![]() |
Астронет: И. М. Лившиц, "Физика Космоса", 1986 Солнечная корона http://variable-stars.ru/db/msg/1188668 |
Солнечная корона
- самая внешняя часть солнечной атмосферы. Она прослеживается фактически от края солнечного диска (лимба) до расстояний в десятки![$R_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula0.gif)
![$\approx 2R_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula1.gif)
![]() |
Рис. 1. Сравнение интенсивности излучения различных компонентов (K, L, F) солнечной короны с яркостью неба близ Солнца вне и во время затмения. По оси абсцисс отложено расстояние от Солнца в ![]() логарифмы интенсивности излучения в относительных единицах. |
![$\lambda=5303 $\AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula2.gif)
![$\lambda=6374 $\AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula3.gif)
![$0,5 R_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula4.gif)
![$1 R_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula5.gif)
![$\sim 1$ \AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula6.gif)
![$\lambda=2,2$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula7.gif)
![$4-10 R_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula8.gif)
![$\lambda<$400 \AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula9.gif)
Корона представляет собой область, заполненную разреженной плазмой с темп-рой К. О причинах, обусловливающих более высокое значение темп-ры
короны по сравнению с хромосферой и фотосферой, см. в ст. Солнце.
Уточнение оценки темп-ры С.к. проводится рядом независимых методов: по анализу
состояния ионизации коронального газа, по ширинам линий, по характеру спада плотности
с высотой, по рентг. и радиоизлучению. Особо следует отметить, что кромезапрещенных
линий
типа наблюдавшихся ранее в видимой оласти, в диапазон 400-10
попадают
многочисл. разрешенные линии (рис. 2) ионов в основном с 1-3 эелктронами над заполненной
оболочкой. По этим линиям определяют значение темп-ры в различных областях короны.
Для ряда ионов в мягкой рентг. области наблюдаются все переходы с ближайших верхних
уровней энергии на основной, т.н. резонансная, сателлитная и сильно
запрещенная линии. Сателлитная линия, возникающая в основном при диэлектронных рекомбинациях,
аналогична резонансной, но излучается в присутствии еще одного электрона на одном
из верхних уровней. Одновременное наблюдение линий указанных трех типов возможно
лишь в горячей
и очень разреженной плазме, и отношение их интенсивностей используется для определения
физ. условий в той области С.к., где излучение генерируется.
![]() |
Рис. 2. Спектр Солнца, полученный 28 ноября 1970 г. на ракете "Вертикаль-1" (СССР). При довольно низкой активности Солнца впервые зарегистрированы линии 8,4 ![]() ![]() интенсивности этих линий следует, что значение температуры в области над развитыми пятнами ![]() Интенсивность определялась по числу импульсов в 1 с, регистрируемых счетчиком рентгеновских фотонов. |
![$0,66\cdot 10^{-24}$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula13.gif)
![]() |
Рис. 3. Фотография солнечной короны, полученная (7 марта 1970 г.) с фильтром, сглаживающим большие различия яркости внутренней и внешней короны. Отчетливо видны шлемовидные образования (опахала), переходящие в корональные лучи. |
![]() |
Рис.4. Фотографии Солнца, полученные 20 мая 1966 г. с ракеты "Аэроби" (США): а - в жестких рентгеновских лучах ( ![]() ![]() в мягких рентгеновских лучах ( ![]() в водородной линии ![]() связано с развитыми группами пятен, мягкое - с корональными конденсациями, имеющими температуру ![]() |
![$\approx 2\cdot 10^6$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula19.gif)
![$T=(2-3)\cdot 10^7$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/01/15/0001201989/tex/formula20.gif)
Ионизованный горячий корональный газ оказывается сосредоточенным преимущественно
в отдельных арках, трубках, к-рые создаются выходящими в корону магн. полями. Системы
низких
арок соединяют участки с противоположно направленными сильными магн. полями внутри
активной области, высокие системы арок связывают протяженные участки слабых фоновых
полей.
Часто в свете отдельных эмиссионных линий и в белом свете выделяются близ экватора
арки, соединяющие участки различной полярности в разных полушариях (рис. 5). Над
границами
раздела полярностей фоновых магн. полей существуют системы высоких петель. Форма
опахал ("луковиц", рис. 3), переходящих в мощные корональные лучи, показывает, что
влияние
поля сказывается по крайней мере до расстояний порядка неск. .
![]() |
Рис. 5. а - фотография солнечной короны промежуточного типа, полученная 12 ноября 1966 г.; б - стурктура магнитного поля короны в то же время (черные линии - силовые линии магнитного поля Солнца). |
С.к., в отличие от состоящей из отдельных струй солнечной
хромосферы, представляется образованием, лишенным вблизиСолнца мощных
крупномасштабных движений. Только иногда в конденсациях наблюдаются движения арок
со скоростями км/с, более мощные потоки (100-1000 км/с) связаны
только
со вспышками на Солнце. Но во внеш. короне число проявлений нестационарных движений
возрастает: кроме потоков, обусловленных вспышками, наблюдается большое число т.н.
корональных
транзиентов - движущихся облаков, ударных волн, связанных с эруптивными протуберанцами.
На расстояниях
постепенно формируется поток частиц, ухдящих
от Солнца (cолнечный ветер).
Для образования короны необходим нагрев коронального газа. Он может быть связан с
диссипацией волн или магн. поля, торможением ускоренных электронов в короне. В петлях
(закрытых
магн. структурах) темп-ра плазмы определяетсяиз баланса нагрева и радиац. потерь.
Существенным оказывается процесс, при к-ром тепловой поток, направленный из вершины
трубки
вниз, в ее основание, "испаряет" часть плотного газа,к-рый затем заполняет всю трубку.
В корональных дырах, где магн. поле почти не мешает уходу частиц, энергия нагрева
в
основном расходуется на ускорение солнечного ветра. Плотность плазмы в дырах оказывается
пониженной, и темп-ра устанавливается на уровне
К, определяемом балансом силы гравитации и силы, ускоряющей протоны.
Лит. см. при ст. Солнце.
(М.А. Лившиц)