Приглашаем посетить сайт

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах
СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА - внешняя, наиболее горячая и разреженная частьатмосферы Солнца, простирающаяся до Земли и далее. Она отделенаот хромосферы тонким переходным слоем, в к-ром темп-pa резко возрастаетот хромосферных (10⁴ К) до корональных (10⁶ К) значений. Темп-pa С. к. достигает максимума (2*10⁶ К)на высоте ок. ¹/₁₀ радиуса Солнца от его поверхностии очень медленно падает (до ~10⁵ К вблизи орбиты Земли) во внеш. <короне (части С. к. выше температурного максимума), непрерывно расширяющейсяв межпланетное пространство в виде солнечного ветра. Корональнаяплазма полностью ионизована, её хим. состав практически такой же, как всолнечной фотосфере. Средняя кинетич. темп-pa С. к. превышает 10⁶ К. В полярных областях короны темп-pa ниже средней (возможно, в результатечрезвычайно сильного солнечного ветра, исходящего из полярных корональныхдыр). В активных областях (см. Солнечная активность )темп-paповышена примерно на 0,5*10⁶ К, в корональной части вспышкина Солнце - может достигать десятков млн. К.

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

Вследствие низкой плотности корональной плазмы её излучат. способность(см. Излучение плазмы )мала, что приводит к высокой темп-ре дажепри слабом нагреве. Нагрев С. к. происходит за счёт энергии, приходящейиз более низких слоев атмосферы Солнца. Полагают, что он связан с магн. <потоком, выходящим из границ супергрануляц. ячеек. Нагрев может быть вызванкак альвеновскими и магнитозвуковыми волнами (см. Волны в плазме), таки прямой диссипацией энергии магн. поля. Механизм превращения магн. энергиив тепловую и кинетическую, скорее всего, аналогичен механизму, предложенномудля объяснения солнечных вспышек и обусловлен пересоединением магн. <силовых линий. По-видимому, повсюду в короне происходят многочисл. малыемикровспышки, осуществляющие её нагрев. Высокая теплопроводность корональнойплазмы обеспечивает отток энергии из области температурного максимума восновном вниз, в хромосферу, но частично и вверх. Существенно меньшая частьэнергии уносится из С. к. её собств. излучением.

С. к. наблюдают в широком диапазоне спектра - от рентгеновского до радиоизлучения. <В видимом диапазоне 99% полного излучения С. к. представляет собой рассеянноена свободных электронах (и вследствие этого линейно поляризованное, т. <н. томсоновское рассеяние света )непрерывное излучение фотосферы(K-корона) (из-за высокой темп-ры фраунгоферовы линии в K-короне полностьюзамыты). Во внутр. короне на него налагается линейчатое излучение (собственноекорональное излучение), содержащее запрещённые спектральные линии высокоионизов. <атомов железа, никеля, кальция и др. (E-корона). Наблюдаемое во внеш. коронеосн. свечение физически не связано с короной и создаётся в результате рассеянияи дифракции фотосферного излучения на межпланетных пылевых частицах (F-корона). К- и F -компоненты образуют «белую» С. к. Яркость её у лимба составляеток. 10^-6 яркости центра солнечного диска и довольно быстро падаетс 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 С. к. меняется с фазой солнечногоцикла: почти сферична в годы максимума и сильно вытянута вдоль экваторав годы минимума.

Излучение С. к. возникает в условиях, сильно отличающихся от термодинамич. <равновесия. Вследствие высокой темп-ры и высокой степени ионизации веществакороны большая часть её излучения приходится на рентг. область и далёкуюУФ-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 С. к.

С. к. обладает сложной структурой, определяемой в осн. магн. полем Солнца. <Вследствие чрезвычайной разреженности коронального газа даже слабые магн. <поля, проникающие из фотосферы, оказывают существ. влияние на динамикуи 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 С. к. с пониженными плотностью и темп-рой, практическине дающие рентг. излучения. Они занимают ок. 20% поверхности Солнца, существуютв течение неск. оборотов Солнца. Полярные корональные дыры существуют почтипостоянно.

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 областямиили связывают разл. активные области.

Над активными областями возникают корональные конденсации - образования, <значительно более плотные (до 10¹⁰ электронов в 1 см ³ )и более горячие (темп-ра превышает 3*10⁶ К), чем окружающеевещество, состоящие из систем ярких петель.

В рентг. диапазоне видны яркие точки, распределённые по всему дискуСолнца. Они очень компактны, характерное время жизни 8ч, магн. поле ~ 10 Гс. За сутки возникает ок. 1500 точек. Яркие точки служаткорональным проявлением маленьких биполярных областей всплывающего магн. <потока и, по-видимому, состоят из неск. петель. Магн. поток, выносимыйвсеми рентг. точками, составляет значит. долю общего магн. потока, выходящегоиз солнечной поверхности. Кол-во ярких точек меняется в противофазе с числомсолнечных пятен.

Характерной особенностью С. к. является её лучистое строение. Корональныелучи (стримеры) - это почти радиальные крупномасштабные замкнутые структуры(шлемы, опахала, лучи), «увенчанные» расходящимися силовыми линиями; имеютповыш. плотность по сравнению с окружающей короной и могут простиратьсядо 10 и более радиусов Солнца от его поверхности. Вблизи полюсов в минимумесолнечной активности появляются лучевидные структуры - полярные щёточки.

В С. к. часто происходят нестационарные сравнительно кратковременныеявления - корональные транзиенты - быстрые изменения структуры и яркостикороны, охватывающие её значит. часть и приводящие к выбросу в межпланетноепространство большого кол-ва плазмы (г) со скоростями до 1200 км/с. Полная кинетич. энергия транзиента иногдапревышает 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 транзиентовсвязано с эруптивными протуберанцами и большими вспышками.

Лит.: Прист Э. Р., Солнечная магнитогидродинамика, пер. с англ.,М., 1985; S о m о v В. V., Magnetically driven coronal transients, «Adv.Space Res.», 1991, v. 11, .N5 1, p. 179. Т. П. Хромова.