Астронет: И. М. Лившиц, "Физика Космоса", 1986 Солнечная корона http://variable-stars.ru/db/msg/1201989 |
Солнечная корона
- самая внешняя часть солнечной атмосферы. Она прослеживается фактически от края солнечного диска (лимба) до расстояний в десятки и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве. Яркость короны очень мала (ок. 10-6 яркости фотосферы) и резко (в 103 раз на расстоянии ) спадает при удалении от лимба. Поэтому излучение короны, обычно теряющееся в арссеянном свете неба близ Солнца (в т.н. околосолнечном ореоле, рис. 1), может регистрироваться либо во время полных солнечных затмений, либо вне затмений при помощи спец. вне затменных коронографов, устанавливаемых высоко в горах, где яркость ореола ничтожна. При наблюдениях из космоса С.к. можно исследовать непосредственно на диске Солнца в рентг. области спектра, где излучение фотосферы отсутствует.
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 , по оси ординат - логарифмы интенсивности излучения в относительных единицах. |
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 (Mg XII) и 9,2 (Mg XI). Из отношения интенсивности этих линий следует, что значение температуры в области над развитыми пятнами млн. К. Интенсивность определялась по числу импульсов в 1 с, регистрируемых счетчиком рентгеновских фотонов. |
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 (), б - в лучах с , в - в мягких рентгеновских лучах (), г - в водородной линии . Жесткое излучение связано с развитыми группами пятен, мягкое - с корональными конденсациями, имеющими температуру 2,5 млн. К. |
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)