы детекторы «видели» их.
Автомобиль подъезжает к петлевому детектору и увеличивает нисходящую составляющую магнитного поля внутри петли с 1,2 × 10–5 Тл до 2,6 × 10–5 Тл за 0,38 с. Какова ЭДС индукции в детекторе, если он круглый, имеет радиус 0,67 м и состоит из четырех проволочных витков? 9Глава 23 Закон индукции Фарадея Q.100PP
«Умные» светофоры управляются проволочными петлями, встроенными в дорогу (рис.). Эти «петлевые детекторы» воспринимают изменение магнитного поля, когда большой металлический объект, например, автомобиль или грузовик, движется по петле. Как только объект обнаружен, электрические цепи в контроллере проверяют перекрестное движение, а затем переключают свет с красного на зеленый.

РИСУНОК
Типичный петлевой детектор состоит из трех или четырех витков провода 14-го калибра, закопанного на 3 дюйма ниже уровня дорожного покрытия. Вы можете увидеть отметки на дороге, где тротуар был срезан для установки проводов. На данном перекрестке может быть более одного петлевого детектора; это позволяет системе распознавать движение объекта, поскольку она активирует сначала один детектор, а затем другой в течение короткого периода времени. Если система определяет, что автомобиль въехал на перекресток, когда горит красный свет, она может активировать одну камеру, чтобы сделать снимок автомобиля спереди, чтобы увидеть лицо водителя, а затем вторую камеру, чтобы сделать снимок проезжей части. автомобиль и его номерной знак сзади. Эта система камер с красными фонарями успешно использовалась во время захватывающей сцены погони по улицам Лондона в фильме «Сокровище нации: Книга тайн».
Мотоциклы настолько малы, что часто не могут активировать детекторы, оставляя велосипедиста ждать зеленого сигнала светофора. Некоторые компании начали продавать мощные неодимовые магниты для установки на днище мотоцикла, чтобы детекторы «видели» их.
Грузовик подъезжает к петлевому детектору и увеличивает нисходящую составляющую магнитного поля внутри петли с 1,2 × 10–5 Тл до большего значения B за 0,38 с. Детектор имеет круглую форму, радиус 0,67 м и состоит из трех проволочных петель. Чему равно B, если ЭДС индукции равна 8,1 × 10–4 В?
A. 3,6 × 10–5 Тл
B. 7,3 × 10–5 Тл
C. 8,5 × 10–5 Тл
D. 24 × 10–5 Тл
Решение:

Магнитный поток Фарадея и Глава 23 Закон индукции Q.101PP
«Умные» светофоры управляются проволочными петлями, встроенными в дорогу (рисунок). Эти «петлевые детекторы» воспринимают изменение магнитного поля, когда большой металлический объект, например, автомобиль или грузовик, движется по петле. Как только объект обнаружен, электрические цепи в контроллере проверяют перекрестное движение, а затем переключают свет с красного на зеленый.

РИСУНОК
Типичный петлевой детектор состоит из трех или четырех витков провода 14-го калибра, закопанного на 3 дюйма ниже уровня дорожного покрытия. Вы можете увидеть отметки на дороге, где тротуар был срезан для установки проводов. На данном перекрестке может быть более одного петлевого детектора; это позволяет системе распознавать движение объекта, поскольку она активирует сначала один детектор, а затем другой в течение короткого периода времени. Если система определяет, что автомобиль въехал на перекресток, когда горит красный свет, она может активировать одну камеру, чтобы сделать снимок автомобиля спереди, чтобы увидеть лицо водителя, а затем вторую камеру, чтобы сделать снимок проезжей части. автомобиль и его номерной знак сзади. Эта система камер с красными фонарями успешно использовалась во время захватывающей сцены погони по улицам Лондона в фильме «Сокровище нации: Книга тайн».
Мотоциклы настолько малы, что часто не могут активировать детекторы, оставляя велосипедиста ждать зеленого сигнала светофора. Некоторые компании начали продавать мощные неодимовые магниты для установки на днище мотоцикла, чтобы детекторы «видели» их.
Предположим, что мотоцикл увеличивает нисходящую составляющую магнитного поля только внутри контура с 1,2 × 10-5 Тл до 1,9 × 10-5 Тл. Детектор имеет квадратную форму со стороной 0,75 м и имеет четыре петли провода. За какое время должно увеличиться магнитное поле, чтобы оно индуцировало ЭДС 1,4 · 10-4 В?
A. 0,028 с
B. 0,11 с
C. 0,35 с
D. 0,60 с
Решение:

слева от области поля, где поля нет, и движется вправо. Когда кольцо частично находится в области поля, (а) направлен ли индуцированный ток в кольце по часовой стрелке, против часовой стрелки или равен нулю, и (б) направлена ​​ли магнитная сила на кольцо вправо, влево или равна нулю? Объяснять.
Решение:
а) по правилу правой руки; движение кольца направлено вправо
Итак, ток будет направлен по часовой стрелке
б)
Магнитная сила, действующая на кольцо, направлена ​​влево, потому что v, B и F взаимно перпендикулярны друг другу.

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.103IP
Предположим, что кольцо изначально находится полностью внутри области поля и движется вправо, (a) Наведенный ток в кольце направлен по часовой стрелке, против часовой стрелки или равен нулю , и (b) магнитная сила на кольце справа, слева или равна нулю? Объяснять. Теперь кольцо начинает выходить из области поля, все еще двигаясь вправо, (c) направлен ли индукционный ток в кольце по часовой стрелке, против часовой стрелки или равен нулю, и (d) представляет собой магнитную силу, действующую на кольцо вправо, к слева или ноль? Объяснять.
Решение:
Учитывая это, предположим, что кольцо изначально полностью находится внутри области поля и движется вправо
вправо, то магнитное поле не меняется и, следовательно, магнитный поток не меняется.
б) На кольцо не действует никакая сила, так как нет ЭДС индукции, ток не возникает
в) Если кольцо выходит из поля, движущегося вправо, то в кольце происходит уменьшение магнитного поля и, следовательно, производит или изменяет магнитный поток. Кольцо будет компенсировать это изменение, генерируя ток против часовой стрелки, чтобы сформировать магнитное поле из страницы.
d) Когда кольцо покидает магнитное поле, слева на левой стороне кольца будет создаваться сила, а на правой стороне кольца сила будет равна нулю, поскольку оно выпало из поля. Следовательно, чистая сила, создаваемая кольцом, будет направлена ​​влево, противодействуя силе, перемещающей кольцо вправо.

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.104IP
(a) Какая внешняя сила требуется, чтобы придать стержню скорость 3,49 м/с, при неизменности всех остальных элементов? б) Какова сила тока в цепи в этом случае?
Решение:

Глава 23 Магнитный поток и закон индукции Фарадея Q.105IP
Предположим, что направление магнитного поля изменилось на противоположное. Все остальное в системе остается прежним, а) направлена ​​ли магнитная сила на стержень вправо, влево или равна нулю? Объясните, (b) Направление индукционного тока по часовой стрелке, против часовой стрелки или ноль? Объяснять. (c) Предположим, теперь мы регулируем силу магнитного поля до тех пор, пока скорость стержня не станет равной 2,49.м/с, сохраняя силу равной 1,60 Н. Какова новая величина магнитного поля?
Решение:

Магнитные структуры формирующейся области потока в фотосфере и хромосфере Солнца

А&А 520, А77 (2010)

Магнитные структуры формирующейся магнитной области в солнечная фотосфера и хромосфера

З. Сюй ^1,2 — А. Лагг ¹ — С. К. Соланки ^1,3

1 — Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Max-Planck-Strasse 2, 37191 Катленбург-Линдау, Германия
2 — Юньнаньская астрономическая обсерватория/Национальные астрономические обсерватории, Китайская академия наук, Куньмин 650011, КНР
3 — Школа космических исследований, Университет Кён Хи, Йонъин, Gyeonggi 446-701, Korea

Получено 2 сентября 2009 г. / Принято 19 марта 2010 г.

