корональные дыры

КОРОНАЛЬНЫЕ ДЫРЫ - области солнечной короны с пониженной темп-рой (~0,8*10⁶ К) и аномально низкой плотностью вещества. Именно поэтому К. д. проявляются как области пониженной яркости при наблюдениях солнечной короны в рентг. и УФ-лучах, в радиодиапазоне, а также в рассеянном короной оптич. излучении фотосферы. К. д. были обнаружены по наблюдениям с Земли и с космич. аппаратов в нач. 70-х гг. К. д. образуются в областях короны, где силовые линии магн. поля имеют приблизительно радиальное направление ("униполярные" области в фотосфере). К. д., по-видимому, постоянно существуют в полярных областях Солнца и иногда продолжаются в область низких широт, где могут образовываться изолированные К. д. Устойчивые, долгоживущие низкоширотные К. д. более ярко выражены на спаде солнечной активности. К. д. являются источниками быстрых потоков солнечного ветра со скоростями 600-800 км/с. Эти потоки существуют в течение неск. оборотов Солнца и обусловливают повторяющуюся с 27-дневным периодом геомагнитную активность (см. Земной магнетизм). Пониженная темп-pa К. д. связана со специфич. структурой магн. поля, способствующего эфф. охлаждению вещества короны уходящим потоком солнечного ветра и волн альвеновского типа (см. Алъвеновские волны). В области К. д. силовые линии магн. поля образуют сильно расходящуюся конфигурацию (рис.). Поток плазмы, следуя вдоль магн. поля, также быстро расширяется, и его плотность и давление падают быстрее, чем в окружающих областях короны. Увеличенный градиент давления смещает критич. точку (границу перехода скорости корональной плазмы через скорость звука) близко к Солнцу и обеспечивает большую скорость солнечного ветра, истекающего из области К. д. Низкое положение критич. точки и возникающее в области К. д. распределение плотности и темп-ры с высотой являются, по-видимому, устойчивым состоянием.

Форма магнитных силовых линий, окаймляющих корональную дыру. По горизонтальной оси - гелиоцентрический угол, по вертикальной - расстояние (в радиусах Солнца) от поверхности Солнца, NP - северный полюс Солнца. Вертикальные штриховые линии показывают границы потока (форму магнитных силовых линий) в случае, если бы расширение происходило сферически-симметричным образом. Угловой охват силовой трубки и связанного с ней потока вещества увеличивается с расстоянием и может в -10 раз превышать угловой охват сферически-симметричного потока.

Формирование К. д. и связанных с ними быстрых потоков солнечного ветра ещё не получило достаточного количественного объяснения. В частности, в рамках теоретич. моделей не удаётся согласовать высокую скорость солнечного ветра и большой поток частиц в скоростных потоках (3*10⁸ см^-2с^-1 на орбите Земли) со сравнительно низкой темп-рой протонов и электронов в них. По-видимому, большую роль в ускорении коронального вещества в области К. д. играют магнитогидродинамич. волны от солнечной фотосферы, значит. часть потока энергии к-рых прямо переводится в кинетич. энергию солнечного ветра без существенного разогрева.

Лит.: Zirker J. В., Coronal holes and high-speed wind streams, "Revs of Geophys. and Space Phys.", 1977, v. 15, p. 257.

О. Л. Вайсберг.

   <<      Предметный указатель      >>