Mapping the magnetic field in the solar corona through magnetoseismology

Abstract

of magnetic field diagnostics based on observations of magnetohydrodynamic (MHD) waves, has been widely used to estimate the field strengths of oscillating structures in the solar corona. However, previously magnetoseismology was mostly applied to occasionally occurring oscillation events, providing an estimate of only the average field strength or one-dimensional distribution of field strength along an oscillating structure. This restriction could be eliminated if we apply magnetoseismology to the pervasive propagating transverse MHD waves discovered with the Coronal Multi-channel Polarimeter (CoMP). Using several CoMP observations of the Fe xiii 1074.7 nm and 1079.8 nm spectral lines, we obtained maps of the plasma density and wave phase speed in the corona, which allow us to map both the strength and direction of the coronal magnetic field in the plane of sky. We also examined distributions of the electron density and magnetic field strength, and compared their variations with height in the quiet Sun and active regions. Such measurements could provide critical information to advance our understanding of the Sun's magnetism and the magnetic coupling of the whole solar atmosphere.

Decayless Oscillations in Solar Coronal Bright Points

“…Coronal seismology has always been seen as a prospective method of coronal magnetic field diagnostic. Previous studies have managed to obtain the magnetic field in active regions using standing kink or slow waves of coronal loops (e.g., Nakariakov & Ofman 2001;Wang et al 2007), and also planeof-sky component of the magnetic field in the global off-limb corona using the propagating Alfvénic waves (Yang et al 2020a(Yang et al , 2020b. Our work could open up a new way to probe the coronal magnetic field in the quiet-Sun region and coronal hole.…”

Non-thermal electron energization during the impulsive phase of an X9.3 flare revealed by Insight-HXMT

“…So the simultaneous fine resolution of spatial and timing observations of hard X-ray and radio observations with gyrosynchrotron process will reveal the local plasma source properties, magnetic field configuration and energetic electrons distribution in the local source region (Fleishman et al 2020;Chen et al 2020;Zhu et al 2020). This is particularly important because the coronal magnetic field is very difficult to measure, though recently Yang et al (2020a) and Yang et al (2020b) have measured the magnetic field in the off-limb corona by combing spatial distribution of the plasma density and the phase speed of the prevailing transverse magnetohydrodynamic waves, based on near-infrared imaging spectroscopy observations.…”

Scientific objectives and preliminary plans for EUV and X-ray observations of late-type stars