Abstract
Цели. Исследуем векторное магнитное поле и доплеровский скорости в фотосфере и верхней хромосфере молодого формирующегося область потока Солнца, близкая к центру диска.
Методы. Сделаны спектрополяриметрические сканы молодой активной области с использованием инфракрасного поляриметра Тенерифе второго поколения (TIP II) на Немецком вакуумном башенном телескопе (VTT). Отсканированное область содержала несколько солнечных пятен и появляющуюся область потока. Ан инверсия на основе приближения Милна-Эддингтона была выполнена на полный вектор Стокса хромосферного He I 10 830 Å и фотосферный Si I 10 827,1 Å линии. Это обеспечило магнитный вектор и лучевую скорость на каждой пространственной точке в обоих слоях атмосферы.
Результаты. Видна четкая разница между комплексным магнитным структура области возникающего потока (EFR) в фотосфере и гораздо более простая структура в верхней хромосфере. Верхний структура хромосферы согласуется с набором возникающих петель следует за удлиненными темными структурами, наблюдаемыми в He I Триплет 10 830 Å, аналогичный дугообразному филаменту систем (AFS), а в фотосфере мы предполагаем наличие U-образные петли в зоне выхода. Тем не менее, в целом верхний хромосферное поле имеет аналогичную линейную зависимость между угол наклона и напряженность поля как поле фотосферы: поле слабое (300 Гс) горизонтальная в зоне выхода, но сильная (до 850 Гс) и более вертикально вблизи его краев. Напряженность поля уменьшается от фотосферы к верхней хромосфере примерно 0,1-0,2 Г км ^-1 (или даже меньше) в пределах зоны возникновения и на 0,3-0,6 Г км ^-1 в солнечных пятнах, расположенных на его краю. Мы реконструировали магнитное поле в 3D на основе хромосферного векторного поля в предположении что триплет He I 10 830 Å формируется вдоль полевые петли. Восстановленные петли достаточно плоские со сверхзвуковой скоростью. нисходящие потоки на обоих подножиях. Аргументы и доказательства в пользу усиленного высота образования He I 10 830 Å в дуговых филаментах в этой строке приведены, которые подтверждают справедливость восстановленные петли.
Выводы. Основные хромосферные свойства ЭПС ранее выведенные для одного региона NOAA 9451, как показано, справедливо и для другого региона, предполагая, что основной оригинал результаты могут иметь более широкое применение. Основное исключение состоит в том, что только первая область отображала текущий лист в хромосфере. Мы предложить сценарий, в котором относительно сложная фотосфера структура эволюционирует в более простую хромосферную.

Ключевые слова: Магнитные поля — Солнце: хромосфера — Солнце: инфракрасное излучение

1 Введение

Солнечное магнитное поле, образующее активные области, создается средства динамо-механизма в тахоклине у основания зона солнечной конвекции вокруг (где r равно радиальная ось, начинающаяся от центра Солнца, и это радиус Солнца). Оттуда выходят трубки сильного магнитного потока из-за магнитная плавучесть (неустойчивость Паркера), путешествие через зоне конвекции и, наконец, выходят на поверхность Солнца. (Шюсслер и др., 1994; Калигари и др.. 1995; 1998 год; Фанат 2004). Возникающие поле обычно появляется на поверхности в виде биполярного область, известная как область возникающего потока (EFR), полярность которой, понимаются как основания системы петель, поднимающихся в корона, отделяющаяся на уровне фотосферы на скоростях менее 1 км с ^-1 (Strous et al. 1996; Strous & Zwaan 1999 г.; Шмидер и соавт. 2004). Предыдущий наземные измерения магнитных полей ЭПС сосредоточены в основном на фотосфере. Ранние наблюдения с использованием только Стокса I и V (Brants 1985a,b; Zwaan & Brants 1985) указали, что возникающее поле имеет силу несколько гекто-Гаусс, в то время как современные наблюдения полного вектора Стокса (Lites и другие. 1998 год; Мартинес Пиллет и соавт. 1998 год; Кубо и соавт. 2003) обнаруживают, что при появлении магнитного поле близко к горизонтальному. Мелкомасштабный (менее 2 ) событие возникновения потока в межсетевой сети тихого солнца наблюдалось Hinode/Solar Optical Telescope (SOT) (например, Centeno et al. 2007), подтверждая предыдущие результаты Мартинеса Гонсалес и соавт. (2007), появление флюса в межсетевая сеть в виде мелкомасштабных петель является обычным явлением. В событии Хинодэ, авторы установили, что горизонтальное магнитное поле появилось раньше любая значительная часть вертикального поля становится видимой. А систематический анализ этих событий был проведен Мартинесом Гонсалес и Беллот Рубио (2009 г.)). Кроме того, биполярные магнитные особенности обнаруживаются в центральной части ЭСО рядом с молодыми пятнами. Впервые о них сообщили Бернаскони и соавт. (2002), которые назвали их подвижными диполярными чертами (MDFs). чтобы отличить их от движущихся магнитных элементов (MMF). Оба типа объектов перемещаются по горизонтали со средней скоростью около 0,3–0,5 км с ^-1 . Однако МДФ текут к солнечным пятнам и границам супергранул, в в отличие от ММП, которые удаляются от солнечных пятен (Harvey & Harvey 1973; Ли 1992; Чжан и соавт. 2003). Как 3D-МГД-моделирование, так и наблюдения Hinode выявить сложный узор часто компактных биполярных магнитных особенности между двумя основными магнитными полярностями EFR (например, Ченг и др. 2007 г.; 2008). МДФ могут быть особой формой этих биполярных особенностей, записанных Хинодом и видно в симуляциях.

В хромосфере первые исследования EFR были сосредоточены на системы нитей динамической арки (AFS) в H (Брузек 1967, 1969, ср. обзор Чжоу 1993). В то время магнитное поле могло быть только морфологически выведенный из керновых наблюдений за типичными хромосферные линии, такие как H, или Ca II H и K. Это не просто вывести физические условия в хромосферы из их профилей (например, SocasxNavarro и Уитенбрук, 2004). Первое прямое измерение магнитных векторов в ЭСО в верхней хромосфере. Соланки и соавт. (2003) и Lagg et al. (2004; 2007) на основе полного Стокса I , В , U и V профили He I 10 830 Å триплет. наблюдения NOAA 9451 обнаружили две магнитные особенности: набор восходящие магнитные петли и электрический ток. Уже NOAA 9451, наблюдавшийся в 2001 г., является единственным EFR, хромосферный магнитный поле было проанализировано.

Триплет He I 10 830 Å — уникальный инструмент для исследования магнитные структуры верхней хромосферы (например, см. обзоры Лагг 2007; Трухильо Буэно 2009). Это происходит от перехода между двумя низшими метастабильными энергетические уровни ортогелия, 1s2s -1с2п (де Ягер и др., 1966). Предполагается, что нижние уровни перехода населены в основном рекомбинация однократно ионизированного гелия, предварительно ионизированного в ЭУФ излучение короны (Пожалова, 1988; Авретт и др., 1994; Андретта и Джонс, 1997; Сентено и др., 2008). Penn & Kuhn (1995), Rüedi et al. (1995; 1996) и Lin et al. (1998) указал, что из-за его чувствительности к эффекту Зеемана и что она узкая по сравнению с другими хромосферными линиями, она возможно использовать He I 10 830 Å для исследования полного магнитного вектор в верхней хромосфере. Кроме того, Trujillo Bueno et al. (2002) показали, что в слабо намагниченных плазменных структурах в линейной поляризации триплета He I преобладают атомарные уровень поляризации, даже в геометрии прямого рассеяния. в наличие магнитного поля, наклоненного относительно локальной солнечное вертикальное направление, эта поляризация атомного уровня (и последующий эмерджентный стокс Q и U профилей) изменен Эффект Ханле, который вместе со Стоксом V сигнализирует о том, что Эффект Зеемана индуцирует, был использован для вывода магнитного поля в хромосферные спикулы (Трухильо Буэно и др., 2005 г.) и в выступе полярной короны (Меренда и др., 2006). В качестве показанном ниже, верхняя хромосфера эмерджентной зоны (т.е. между основаниями ЭСО) обычно пронизан слабыми и горизонтальные магнитные поля, которые имеют тенденцию создавать линейные профили поляризации с формой, аналогичной тем, которые исследовал Трухильо Буэно и соавт. (2002) в корональной нити на центр солнечного диска. Однако, как показали Трухильо Буэно и Асенсио Рамос (2007 г.) для напряженности магнитного поля. 100 < B < 2000 Гс линейная поляризация триплета He I равна обычно вызваны совместными действиями поляризации атомного уровня и поперечный эффект Зеемана, а круговая поляризация всегда доминирует продольный эффект Зеемана. Для более сильного поля, в линейной поляризации триплета He I преобладают поперечный эффект Зеемана.

В настоящей статье мы представляем анализ данных другого молодой развивающийся регион потока NOAA 10917, наблюдавшийся в 2006 году. Сравнение с результатами, полученными от NOAA 9451 может помочь нам отличить между особенностями, присущими каждому региону и общими для хромосферное магнитное поле ЭСО. Настоящий набор наблюдения показывают явные преимущества по сравнению с данными NOAA 9451 благодаря улучшенной пространственной выборке и охвату с помощью инфракрасного поляриметра Тенерифе второго поколения (TIP II, Кольядос и соавт. 2007), и что разные части возникающие петли регистрировались практически одновременно. Другой усовершенствования заключаются в включении эффекта Пашена-Бэка в инверсия и разрешение 180 азимутальная неоднозначность задача, для которой мы здесь используем беспотенциальное магнитное поле расчетный (NPFC) метод Георгулиса (2005).

Интерпретация Solanki et al. (2003) из высота, на которой отбираются молодые петлеобразные структуры линия He I была подвергнута сомнению Judge (2009). Он предложил вместо этого, чтобы поле в этих структурах измерялось почти постоянная высота. В этой статье мы приводим аргументы в пользу оригинальная интерпретация Solanki et al. (2003 г., см. разд. 6.3).

