0,5
до 10
и больше (
-
радиус Солнца), характерное время существования - десятки суток.Корональный луч - характерный элемент крупномасштабной структуры солнечной короны с повышенной
(прибл. на порядок величины по сравнению с окружающей короной) плотностью плазмы.
К. л. наблюдаются во время затмений (рис. 1) или при помощи коронографов. К.
л. состоит из замкнутых петель, увенчанных почти радиальными образованиями.
Протяжённость К. л. от 0,5
до 10
и больше ( -
радиус Солнца), характерное время существования - десятки суток.
Рис. 1. Корона во время
солнечного затмения 7 марта 1970; А, Б, В, Г - наиболее выраженные корональные
лучи.
К. л. образуются в результате
взаимодействия плазмы, вытекающей из хромосферы, с магн. полем Солнца. В ниж.
короне (вплоть до высот 
) магн. поле является достаточно сильным, чтобы полностью контролировать течение
плазмы (области I, II на рис. 2). При этом в областях с "открытыми"
магн. силовыми линиями иоле лишь направляет и канализирует потоки (область I).
Здесь формируется солнечный ветер .В областях с замкнутыми силовыми линиями
(петлях) магн. поле препятствует истечению солнечной плазмы в межпланетное пространство
(область II). По мере удаления от Солнца поле ослабевает и вытягивается солнечным
ветром в радиальном направлении (область III). В результате этого процесса устанавливается
квазистационарная
картина истечения плазмы вдоль К. л. Важной особенностью К. л. является токовый
слой на границе между магн. полями противоположной полярности (рис. 2).
Внутри этого слоя магн. поле частично диссипирует, что приводит к нагреву плазмы
в К. л., а также к пересоединению силовых линий. Часть силовых линий при этом
выносится солнечным ветром в межпланетное пространство.
Рис. 2. Магнитогидродинамическая модель коронального луча; тонкими стрелками показаны силовые линии магнитного поля, широкие стрелки - поток солнечного ветра, жирная прямая на оси симметрии - токовый слой.
Б. В. Сомов
|
|
 |
