солнечная корона

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 С. к. 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 С. к. 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 С. к. 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 С. к. ~10⁸ см^-3. Поскольку плазма С. к. 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 темп-ре даже при слабом нагреве. Нагрев С. к. 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 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 рассеянное на 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 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» С. к. 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 С. к. меняется с фазой солнечного цикла: почти сферична в годы максимума и сильно вытянута вдоль экватора в годы минимума.

Излучение С. к. возникает в условиях, сильно отличающихся от термодинамич. равновесия. Вследствие высокой темп-ры 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 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 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 С. к. с пониженными плотностью и темп-рой, 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 (темп-ра 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 жизни8 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 С. к. 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 С. к. 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.

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.

   <<      Предметный указатель      >>