Ниже приводится план настоящего документа: в разд. 2, представлены наблюдения, а разд. 3 вводит инверсию код и модель атмосферы, используемые для анализа данных. Главный особенности восстановленного магнитного поля в локальной системе отсчета Солнца и поле скорости LOS представлены и проанализированы путем сравнения фотосфера и верхняя хромосфера в разд. 4. В разд. 5, мы реконструировать магнитные петли в 3-х измерениях на основе извлеченных хромосферного векторного поля и предположения о том, что триплет He I формируется вдоль петель магнитного поля. Наконец, обсуждаются результаты в разд. 6, а выводы приведены в разд. 7.

2 Наблюдения

Активная область NOAA 10917 впервые появилась 20 октября 2006 г. в виде простая пора с положительной полярностью. Поры значительно увеличились в следующие 24 часа, развивая полутень и становясь солнечное пятно. Несколько пар пор с взаимно противоположными полярностями начали появляться 21 окт., когда регион находился на 05S, 30 Вт, что соответствует (является гелиоцентрическим углом, т. е. углом между местным солнечным направление нормали к поверхности и направление прямой видимости). Три из эти недавно появившиеся поры также стали солнечными пятнами. развитие этого региона на эту дату проиллюстрировано на рис. 1, показывая части континуальных изображений полного диска, записанных Доплеровский сканер SOHO/Michelson (MDI, Scherrer et al. 1995).

Спектрополяриметрические наблюдения проводились с использованием TIP II (Колладос и др., 2007 г.) в Немецкой вакуумной башне. телескопом (ВТТ), а с помощью цифрового щелевого фильтра записи в руке Ca II K с 13:24 UT до 16:51 UT 21 октября. 2006. Пытаясь одновременно наблюдать разные части свежевышедших петель входная щель спектрографа была расположены параллельно темным фибриллам, видимым в H щелевая челюсть картинки. Щель была 78 длинный, а размер пикселя был 0,175 . Всю активную область сканировали с фокусным расстоянием 0,35. размер шага. Ориентация щели и направление сканирования указаны на Рисунок 1 (нижняя правая панель). В каждой позиции сканирования полный Вектор Стокса регистрировали со спектральным разрешением 11 мÅ. Спектральное окно шириной 11 Å содержало хромосферный Он я Триплет 10 830 Å, а также фотосферный Линия Si I 10 827,1 Å. Оба чувствительны к Эффект Зеемана. Имея спектры обе линии позволяют нам изучать магнитный вектор коспространственно и одновременно в двух разных слоях атмосферы.

Панели a–d на рис. 2 отображают наблюдаемую область, просматриваемую в инфракрасный континуум (10 825 Å), ядро ​​линии Ca II K, линия H ядро и интенсивность, интегрированная по He I 10 830 Å триплет около 16:28 UT. Можно четко выделить две основные особенности EFR. видно: компактные яркие пятна в Ca II K и арочное волокно система (AFS) с яркими точками возле оснований в H. Структуры, напоминающие AFS, видны в линии He I, трех нити ориентированы почти параллельно щели, показывая хороший соответствие обнаруженным в H. Самый правый структура (более наклонная относительно щели) видна как прочная особенность поглощения только в линии He I. Эти структуры были присутствует в течение всей последовательности наблюдения с 13:24 до 16:51 ЮТ. Переходная область и корональный контекст NOAA 10917 это представлен на рис. 2д и е, на которых показаны изображения в диапазоне 304 Å и Каналы 171 Å телескопа SOHO/Extreme-ultraviolet Imaging Telescope (EIT, Делабудиньер и др., 1995). Канал 304 Å выбран, поскольку в нем преобладает излучение He II, в то время как канал 171 Å выбран, потому что он представляет холодная корона и может показать больше сходства с линией He I, чем с линией более горячие каналы 195 Å и 284 Å. Мы обнаруживаем, что это изолированная активная область, в которой пятна, поры (обозначены желтый контур от MDI), и большая часть плажа расположена в пределах сканируемая область. Кроме того, петли, видимые на 171 Å как яркие гряды оканчиваются в основном в подножьях, расположенных в пределах сканируемая область.

Две разные серии наблюдений NOAA 10917 21 октября 2006 г. были выполнены. Сначала мы сделали 15 сканирований субрегиона с поле зрения 15 Мм 55 Мм, временной ряд которого охватывает 74 минуты с 13:24 до 14:38 UT. Затем мы исполнили сингл длинное сканирование, охватывающее поле зрения 50 мм 55 мм и с 16:28 до 16:51 UT. Время экспозиции на позицию сканирования составляло 7 с, в результате чего уровень шума обычно Я. Расчетное пространственное разрешение изображение было ограничено видимостью примерно до 1,5 . Мы подали заявку стандартные процедуры сокращения данных TIP, которые включают темновой ток вычитание, плоское поле и поляриметрическую коррекцию, включая алгоритм автоматического удаления перекрестных помех (Бек и др. , 2005 г.). Точная коррекция континуума была выполнена путем сравнения средний плоский профиль поля со спектром FTS. Тихое солнце Стоукс I профиль, рассчитанный путем усреднения 100 профилей с самый низкий сигнал поляризации на наблюдаемой карте, использовался для определить калибровку длины волны, предполагая, что ядро положения фотосферных спектральных линий соответствуют лабораторные длины волн. Чтобы улучшить отношение сигнал/шум, мы применил 5-пиксельный биннинг вдоль оси длины волны, в результате чего разрешение по длине волны 55 мÅ на пиксель. Кроме того, 2-пиксельный был применен биннинг вдоль направления щели, что привело к квадратичный размер пикселя 0,35 угловых секунд ² .

3 Анализ данных

Полный Стокс I , Q , U и V профили Si I и He I линии были подобраны с использованием кода HeLIx (Lagg et al. 2004), который основан на аналитическом анализе Унно-Рачковского. решение уравнения переноса излучения для поляризованного излучения в атмосфере модели Милна-Эддингтона. Код получает наилучшее соответствие наблюдаемых профилей, варьируя восемь свободных параметров для заданный компонент атмосферы: напряженность магнитного поля вектор ( B ), его наклон () и азимутальный угол (), лучевая скорость ( ), доплеровская ширина (), постоянная затухания ( a ), наклон источника функция ( S ₁ ) и коэффициент непрозрачности между центром линии и континуум (). Код позволяет параметры быть одновременное получение более чем одного атмосферного компонента, чтобы лечить наличие неразрешенных структур в пространственном элемент разрешения, или свет, рассеянный в него снаружи элемент разрешения. Дополнительный свободный параметр, заполнение фактор, f , используется для фиксации относительного веса каждого компонента, куда ( i указывает, что каждый компонент должен быть считается).

Для линии Si I использовалась двухкомпонентная модель атмосферы состоит из магнитной и бесполевой составляющих. Последний представляет собой как вклад в Стокса I от свободного поля материал в элементе разрешения и рассеянный свет, индуцированный загрязнение Стокса I , происходящее из окружающих регионы.

На уровне формирования линии He I в верхней хромосфере, можно смело предположить, что магнитное поле заполняет разрешение элемента полностью из-за сильного расширения поля в нижняя хромосфера (например, Solanki & Steiner 1990), поэтому мы обычно использовали модель атмосферы с одним магнитным компонентом. Однако для установки профилей в некоторых местах необходимо использовать два магнитных компоненты были необходимы из-за наличия нескольких компоненты линейного профиля в пределах одного элемента разрешения, каждый с другой доплеровский сдвиг (Lagg et al. 2007; Aznar Куадрадо и соавт. 2007). Мы использовали следующий подход. Сначала мы применили однокомпонентную инверсию ко всей наблюдаемой область с последующей инверсией двухкомпонентной модели. Мы тогда сравнили качество их подгонки, которое представлено фитнес-параметр (см. уравнения (1) и (2) Lagg et al. 2007 г., для определения) обеспечивается генетическим алгоритмом Pikaia (Charbonneau 1995). Двухкомпонентная модель считалась необходимо только тогда, когда качество подгонки, т. е. пригодность параметр, был увеличен не менее чем на 20% по сравнению с однокомпонентная посадка. Для наших данных доля пикселей, для которых 2-компонентная модель была необходима около 12,5%. В двухкомпонентном модель, мы изначально оставили S ₁ , , и вектор магнитного поля ( B , , а также ) одинаково в обоих атмосферные компоненты. Всякий раз, когда качество подгонки было скомпрометировано этим, что имело место только для нескольких пикселей, мы использовал двухкомпонентную модель с независимым магнитным полем прочности ( B ), чтобы обеспечить хорошую посадку. Пример показан на рис. 3. В этом пикселе одинаковая напряженность магнитного поля в обоих магнитные компоненты не смогли воспроизвести профиль Стокса V около 10831,5 Å очень хорошо. Разница в качестве самого подходит, когда мы предполагаем независимые или одинаковые напряженности поля для два компонента аналогичны тому, что показано на рис. 4 в Lagg et al. (2007). На рис. 3 показан один компонент дозвуковые потоки (скорость звука 10 км с ^-1 в хромосферы), другой демонстрирует сверхзвуковое красное смещение. Это согласен с результатами Aznar Cuadrado et al. (2005), кто обнаружили, что сверхзвуковые нисходящие потоки довольно обычны в верхней части Солнца. хромосфера. Поэтому мы называем эти два компонента дозвуковые (или покоящиеся) и сверхзвуковые.