“…• 电磁辐射：与日冕类似，大多数晚型(这里 指 F、G、K、M 型)主序恒星的星冕也会产生 极紫外和 X 射线辐射。这些高能电磁辐射在 耀斑期间通常还会大幅增强。对于那些频繁 发生超级耀斑(能量大于 10 33 erg 的耀斑， 比典型太阳耀斑的能量要高几个数量级) [5] 的恒星，可以预期，其所产生的极紫外和 [9] 。相较于 X 射线，极紫外 辐射因加热行星大气效率更高而能导致更有效的热逃 逸 [10] 。然而，极紫外是天文观测中尚未被充分开发的 波段，这主要是因其易被星际介质吸收的特性而较难 探测。但是星际介质对临近恒星发出的短波长极紫外 (约 100-350 Å)辐射的吸收并不显著 [10] ，我们仍然 [4] 。这主要是因为这些恒星内部对流层的发电 机过程产生了全球尺度的磁场，而与磁场相关的物理 过程加热了星冕等离子体。高温星冕持续往外膨胀， 形成充满星球层的星风，因而可以说，星冕等离子体 的性质决定了星球层的物理环境。 极紫外和软 X 射线光谱可用来诊断星冕等离子体 的密度、温度、丰度等 [11] ，以及 Fe XXI 102.22/128.73 Å, Fe XXII 114.41/117.17 Å等 [13] 。此外，Si 和 S 分别 具有较低和较高的第一电离势(First Ionization Potential，FIP)，因此 Si X 258.37 Å/261.04 Å和 S X 264.23 Å等强线可用于相对丰度(如 FIP bias) 的测量 [14] 。该波段除了非常适合诊断不同温度的星冕 测到这两类非常重要的大尺度星冕结构，并研究它们 的物理特性。 近期一项基于太阳观测的研究表明，通过比较恒 星自转过程中的星冕辐射曲线与光球/色球辐射曲线， 有望获得恒星黑子上方冕环系统的高度等重要信息 [16] 。这是因为冕环越高，它从恒星背面转到正面时， 就会越早出现在恒星盘面的边缘之外，因而恒星的极 紫外或软 X 射线辐射就会越早开始增强(图 3)。 此外，在系外行星"凌星"期间，行星可能遮挡 住恒星上的一些冕洞或活动区，从而导致整个恒星总 的极紫外/X 射线辐射发生短时的变化。通过分析这些 光变曲线， 也有可能得到冕洞或活动区的大小等信息。 类似方法也已用到了恒星黑子的探测上 [17] [18] 。8 月份，利用日冕多通道偏振仪(CoMP)的近红外光谱观 测数据，我们发展了一个基于磁流体波动观测和密度 诊断的新方法，成功测得第一幅日冕的全局性磁图 [19,20] 。12 月份，利用日出卫星(Hinode)携带的极紫外 成像光谱仪(EIS)的观测，太阳物理学者与原子物理 学者合作，基于磁诱导跃迁这一原理，得到了日面上 活动区的日冕磁场分布图 [21] 。 利用磁诱导跃迁的物理原理测量日冕磁场的新 方法最早由复旦大学和瑞典隆德大学等机构的研究人 员于 2015 年前后提出 [22,23] 。其基本原理是，当没有 外磁场时，Fe X 离子的 3p 最近，我们进一步发展和完善了该诊断方法 [24] , 并基于恒星全球模型的正演研究，提出磁诱导跃迁方 法还可以用来测量一些强磁场恒星(比活动高年的太 阳磁场强 5 倍以上)的星冕磁场 [25,26] [31])。全日面积分的极紫外光 谱也被证明适合诊断耀斑过程中包括色球蒸发、色球 压缩、冕雨在内的多种温度各异的物质流动(如文献 [32])。另外，很多耀斑在其 X 射线峰值后的几小时 会出现较强的极紫外辐射(图 5)，称为耀斑后相 [33] 。 有些耀斑后相产生的总极紫外辐射与主相期间的在同 一量级，从而对周围行星的大气加热和电离产生不可 忽视的影响。因此，如果利用极紫外这个新窗口来对 恒星耀斑开展光谱和测光观测，我们完全可以预期将 能看到耀斑过程中的很多新"风景"。 [34] 。近期的一项研究发现，恒星 CME 导致的系外行星大气逃逸率远比耀斑导致的高 [8] 。 然而迄今为止， 人们还没有探测到恒星 CME 的确切证 据，仅报道了少数可能的 CME 候选体。 在太阳上， 耀斑和 CME 有较大概率是相伴发生的， 而且级别越大的耀斑同时伴随 CME 的概率越大 [35] 。 然 而在恒星上， 二者相互关联的概率有多大我们还无从 得知。比如近期的一些研究表明，在一些活跃的 M 型 恒星上，尽管耀斑可以频繁发生，但由于磁场的束缚 作用很强，CME 发生的概率可能很小 [36] 。此外，太阳 上耀斑和 CME 能量之间的关系可能也不能简单地外 推到其他恒星上 [37] 。因此，我们无法根据恒星耀斑的 观测来推测恒星 CME 的性质。 恒星 CME 的探测至少与 恒星耀斑探测同等重要， 因为二者分别反映的是质量 损失和电磁辐射， 它们对系外行星宜居性的影响方式 截然不同。实际上，自上世纪 90 年代中期开始，人 们已经认识到太阳 CME 是灾害性空间天气最主要的 源头，其对日地空间环境的扰动效应比耀斑更甚 [38]<...>…”