Солнечная корона. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Солнечная корона - внешняя, наиболее горячая и разреженная часть атмосферы Солнца, простирающаяся до Земли и далее. Она отделена от хромосферы тонким переходным слоем, в к-ром темп-pa резко возрастает от хромосферных (

10⁴ К) до корональных (

10⁶К) значений. Темп-pa солнечной короны достигает максимума (

2*10⁶К) на высоте ок. ¹/₁₀ радиуса Солнца от его поверхности и очень медленно падает (до ~10⁵ К вблизи орбиты Земли) во внеш. короне (части солнечной короны выше температурного максимума), непрерывно расширяющейся в межпланетное пространство в виде солнечного ветра. Корональная плазма полностью ионизована, её хим. состав практически такой же, как в солнечной фотосфере. Средняя кинетич. темп-pa солнечной короны превышает 10⁶ К. В полярных областях короны темп-pa ниже средней (возможно, в результате чрезвычайно сильного солнечного ветра, исходящего из полярных корональных дыр). В активных областях (см. Солнечная активность)темп-pa повышена примерно на 0,5*10⁶ К, в корональной части вспышки на Солнце - может достигать десятков млн. К.

Ср. концентрация электронов в ниж. части спокойной внутренней солнечной короны. ~10⁸ см^-3. Поскольку плазма солнечной короны электрически нейтральна, концентрация ионов (в осн. протонов) в ней такая же. С ростом расстояния от солнечной поверхности концентрация частиц падает. На расстоянии одного радиуса Солнца она ~ 10⁶ см^-3, на расстоянии четырёх радиусов ~10⁵см^-3, десяти радиусов ~10⁴ см^-3.

Вследствие низкой плотности корональной плазмы её излучат. способность (см. Излучение плазмы)мала, что приводит к высокой температуре даже при слабом нагреве. Нагрев солнечной короны происходит за счёт энергии, приходящей из более низких слоев атмосферы Солнца. Полагают, что он связан с магн. потоком, выходящим из границ супергрануляц. ячеек. Нагрев может быть вызван как альвеновскими и магнитозвуковыми волнами (см. Волны в плазме ),так и прямой диссипацией энергии магн. поля. Механизм превращения магн. энергии в тепловую и кинетическую, скорее всего, аналогичен механизму, предложенному для объяснения солнечных вспышек и обусловлен пересоединением магн. силовых линий. По-видимому, повсюду в короне происходят многочисл. малые микровспышки, осуществляющие её нагрев. Высокая теплопроводность корональной плазмы обеспечивает отток энергии из области температурного максимума в основном вниз, в хромосферу, но частично и вверх. Существенно меньшая часть энергии уносится из солнечной короны её собств. излучением.

Ссолнечную корону наблюдают в широком диапазоне спектра - от рентгеновского до радиоизлучения. В видимом диапазоне 99% полного излучения солнечной короны представляет собой рассеянное на свободных электронах (и вследствие этого линейно поляризованное, т. н. томсоновское рассеяние света)непрерывное излучение фотосферы (K-корона) (из-за высокой температуры фраунгоферовы линии в K-короне полностью замыты). Во внутр. короне на него налагается линейчатое излучение (собственное корональное излучение), содержащее запрещённые спектральные линии высокоионизов. атомов железа, никеля, кальция и др. (E-корона). Наблюдаемое во внеш. короне осн. свечение физически не связано с короной и создаётся в результате рассеяния и дифракции фотосферного излучения на межпланетных пылевых частицах (F-корона). К- и F-компоненты образуют «белую» солнечную корону. Яркость её у лимба составляет ок. 10^-6 яркости центра солнечного диска и довольно быстро падает с удалением от лимба. Она наблюдается во время полных солнечных затмений, а также с помощью коронографов с внеш. затмением, устанавливаемых на аэростатах, спутниках либо высоко в горах. Общая форма солнечной короны меняется с фазой солнечного цикла: почти сферична в годы максимума и сильно вытянута вдоль экватора в годы минимума.

Излучение солнечной короны возникает в условиях, сильно отличающихся от термодинамич. равновесия. Вследствие высокой температуры и высокой степени ионизации вещества короны большая часть её излучения приходится на рентг. область и далёкую УФ-область спектра. Спектр короны в этом диапазоне в осн. состоит из многочисл. эмиссионных линий. Мн. из относятся к разрешённым переходам высокоионизов. атомов. Спектральные линии в ближнем УФ-диапазоне в основном запрещённые. Всё солнечное излучение с

и радиоизлучение в метровом диапазоне исходят из солнечной короны.

Солнечная корона обладает сложной структурой, определяемой в основном магнитным полем Солнца. Вследствие чрезвычайной разреженности коронального газа даже слабые магн. поля, проникающие из фотосферы, оказывают существ. влияние на динамику и строение короны. Напряжённость магн. поля в короне не превышает, по-видимому, 1-10 Гс.

Области с «открытыми» конфигурациями магн. поля - корональные дыры - обширные области в солнечной короне с пониженными плотностью и температурой, практически не дающие рентг. излучения. Они занимают ок. 20% поверхности Солнца, существуют в течение неск. оборотов Солнца. Полярные корональные дыры существуют почти постоянно.

Области с замкнутыми магн. силовыми линиями - петельные структуры - типичны для внутр. короны. Многочисл. яркие петли и системы петель, по-видимому, очерчивают силовые линии магн. поля и часто расположены над активными областями или связывают разл. активные области.

Над активными областями возникают корональные конденсации - образования, значительно более плотные (до 10¹⁰ электронов в 1 см³) и более горячие (температура превышает 3*10⁶ К), чем окружающее вещество, состоящие из систем ярких петель.

В рентг. диапазоне видны яркие точки, распределённые по всему диску Солнца. Они очень компактны, характерное время жизни

8 ч, магн. поле ~ 10 Гс. За сутки возникает ок. 1500 точек. Яркие точки служат корональным проявлением маленьких биполярных областей всплывающего магн. потока и, по-видимому, состоят из неск. петель. Магн. поток, выносимый всеми рентг. точками, составляет значит. долю общего магн. потока, выходящего из солнечной поверхности. Кол-во ярких точек меняется в противофазе с числом солнечных пятен.

Характерной особенностью солнечной короны является её лучистое строение. Корональные лучи (стримеры) - это почти радиальные крупномасштабные замкнутые структуры (шлемы, опахала, лучи), «увенчанные» расходящимися силовыми линиями; имеют повыш. плотность по сравнению с окружающей короной и могут простираться до 10 и более радиусов Солнца от его поверхности. Вблизи полюсов в минимуме солнечной активности появляются лучевидные структуры - полярные щёточки.

В солнечной короне часто происходят нестационарные сравнительно кратковременные явления - корональные транзиенты - быстрые изменения структуры и яркости короны, охватывающие её значит. часть и приводящие к выбросу в межпланетное пространство большого кол-ва плазмы (

г) со скоростями до 1200 км/с. Полная кинетич. энергия транзиента иногда превышает 10³² эрг, т. е. энергию большой солнечной вспышки. Источником энергии транзиентов, по-видимому, является энергия магн. поля. Транзиенты часто имеют вид обширной аркады ярких петель. Большинство транзиентов связано с эруптивными протуберанцами и большими вспышками.

Литература по солнечной короне

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.