Используемая здесь версия HeLIx учитывает неполный Эффект Пашена-Бека (SocasxNavarro et al. 2004 г.; Сассо и соавт. 2006) и Ханле эффект при расчете триплета He I. Эффект Ханле это обработано упрощенным подходом в геометрии рассеяния вперед (Колладос и др., 2003; Лагг и др., 2004). Мы считаем, что это упрощение разумно для интерпретации нашего наблюдение NOAA 10917, несмотря на то, что линия прямой видимости соответствует к (ср. кривые с на рис. 9Асенсио Рамос и соавт. 2008). Пример линейной поляризации вызванная поляризацией рассеяния и ее модификацией за счет эффект Ханле показан на рис. 4. Здесь на профиль Стокса U явно влияют как эффекты Зеемана, так и эффекты Ханле, но сигнал, создаваемый поляризацией на атомном уровне, полностью доминирует.

Наконец, мы разрешаем 180 неоднозначность в магн. азимут для магнитного поля в фотосфере и верхней хромосфера. Используя расчет непотенциального магнитного поля метод, NPFC (Georgoulis 2005 — см. также Metcalf et al. (2006) для сравнительной оценки с другими коды устранения неоднозначности), мы преобразуем вектор магнитного поля в локальная система отсчета. Алгоритм самосогласованно вычисляет векторы потенциального и непотенциального магнитного поля, суперпозиция наиболее точно описывает изучаемый вектор магнитного полевые наблюдения.

4 Результаты

Путем обращения профилей Si I и He I всего наблюдаемого региона получены параметры атмосферы для каждого пространственного точки как в фотосфере, так и в верхней хромосфере. Извлеченный карты параметров активной области NOAA 10917 показаны на Рис. 5. В дополнение к инфракрасному континууму и линии He I интенсивность ядра, мы строим скорость LOS и магнитный вектор в фотосфера и верхняя хромосфера соответственно.

Нанесенные магнитные векторы преобразованы в локальные солнечного каркаса и изображаются как бы радиально сверху. Несмотря на значительные усилия, предпринятые для решения 180 двусмысленность, мы остаемся неуверенными, получили ли мы правильное решение для всего поля зрения в обоих слоях. В особенно в верхней хромосфере, где извлеченные магнитные векторы более зашумлены в кадре LOS, мы обнаружили некоторые артефакты (например, около x = 30, y = 30 на рис. 5_VIII). Однако мы считают, что в худшем случае неоднозначность была неправильно разрешена в основном на границе ЭФР. Это не должно повлиять на наши выводы.

Нанесенная скорость ЛОС в фотосфере соответствует скорости магнитная составляющая. В верхней хромосфере, когда используется двухмагнитная модель, построенная скорость LOS взвешивается по коэффициенту наполнения каждого компонента (т. ).

Солнечные пятна в этом регионе обозначены на рис. 5_I. Один за день до нашего наблюдения присутствовало только пятно d. Солнечное пятно а, б, и c сформировались за это время. Молодые пятна a, b и окружающие их поры, по-видимому, связаны в верхнем хромосфера серией длинных темных фибрилл, видимых в линии He I основное изображение (рис. 5_V). Недавно образовавшиеся пятна a, b c – основания относительно недавно возникших магнитных петель. Они примерно окружают так называемую зону эмерджентного потока.

4.1 Поле скоростей в фотосфере и верхней хромосфере

Скорость ЛОС в верхней хромосфере представлена ​​на рис. 5_VI. Восходящие потоки до 4 км с ^-1 встречаются между точки a и b, т. е. в том месте, где мы ожидаем вершины свежевыявившиеся магнитные петли лежат. Красное смещение присутствует на обоих стороны этой центральной полосы синих смещений, т. е. там, где мы ожидаем петлевые ножки. Красные смещения плавно увеличиваются с расстоянием вдоль ног, и стать сверхзвуковой в некоторых местах. например, сверхзвук нисходящие потоки с максимальным значением более 30 км с ^-1 найдено вокруг предыдущего пятна b. Эти сверхзвуковые нисходящие потоки могут иметь коэффициент заполнения достигает 0,8. И изображение интенсивности, и структуры магнитного поля подтверждают вывод о том, что сверхзвуковые нисходящие потоки, скорее всего, заканчиваются в пределах этого пятна. Фотосфера карта скоростей показана на рис. 5_II. Поле течения делает не похож на хромосферный. Однако, в отличие от выводы Lagg et al. (2007) для NOAA 9451 мы наблюдаем фотосферные нисходящие потоки 1,5 км с ^-1 ниже сверхзвука хромосферные нисходящие потоки. Положения этих фотосферных потоков отмечены пунктирными прямоугольниками на рис. 5_II и VI. В некоторых регионах сверхзвуковые нисходящие потоки присутствуют в атмосферном компонент с небольшим коэффициентом заполнения. Эти местоположения появляются ничем не примечательна на этом графике, который показывает LOS, взвешенный по фактору заполнения скорость.

Мы также определили поперечное движение (к ЛОС) темных особенности фотосферы на основе 15 повторных сканирований в течение 74 мин. покрытие ограниченного FOV. Поле зрения этих повторяющихся сканы отмечены сплошным прямоугольником на левой панели рис. 6. Поле потока получено из смещения темных объекты (солнечные пятна и поры) с помощью отслеживания локальной корреляции (LCT, Ноябрь и Саймон 1988) и указан в середине панель рис. 6 красными стрелками. Пятна противоположной полярности и поры, очевидно, кажутся отделяющимися друг от друга (см. среднюю и правую части рис. 6), но не радиально. Наличие сдвиговой составляющей в их движении очевидно. поперечная скорость пятна b достигает 0,4 км с ^-1 . К сожалению, поле зрения недостаточно велико, чтобы охватить следующее солнечное пятно а, отсюда наши знания о поперечном движение этой активной области остается незавершенным.

4.2 Магнитное поле в фотосфере и верхней хромосфере

Сравнение рис.5_III с 5_IV и На рис. 5_VII с 5_VIII показано, что существует корреляция между наклоном и силой Усредненное по 4 пикселям магнитное поле как в фотосфере, так и в хромосфера. Количественно это показано на рис. 7. на котором угол наклона поля изображен как функция напряженность поля солнечных пятен (здесь включая поры) и появление зона в обоих слоях. Мы различаем солнечные пятна красным цветом, а зона появления черным плюсом. Точки, лежащие во внешней контур на рис. 5_I отнесены к солнечным пятнам, а эмерджентная зона – это область, окруженная солнечными пятнами или порами. Мы найти следующее: (1) И фотосфера, и верхняя хромосфера проявляют слабую, горизонтальное магнитное поле в зоне выхода. Напряженность поля и наклонение примерно линейно связано в обоих слоях атмосферы, самые сильные, почти вертикальные поля обнаруживаются в тени солнечных пятен. В солнечных пятнах (обозначены красными плюсами на рис. 7) хромосферное поле более горизонтально, чем фотосферное один. Сравнивая две панели рис. 7, мы отмечаем, что хромосферные и фотосферные поля качественно аналогичное поведение, но со смещением точек данных в сторону более слабого поля в хромосфере. Линии регрессии размещены отдельно через точки с наклоном и те, у кого наклон > также показаны на рисунке. Среднее наклон без знака к хромосферным точкам, равный 0,088, является фактором 1,76 больше, чем соответствующая фотосферная величина. В Кроме того, магнитный азимутальный угол в обоих слоях одинаков. (сравните рис. 5_IV и 5_VIII). В обоих слоях магнитный азимут примерно повторяет особенности поглощения видно в ядрах линий He I и H, указывая главным образом от солнечное пятно a в солнечное пятно b.

(2) Напряженность магнитного поля уменьшается с высотой, при Б /Б . В фотосфере, напряженность поля в зоне выхода составляет от 300 Гс до 700 Гс, и превышает 1800 G в солнечных пятнах. Однако в верхней хромосфере напряженность поля уменьшается до 850 Гс в солнечных пятнах и снижается от 200 G (близко к порогу обнаружения) до 400 G в зона появления.

(3) Магнитная структура в зоне выхода более сложная в фотосфере, чем в верхней хромосфере. Небольшие участки противоположная полярность в зоне выхода присутствует в фотосферы (см. рис. 5_IV), тогда как переход от одна полярность к другой довольно плавная в хромосфере (рис. 5_VIII). На рис. 8a–c показаны увеличенные изображения. эмерджентной зоны в фотосфере, показывающий усредненный по пикселям вертикальный поток ( ), абсолютное значение магнитного наклон поля относительно поверхности Солнца ( ) и скорость LOS соответственно. Коробки отмечают расположение особенностей, идентифицированных с флуктуациями в угол наклона указывает на биполярные структуры. Они появились подобно движущимся дипольным характеристикам, изученным Бернаскони и соавт. (2002) и функции, часто встречающиеся в EFR. изучал Хиноде (например, рис. 12 из Cheung et al. 2008). Здесь мы предпочитаем называть эти особенности их более общим термином магнитные биполярные признаки (МБФ). Полярность МБФ близка к солнечное пятно всегда противоположно солнечному пятну сам. Поле обеих полярностей наклонено в среднем на 20 по отношению к поверхности Солнца. Мы не можем изолировать MBF из их окружения на основе потоков LOS, хотя существует тенденция к восходящему потоку в одной полярности и, возможно, нисходящий поток в другом. Вертикальная составляющая магнитного поля в верхняя хромосфера представлена ​​на рис. 8г. Он не отображает признак МБФ, указывающий на то, что МБФ являются чисто фотосферным явление. Они действительно являются характерными чертами появления сайт, рис. 9представляя последовательность изображений Стокса V в какие особенно яркие примеры MBF обведены белым прямоугольники. Многие похожие, но несколько менее характерные MBF могут также обнаруживаются на этих и других подобных изображениях. Поле вид на рис. 9 обозначен 15 мм 15 мм пунктирный квадрат на рис. 6. MBF удлинены и выровнены параллельно абсорбционным структурам, наблюдаемым в He I Сердечник линии 10 830 Å. Нет отчетливого разделительного движения между две полярности MBF наблюдается в течение 74 минут, в течение которых временной ряд было записано. Если мы отследим конкретный MBF справа внизу угол рис. 9, мы можем грубо предположить, что время жизни MBF могут достигать 45 минут, а поперечное движение составляет около 0,3 км с ^-1 . Этот результат сравним с типичной скоростью данные Бернаскони и соавт. (2002) с использованием 3,5 ч. длинный ряд фильтрограмм. Эта скорость очень близка к скорости пятно b (0,4 км с ^-1 , см. раздел 4.1), так что движение МБФ относительно этого пятна в нашем наблюдении слишком маленький, чтобы его можно было обнаружить.

5 Реконструкция молодых петель в верхней хромосфере

Мы представляем результаты реконструкции петель магнитного потока следуя методу, описанному Solanki et al. (2003). Основное предположение состоит в том, что He поглощение следует определенному набору силовых линий, создаваемых высокая плотность хромосферного материала, свежевыходящего вдоль поле, обозначенное темными полосами на рис. 5_V. это видно, что линия He I становится оптически толстой вдоль петлеобразные структуры. На рис. 10а и б мы сравниваем карты интенсивности в ядре линии He I и параметра , что является отношением ядра линии к континууму коэффициент поглощения. Мы находим, что становится больше в Темные петлеобразные структуры, подтверждающие большую непрозрачность. Линия He также оптически толстая везде в области, где петли реконструируются. Если мы рассмотрим область внутри красного трапеции на рис. 10а, где однокомпонентная модель действительным, и это пересекает вершины различных петель, мы находим, что магнитное напряженность поля антикоррелирована с оптической толщиной, , как показано количественно на рис. 10d (отмечаем что солнечное пятно c лежит вне красной трапеции). Мы отмечаем, что для всех рассматриваемых точек, откуда следует, что Сердцевина линии оптически толстая. Поскольку напряженность поля в целом уменьшается с высотой, и мы не можем «видеть» через петлю структур из-за их большой оптической толщины, мы делаем вывод, что петлевые структуры расположены выше, чем их окружение. Кроме того, отметим (без построения графика), что нет четкой связи между напряженности поля и оптической толщины в фотосфере тоже нет, например, в солнечных пятнах в хромосфере.

Петля реконструируется, начиная с одной опорной точки и отслеживая направление магнитного вектора там, чтобы определить 3D координаты поля в следующем пикселе и так далее, пока не достигнута другая точка опоры. В настоящей работе прослеживаются петли на основе векторного магнитного поля в локальной системе отсчета Солнца. На рис. 11 мы иллюстрируем трассированные петли, если смотреть сверху. (т. е. проецируется на диск Солнца) и наклонно. Связка линии на левой панели, представляющие отслеживаемое магнитное поле линии следуют за удлиненными абсорбционными структурами, видимыми в He I (Рис. 5_V) относительно близко. На правой панели изменение скорости ЛОС и напряженности магнитного поля вдоль прослеживаемые линии поля представлены цветами. Самый высокий прослеживаемый магнитные петли достигают высоты почти 4 мм от основания на нормальном уровне формирования линии He I 10 830 Å. Отметим, что z — шкала оси на рис. 11 растянута, а петли на самом деле очень мелкие, так как можно лучше судить по рис. 12а, хотя Z -ось даже там несколько растянута.

Изменение атмосферных параметров вдоль типичной петли составляет показано на рис. 12. По оси 90 385 X 90 386 – это расстояние, измеренное вдоль поверхности Солнца от точки основания со стороны лимба (имея координаты X = 18, Y = 15 на левой панели рис. 11) к другой подножке ( X = 22, Y = 42). Эта петля имеет длину 25 мм и высоту 3,5 мм. Напряженность магнитного поля показывает асимметричную распределения и уменьшается примерно в 2 раза по сравнению с петлей от основания до вершины петли (т. е. от 800 G / 600 G до 300 G). угол наклона меняется плавно по петле, поле на (хромосферные) точки опоры все еще довольно склонны к вертикальный. Максимальное отклонение азимута от направления в вершине петли составляет 25° (азимутальный угол 90 относится к направлению, параллельному Y — ось рис. 11). Скорость ЛОС асимметрична, восходящий поток с пиком значение почти 3,8 км с ^-1 находится вокруг вершины петля, при этом пик восходящего потока смещается к центрально-дисковой стороне вершина. Ножки петли имеют более сильные нисходящие потоки, чем быстрее нисходящий поток виден вдоль ноги со стороны конечности, где поле слабее, но и больше соответствует ЛОС. Сосуществующие сверхзвуковые и дозвуковые скорости (красные и синие плюсики) присутствуют вдоль обе ножки-петли. Хорошо видно, что сверхзвуковой нисходящий поток скорость постепенно увеличивается к опорным точкам петли. Стоукс профили по всем реконструированным петлям в основном были хорошо описывается одной магнитной составляющей даже там, где две скорости нужны были компоненты. Надежность реконструированного магнитная структура обсуждается в разд. 6.3

6 Обсуждение

Мы представили прямые измерения векторного магнитного поля возникающей области потока в фотосфере и верхней хромосфере инвертированием профилей Стокса линий Si I и He I около 10 830 Å. Эта работа является продолжением анализа Соланки и соавт. (2003) и Lagg et al. (2004 г., 2007) в том, что анализируется второй ЭФР, что позволяет нам, путем сравнения свойств, чтобы судить, какие свойства хромосферного поля являются общими для EFR и специфичными для данный регион. Он также расширяет эти первые результаты, используя Спектрополяриметр TIP II, обеспечивающий более высокую спектральную и пространственное разрешение и большее поле зрения, чем у оригинального TIP. Во время проанализированных здесь наблюдений щель также сканировала активная область параллельна AFS, видимой в H, таким образом различные части данной возникающей магнитной петли были записаны в почти в то же время. Кроме того, 180 двусмысленность проблема была решена и векторные магнитные поля были преобразованы в местную солнечную систему с помощью беспотенциального магнитного методика расчета (Георгулис, 2005).

Далее мы обсудим некоторые основные результаты этой бумага.

6.1 Поле скоростей

В верхней хромосфере доплеровские скорости согласуются с ожидаемым движением в возникающих петлях потока, т.е. внутри стекает по петле, а петля восходящая. Комбинируя наши повторные сканирования, мы обнаруживаем, что это движение длится более 3 ч, т.е. продолжительность времени всего наблюдения длинных темных структур в линии He I (13:24–16:51 UT). большая продолжительность восходящего и нисходящего потоков означает, что в ходе наблюдений мы наблюдаем прохождение различных силовых линий через верхнюю хромосферу. Оценки времени слива и подъема время указано в разд. 6.3. Доплеровская скорость, полученная Линия He I довольно похожа на скорости в AFS, наблюдаемые в ЧАС (Брузек 1967; Чоу и Зирин, 1988 г. ; Спадаро и соавт. 2004). Спадаро и соавт. (2004) изучали динамическую эволюцию АФС в молодой активной области ( ). Они обнаруживают восходящие потоки 3-9 км с ^-1 в вершинах АПС, а нисходящие потоки до 17 км с ^-1 на концах.

Значительные сверхзвуковые нисходящие потоки в хромосфере, но только мягкие дозвуковые течения в фотосфере, указывает на то, что был шок между двумя слоями, что согласуется с вывод, сделанный Lagg et al. (2007) для НОАА 9451. Однако, в отличие от этого региона, никаких признаков эмиссии в Здесь наблюдаются линии He I, указывающие на то, что любой нагрев из-за в шок ограничивается слоями ниже уровня пласта Он я линия. В фотосфере поперечная скорость предшествующего солнечное пятно b составляет 0,4 км с ^-1 . Если бы мы предположили, что другая опора движется с той же скоростью, то поперечная движение будет в 10 раз меньше, чем восходящие потоки, измеренные на вершины петель, что говорит о том, что формирующиеся петли сильно расширяются быстрее в вертикальном направлении, чем в горизонтальном.

6.2 Магнитные поля

Вновь возникшее магнитное поле имеет аналогичное поле наклона силовые отношения в фотосфере и верхней хромосфере. В обоих слоях векторное поле слабое и горизонтальное в зона появления. Становится сильнее и вертикальнее при движении к краям этой зоны. Линейная зависимость находится между напряженность поля и наклон к вертикали. Для фотосферы это согласуется с результатами Lites et al. (1998), но также Stanchfield et al. (1997) и Соланки (2003) для солнечных пятен. Напряженность магнитного поля уменьшается с высотой. Напряженность фотосферного поля в зона выхода лежит между 300 G и 700 G и превышает 1 800 G в солнечные пятна. Брантс (1985b) и Лайтс и др. (1998) получили аналогичную напряженность поля от Fe I 6302,5 Å и Пара линий 6301,5 Å/6302,5 Å соответственно. В верхнем хромосферы напряженность поля снижается до 850 Гс в солнечных пятнах или поры и даже падает до 200 Гс в зоне выхода, что совместим с первым измерением Solanki et al. (2003). Предположим, что среднее расстояние между нормальная высота образования Si I и He I составляет -1500 км (Шмидт и др. 1995; Сентено и соавт. 2006 г.; Блумфилд и др. 2007), вертикальный градиент осредненная по пространству напряженность поля дБ / dZ находится в пределах 0,1-0,2 Гс·км ^-1 в пределах эмерджентной зоны и около 0,3-0,6 Гс·км ^-1 в пределах пятен у основания петли. Средняя вертикаль градиент внутри солнечных пятен подобен другим измерениям для большое солнечное пятно (Рюеди и др., 1995; Ороско и др.. 2005), который обнаружил, что изменяется от 0,4-0,6 Гкм ^-1 в тени до 0,1-0,3 Гкм ^-1 во внешней полутени. Авторы использовали те же линии, что и мы, и предполагали эквивалент диапазон высоты. Отметим, что здесь мы получили эти градиенты для пятна без учета более старого пятна d и нового родившееся солнечное пятно c. Интересно, что более древнее пятно d, присутствующее еще до того, как начал появляться новый поток, отчетливо видно, как сильный азимутальный центр в фотосфере (рис. 5_III), но не в верхней хромосфере (рис. 5_VII). Это также верно до преобразования в местные солнечные координаты, поэтому что это не может быть артефактом 180 двусмысленность. напряженность поля в солнечном пятне d падает с 1600 Гс в фотосфере до 400 Гс в верхней хромосфере, почти достигая 0,8 G км ^-1 (для км). Оказывается, свеженький формирующиеся петли сильно расширились в стороны и частично перекрывают существовавшее ранее солнечное пятно. Учитывая силу поля других солнечных пятен в хромосфере, это удивительный результат и указывает на то, что поле в хромосфере над этим пятном равно измеряется на значительной высоте, так как напряженность поля выше это солнечное пятно не значительно выше, чем в его окрестностях, совершенно непохожие на солнечные пятна a и b. Поле над пятном c равно столь же слаб в хромосфере. В этом случае нити He I четко видно, чтобы пересечь это место, подтверждая идею о том, что слабые поля, видимые над этим пятном, вызваны пересекающими его нитями.

Все определенные здесь вертикальные градиенты напряженности поля должны быть рассматривать с некоторой осторожностью, поскольку 1500 км представляют собой верхний предел к вертикальному эшелонированию по высоте — см. разд. 5 и 6.3. Градиент также зависит от рассеянного света. Из-за далеко большая неоднородность поля в фотосфере, чем в хромосферы рассеянный свет сильнее влияет на пространственное распределения напряженности фотосферного поля, чем в хромосфера. Это означает, что в целом градиент будет ниже в областях сильного поля, таких как тени солнечных пятен. Эффект рассеянного света в солнечных пятнах больше, потому что солнечные пятна появляются темно в фотосфере, но не особенно в хромосфера. Отсюда и влияние рассеянного света от их яркого окружение усиливается, из-за чего напряженность поля кажется ниже в фотосфера.

Грубый и чрезвычайно упрощенный набросок магнитной структуры EFR, полученный из настоящей работы, приведен на рис. 13. Он иллюстрирует разницу между комплексным магнитным структуры в фотосфере и сравнительно простые структур верхней хромосферы. Соланки и соавт. (2003) отметили аналогичную разницу в сложности поля в фотосфере и хромосфере. Таким образом, они наблюдали локализованные пятна полей противоположной полярности в пределах более крупного масштабные униполярные регионы. Более высокое разрешение настоящей работы идентифицирует многие из этих признаков как биполярные. Маленький магнитный биполярные особенности (МБФ) присутствуют только в фотосфере и явно не достигают верхней хромосферы. Полярность MBF близкое к ближайшему солнечному пятну всегда противоположно пятну само солнечное пятно. Поле близко к горизонтальному по отношению к Солнцу. поверхность, угол в среднем 20. Внешний вид эти особенности находятся в хорошем качественном согласии с наблюдением новых областей потока по Hinode (например, рис. 12 Cheung et al. 2008 г.; рис. 2 из Magara 2008), и отражено в самых реалистичных МГД-симуляциях (Cheung et al. 2007). Кроме того, наше наблюдение свидетельствует о том, что две части MBF остаются подключенными в течение 74 мин. наблюдение. Эти особенности могут быть связаны с движущимся диполярным функции (MDF), о которых впервые сообщили и назвали Bernasconi et al. (2002), но трудно определить относительное движение МБФ к ближайшему солнечному пятну от нашей наблюдения. Наши данные подтверждают предложение Бернаскони и соавт. (2002), что магнитная конфигурация этих особенности соответствуют U-образным петлям. Это объяснение согласуется с отсутствие МБФ в верхней хромосфере. U-петли также объясняют постоянная близость двух полюсов в течение всего срока службы MBF, который варьируется от десятков минут до часов в зависимости от Бернаскони и др. (2002). Если мы попытаемся согласовать хромосферные и фотосферные магнитные структуры с простые хромосферные петли постоянно поднимается и пополняется, в то время как фотосфера поле сохраняет свою свернутую структуру, мы должны найти способ магнитное поле, чтобы удалить U-петли, прежде чем он поднимется в хромосферы и, в конечном счете, в корону. Одна из возможностей заключается в том, что магнитное пересоединение в верхней части U-образной петли образует O-петлю и накладная -петля. Этот процесс показан на рис. 14. простая петля расширяется в хромосферу и в конечном итоге в корону, в то время как О-петля рассеивается. Если это сценарий верен, тогда некоторые из MBF на самом деле являются O-петлями. которые развились из U-образных петель.

6.3 Реконструированные магнитные петли

Возникающие молодые магнитные петли реконструируются в верхнем хромосферы в локальной системе отсчета Солнца. Морфологически они хорошо выровнены с длинными темными структурами, видимыми в He I 10 830 Å и H линии (арочные нити). По сравнению с петлями ранее прослеженный Solanki et al. (2003), существующие петли более мелкие и горизонтальные. В среднем у них расстояние между точками основания 25 Мм и высота 3 Мм, в то время как реконструированные петли в NOAA 9541 имел расстояние между подошвами 20 мм. и были высотой 10 мм. В настоящем EFR мы не находим никаких доказательств текущего листа.

Judge (2009) оценил время слива исследуемых петель Соланки и соавт. (2003), используя измеренное размеры и доплеровские скорости. Он утверждал, что вероятно что эти петли были почти полностью истощены ко времени наблюдения. Теперь мы выполняем аналогичный порядок величины оценка для петлевой системы, изучаемой в этой статье. Поскольку петли почти горизонтальны, длина дуги петель примерно равно расстоянию между двумя точками основания, L = 25 мм. средняя скорость слива, , составляет около 10 км с ^-1 . Предполагая что масса сохраняется, мы имеем км /20 км с ^-1 1200 с 20 мин. Это согласуется с наблюдением, что время жизни отдельных AF в ч составляет около 10–30 минут (Chou 1993). Учитывая высота петли 3 мм, время нарастания около км / 4 км с ^-1 750 с ( ч = высота петли, v _u = подъем скорость). Таким образом, магнитные петли все еще несут лишний материал и следовательно, они могут проявляться как области избыточного поглощения в He I (т.е. как АФС). Отметим, что сила линии Не в петлях может быть лишь частично связано с более высокой плотностью. Это также может быть вызванное погружением петли в горячую корону. Чем сильнее облучение потоком ЭУФ (со всех сторон) приводит к повышению ионизация и большая рекомбинация He, так что триплет He 10 830 Å становится сильнее.

Наблюдаемая петля отражает асимметричное распределение как магнитное поле и скорость ЛОС. Поскольку мы сканировали регион с помощью щель, параллельная AFS, показанная на H, мы можем исключить это результат вызван наблюдением разных сторон петель на разные времена. Мы объясняем асимметрию скоростей ЛОС следующим образом. Во-первых, мы обнаружили, что пик восходящего потока находится в центре диска. стороны, как показано на рис. 12d, что соответствует петле которая расширяется по мере подъема (обозначена тремя синими стрелками на Рис. 13). Во-вторых, скорость LOS петли-ножки на лимбе сторона почти в 2 раза больше, чем на диске по центру сторона. Будем считать, что истинная скорость направлена ​​вдоль направления локальное магнитное поле, следовательно (здесь V – истинная скорость в подошвах, это угол между ЛОС и магнитным полем, и мы пренебрегаем движением само поле). Заметим, что угол между местной вертикалью а ЛОС около 30 по гелиоцентрич. положение этого ЭФР. Таким образом, из рис.  12 мы сделали вывод что на стороне диска, обращенной к центру, составляет около 75 (= 45 + 30) и около 170(=140+30) со стороны конечности. Отсюда и быстрый компонент составляет около 16 км с ^-1 на к центру диска и 36 км с ^-1 со стороны конечностей. Мы делаем вывод что истинная скорость в центрально-центральной части диска может достигать 60 км с ^-1 и выше, чем в лимбовой стороне в 1,7 раза.

Судья (2009 г.) усомнился в том, что He I 10 830 Å может быть используется для восстановления геометрии контура. Он утверждал, что поле в эти структуры измеряются на почти постоянной высоте, а не по магнитной петле. Тем не менее, есть ряд доказательств того, что поддерживают интерпретацию, предложенную Solanki et al. (2003) и в этой статье:

(а) По изображению интенсивности мы наблюдаем общее сходство между AFS, видимой в H и He I 10 830 Å линий. В частности, абсорбционные структуры He I гладкие и вытянутые, как и H арочные нити (см. рис. 2c и d) и довольно отчетливые из-за более пестрого характера структур, наблюдаемых, например, в Линия Ca II K, убедительно указывающая на то, что поглощение He I действительно следует за отдельными возникающими петлями потока (например, H), а не отбор проб только их оснований (например, Ca II K). Даже Ca II K показывает удлиненные филаменты в пластине, если наблюдаются на достаточно высоком разрешение (Пиетарила и др., 2009 г.), предполагая, что его излучение также в некоторой степени следует за силовыми линиями магнитного поля.

(b) Напряженность хромосферного поля над солнечным пятном c (которое появился совсем недавно) слишком мал, что означает наличие либо d B / d Z намного выше, чем над другими пятнами, либо мы измерить поле на большей высоте, чем над точками а и б. Вторая интерпретация согласуется с наличием темного He нити, проходящие над пятном c. Магнитное поле там больше или менее горизонтальной т.е. наклонной на 70-80 в среднем с относительно местного вертикального направления.

(в) В зоне выхода линия He I становится оптически толстые в петлеобразных структурах и магнитном поле сила антикоррелирует с непрозрачностью. Это говорит о том, что мы наблюдаем более высокие слои в петлях, так как напряженность поля уменьшается с высота.

(г) Пример поляризации рассеяния в стоксовых Q и U , расположенных вокруг вершины петли, показан на рис. 4. комбинированная амплитуда составляет 0,22%. Рассеивающие поляризационные сигналы такой большой амплитуды обнаружены только вокруг вершин петель. Сигнал поляризации рассеяния усиливается при увеличении анизотропии поля излучения, т.е. с высотой. Асенсио Рамос и соавт. (2008) отметил, что можно получить достоверную информацию о высоте и полную магнитный вектор одновременно, если один параметр магнитного вектор поля заранее известен. Например, если один такой параметр может быть ограничен эффектом Зеемана, тогда информация о высоте можно восстановить. На рис. 4 отчетливо виден стык действие эффектов Зеемана и Ханле и выполнить HeLIx 9Инверсия 0069 + (Lagg et al. 2009), чтобы определить высоту формирование поляризации рассеяния He I в этом месте. HeLIx ⁺ — это обновленная версия HeLIx (Lagg et al. 2004), который включает в себя расчетное ядро ​​прямого моделирования. компьютерной программы HAZEL Asensio Ramos et al. (2008), которая основана на квантовой теории Ханле. и эффекты Зеемана (см. Landi DegI’Innocenti & Landolfi 2004). Мы использовали однокомпонентный компонент с постоянным свойством плитная атмосфера (Трухильо Буэно и др., 2005; Асенсио Рамос и соавт. 2008) со свободными параметрами магнитных напряженность поля B , угол наклона и азимут, а также , Доплеровская скорость , постоянная затухания a , оптическая толщина плиты , и высота плита над поверхностью Солнца . Чтобы получить достоверную ошибку оценки восстановленных параметров атмосферы, мы повторили инверсия этого конкретного пикселя 100 раз. Из-за случайного блуждания сходимость алгоритма Пикайи (Charbonneau 1995), вариации полученного параметра значения для отдельных прогонов содержат все возможные источники ошибки в процессе инверсии, в том числе вызванные вырождение между некоторыми параметрами. Сравнение этих ошибок оценки с оценками байесовской методики, описанной Асенсио Рамос и соавт. (2007) показали хорошее согласие. Стандарт отклонение направления поля очень мало, , , оптическая толщина в компоненте с красной примесью . Из набора 100 инверсий мы вывод угловая секунда от солнечной поверхность. Следовательно, вершина петли должна быть выше, чем на 3,6 мм над фотосфера (1). Средняя высота петли получается по нашей геометрической реконструкции примерно на 3 Мм выше обычный Высота пласта 1-1,5 мм, в результате чего общая высота 4-4,5 Мм над поверхностью Солнца, что согласуется с рассеянно-поляризационная диагностика. Тем не менее, надежность информация о предполагаемой высоте с использованием этого метода должна быть обсудили дальше. Подробнее об этой технике и больше доказательств большей высоты петель по сравнению с требованиями судьи (2009 г.) представлены Merenda et al. (в подготовке).

Таким образом, многие аргументы поддерживают нашу интерпретацию того, что He I Линия 10 830 Å позволяет охлаждать петли, которые только что появились в EFR будет отслеживаться в 3D.

7 Выводы

После исследования NOAA 9451 Solanki et al. (2003) и Лагг и др. (2004; 2007), NOAA 10917 только второй EFR, скорость и вектор магнитного поля которого были исследованы как в солнечной фотосфере, так и в хромосфере. Оба регионы обнаруживают значительное сходство. Их образы в He I 10 830 Å демонстрируют системы арочных нитей, сравнимые с видел в ЧАС. Обнаружено, что магнитное поле следует за гелиевыми нитями в форма петли. Эти хромосферные петли относительно низки. лежащие, имеющие меньшую высоту вершины, чем хромосферные петли в НОАА 9451.

Обе активные области демонстрируют заметную разницу в сложность их фотосферных и хромосферных магнитных структуры. В то время как структура хромосферы сравнительно простой, в котором преобладают низменные петли и поля пятна и поры, в фотосфере значительное количество дополнительные магнитные структуры находятся в середине ЭСО. Мы отождествляем эти особенности с компактными биполярными чертами и интерпретируйте их как U- или, возможно, O-петли. Они похожи на структуры, видимые Hinode/SOT/SP в EFR.

Благодарности

Данные, используемые в этой статье, были получены с помощью немецкого вакуумного Башенный телескоп в обсерватории Тейде в Испании. Авторы благодарят A. Pietarila, T. Wiegelmann и C. Sasso за очень полезные обсуждения и комментарии, которые привели к улучшению работы. Эта работа была частично поддержана Национальным институтом естественных наук. Грант Фонда 10

3 Китая и грант WCU № R31-10016 финансируется Министерством образования, науки и технологий Кореи.

Ссылки

1. Андретта, В., и Джонс, Х. П. 1997, ApJ, 489, 375. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
2. Асенсио Рамос, А. , и Мартинес Гоналес, М. Дж., и Рубиньо-Мартин, Дж. А. 2007, A&A, 476, 959 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
3. Асенсио Рамос, А., Трухильо Буэно, Дж., и Ланди Дегл’Инноченти, Э. 2008, ApJ, 683, 542 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
4. Авретт, Э. Х., Фонтенла, Дж. М. и Лозер, Р. 1994, в инфракрасной солнечной физике, изд. Д. М. Рабин (Дордрехт: Клювер), IAU Symp., 154, 35. [Google ученый]
5. Аснар Куадрадо Р., Соланки С.К. и Лагг А. 2005 г., Хромосфера и корональные магнитные поля, изд. Д. Э. Иннес, А. Лагг и С. К. Соланки, ESA SP-56, 49[Google ученый]
6. Аснар Куадрадо, Р., Соланки, С.К., и Лагг, А. 2007 г., в книге «Современные солнечные установки — развитие солнечной науки», изд. Ф. Книр, К. Г. Пушманн и А. Д. Виттманн (Universitäsverlag Göttingen), 173 [Google ученый]
7. Бек, К. , Шлихенмайер, Р., Кольядос, М., Беллот Рубио, Л., и Кентишер, Т. 2005, A&A, 443, 1047 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
8. Бернаскони, П. Н., Раст, Д. М., и Георгулис, М. К., и др. 2002, Сол. физ., 209, 119 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
9. Блумфилд, Д. С., Лагг, А., и Соланки, С. К. 2007, ApJ, 671, 1005. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
10. Брантс, Дж. Дж. 1985a, Sol. физ., 95, 15 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
11. Брантс, Дж. Дж. 1985b, Sol. физ., 98, 197 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
12. Брузек А. 1967, Сол. Phys., 2, 451 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
13. Брузек А. 1969, Сол. физ., 8, 29 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
14. Калигари П., Морено-Инсертис Ф. и Шюсслер М. 1995, ApJ, 441, 886. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
15. Калигари, П. , Шюсслер, М., и Морено-Инсертис, Ф. 1998, ApJ, 502, 481 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
16. Сентено, Р., Кольядос, М., и Трухильо Буэно, Дж. 2006, ApJ, 640, 1153 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [В паблике] [Google ученый]
17. Сентено, Р. , Сокас-Наварро, Х., и Лайтес, Б., и др. 2007, Ап.Дж., 666, L137 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
18. Сентено, Р., Трухильо Буэно, Дж., Уитенбрук, Х., и Кольядос, М. 2008, ApJ, 677, 742 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
19. Шарбонно, стр. 1995, ApJS, 101, 309. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
20. Чунг, М. К., Шюсслер, М., и Морено-Инсертис, Ф. 2007, A&A, 467, 703 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
21. Cheung, MC, Schüssler, M. , Tarbell, TD, & Title, AM 2008, ApJ, 687, 1373 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
22. Чоу, Д.Ю., 1993 г., в «Поля магнитных полей и скоростей солнечных активных областей», ASP Conf. сер. 46, изд. Х. Зирин, Г. Ай и Х. Ван, IAU Colloq., 141, 471. [Google ученый]
23. Чоу Д. Ю. и Зирин Х. 19 лет88, АпЮ, 333, 420 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
24. Кольядос, М., Трухильо Буэно, Дж., и Асенсио Рамос, А. 2003, в Солнечной поляризации 3, изд. Х. Трухильо Буэно и Х. Санчес Алмейда, ASP Conf. Сер., 307, 468 [Google ученый]
25. Кольядос, М. , Лагг, А., и Диас Гарсия, Дж. Дж., и соавт. 2007 г., в «Физике хромосферной плазмы», изд. П. Хайнцель, И. Доротович и Р. Дж. Руттен, ASP Conf. Сер., 368, 611 [Google ученый]
26. Делабудьер, Ж.-П., Артцнер, Г.Е., Брюно, Ж., и др. 1995, Сол. физ., 162, 291 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
27. Fan, Y. 2004, Living Rev. Solar Phys., 1 http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2004-1/ [Google ученый]
28. Георгулис, М. К. 2005, ApJ, 629, L69 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
29. Харви, К. , и Харви, Дж. 1973, Sol. физ., 28, 61 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
30. Де Джагер, К., Намба, О., и Невен, Л. 1966, Bull. Астрон. Инст. Нидерланды, 18, 128 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Google ученый]
31. Судья, PG 2009, A&A, 493, 1121 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
32. Кубо, М. , Симидзу, Т., и Лайтс, Б. В., 2003 г., ApJ, 595, 465. [Google ученый]
33. Landi Degl’Innocenti, E. 1982, Sol. физ., 79, 291 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
34. Ланди Дегл’Инноченти, Э. , и Ландофи, М. 2004a, Поляризация спектральных линий (Дордрехт: Клювер) [Google ученый]
35. Лагг, А. 2007, Adv. Космические Рез., 39, 1734 г. [Google ученый]
36. Лагг, А., Вох, Дж., Крупп, Н., и Соланки, С.К. 2004, A&A, 414, 1109 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
37. Лагг, А. , Вох, Дж., Соланки, С.К., и Крупп, Н. 2007, A&A, 462, 1147 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
38. Лагг А., Исикава Р. и Меренда Л. и др. 2009 г., на втором научном собрании Hinode: Beyond Discovery-Toward Understanding, изд. Б. Лайтс, М. Ченг, Т. Магара, Дж. Мариска и К. Ривз, ASP Conf. Сер., 415, 327 [Google ученый]
39. Lee, JW 1992, Sol. физ., 139, 267 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
40. Лин, Х. , Пенн, М.Дж., и Кун, Дж.Р. 1998, ApJ, 493, 978. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
41. Лайтес, Б.В., Скуманич, А., и Мартинес Пиллет, В. 1998, A&A, 333, 1053 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Google ученый]
42. Магара, Т. 2008, ApJ, 685, L91 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
43. Мартинес Гонсалес, MJ, и Беллот Рубио, LR 2009, ApJ, 700, 1391 [Google ученый]
44. Мартинес Гонсалес, М. Дж., Кольядос, М., Руис Кобо, Б., и Соланки, С. К. 2007, A&A, 469, 39 [Google ученый]
45. Мартинес Пиллет, В., Лайтес, Б.В., и Скуманич, А. 1998, в «Перекрестке европейской физики Солнца и гелиосферы», изд. Р. Харрис, Ф. Морено Инсертис и Э. Прист, ESA SP-417, 259 [Google ученый]
46. Меренда, Л., Трухильо Буэно, Дж., Ланди Дегл’Инноченти, Э., и Кольядос, М. 2006, ApJ, 642, 554 [Google ученый]
47. Меткалф Т. Р., Лека К.Д., Барнс Г. и соавт. 2006, Сол. физ., 237, 267 [Google ученый]
48. Ноябрь, LJ, и Саймон, GW 1988, ApJ, 333, 427 [Google ученый]
49. Ороско Суарес, Д., Лагг, А., и Соланки, С.К. 2005, Хромосфера и корональное магнитное поле, изд. Д. Э. Иннес, А. Лагг, С. К. Соланки и Д. Дэнеси, ESA-SP-596, 51 [Google ученый]
50. Пенн, М. Дж., и Кун, Дж. Р. 1995, ApJ, 441, L51. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
51. Пьетарила, А., Хирцбергер, Дж., Захаров, В., и Соланки, С.К. 2009, A&A, 502, 647 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
52. Пожалова З. А. 1988, Советская Аст., 65, 1037 [Google ученый]
53. Рюеди, И., Соланки, С.К., и Ливингстон, В.К., 1995, A&A, 293, 252. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Google ученый]
54. Рюеди, И., Келлер, К.У., и Соланки, С.К. 1996, Sol. физ., 164, 265 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
55. Сассо, К. , Лагг, А., и Соланки, С.К. 2006, A&A, 456, 367. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
56. Шеррер П.Х., Богарт Р.С., Буш Р.И. и соавт. 1995, А&А, 162, 129 [Google ученый]
57. Шюсслер М. , Калигари П., Феррис-Мас А. и Морено-Инсертис Ф. 1994, A&A, 281, 69.[Google ученый]
58. Шмидт, В., Кнёлькер, М., и Вестендорп-Плаза, К. 1995, A&A, 287, 299. [Google ученый]
59. Шмидер Б., Раст Д. М., Георгулис М. К., Демулен П. и Бернаскони П. Н. 2004, ApJ, 601, 530 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
60. Сокас-Наварро, Х. , и Уитенбрук, Х. 2004, ApJ, 603, L129 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
61. Сокас-Наварро, Х., Трухильо Буэно, Дж., и Ланди Дегл’Инноченти, Э. 2004, A&A, 612, 1175 [Google ученый]
62. Соланки, С. К. 2003, A&ARv, 11, 153 [Google ученый]
63. Соланки, С.К., и Штайнер, О. 1990, A&A, 234, 519. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Google ученый]
64. Соланки С.К., Лагг А., Вох Дж., Крупп Н. и Кольядос М. 2003, Nature, 425, 692. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [В паблике] [Google ученый]
65. Спадаро, Д. , Биллотта, С., Контарино, Л., Романо, П., и Зуккарелло, Ф. 2004, A&A, 425, 309 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
66. Stanchfield, DCH, Thomas, JH, & Lites, BW 1997, ApJS, 477, 485 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
67. Страус, Л. Х., и Цваан, К. 1999, ApJ, 527, 435. [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
68. Строус, Л.Х., Шармер, Г., Тарбелл, Т.Д., Тайтл, А.М., и Цваан, К. 1996, A&A, 306, 947 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Google ученый]
69. Трухильо Буэно, Дж. 2009 г., в книге «Магнитная связь между внутренней частью и атмосферой Солнца», изд. С. С. Хасан и Р. Дж. Руттен, Astrophys. Космические науки. (Берлин: Spring-Verlag), в печати [Google ученый]
70. Трухильо Буэно, Дж., и Асенсио Рамос, А. 2007, ApJ, 655, 642 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]
71. Трухильо Буэно, Дж. , Ланди Дегль’Инноченти, Э., Кольядос, М., Меренда, Л., и Мансо Сайнс, Р. 2002, Природа, 415, 403 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [В паблике] [Google ученый]
72. Трухильо Буэно, Дж., Меренда, Л., Сентено, Р., Кольядос, М., и Ланди Дегл’Инноченти, Э. 2005, ApJ, 691, 191 [Google ученый]
73. Чжан, Дж., Соланки, С.К., и Ван, Дж.Х. 2003, A&A, 399, 755 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [EDP наук] [Google ученый]
74. Цваан, К. , и Брантс, Дж. Дж. 1985, Sol. физ., 95, 3 [ОБЪЯВЛЕНИЕ НАСА] [Перекрестная ссылка] [Google ученый]

Все фигурки