Русская Википедия:Солнечная корона
Солнечная корона — верхний, самый разреженный и горячий слой атмосферы Солнца. Состоит из плазмы (электронов и ионов)[1].
Описание
Верхняя граница короны Солнца до сих пор не установлена. Земля, так же, как и другие планеты, находится внутри короны. Оптическое излучение короны прослеживается на 10—20 радиусов Солнца десятки миллионов километров и сливается с явлением зодиакального света.
Температура короны — порядка миллиона кельвинов. Причём от хромосферы она повышается до двух миллионов на расстоянии порядка 70 000 км от видимой поверхности Солнца, а затем начинает убывать, достигая у Земли ста тысяч кельвинов[2].
Излучение солнечной короны
Интегральный блеск короны составляет от 0,8Шаблон:E до 1,3Шаблон:E часть блеска Солнца. Поэтому она не видна вне затмений или без технологических ухищрений. Для наблюдения Солнечной короны вне затмений используют внезатменный коронограф.
Излучение короны в основном приходится на далёкий ультрафиолетовый и рентгеновский диапазоны[2], непропускаемые земной атмосферой, поэтому очень большое значение имеет изучение солнечной короны с помощью космических аппаратов.
Излучение в видимом диапазоне
Видимый спектр солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты — E-корона[2]). K-компонента — непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9'÷10' от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3' (угловой диаметр Солнца — около 30') и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20' F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9'÷10' принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней.
При длительных наблюдениях с внезатменным коронографом L-короны было установлено, что переменность изофот происходит примерно за четыре недели, что указывает на то, что корона в целом вращается так же, как и всё Солнце.
K-составляющая короны появляется при томсоновском рассеянии солнечного излучения на свободных электронах. В непрерывном спектре были обнаружены чрезвычайно сильно размытые (до 100Å) линии H и K Ca II, что указывает на чрезвычайно большую тепловую скорость излучающих частиц (до 7500 км/с). Электроны приобретают такие скорости при температуре порядка 1,5 млн. К. В пользу того, что K-спектр принадлежит электронам, свидетельствует тот факт, что излучение внутренней короны сильно поляризовано, что и предсказывается теорией для томсоновского рассеяния.
Наблюдение эмиссионных линий L-короны также подтверждает предположение о высокой температуре в ней. Этот спектр долго оставался загадкой для астрономов, поскольку имеющиеся в нём сильные линии не воспроизводились в лабораторных опытах ни с одним из известных веществ. Долгое время этот эмиссионный спектр приписывался веществу коронию, а сами линии и по сей день называют корональными. Корональный спектр был полностью дешифрован шведским физиком Шаблон:Iw, который показал, что эти линии принадлежат многократно ионизированным атомам металлов (Fe X, Fe XI, Fe XIII, Ca XV, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI и др.). Причём, все эти линии являются запрещёнными и для их излучения необходимы экстремально низкие плотности вещества, недостижимые в земных лабораториях. Для излучения большинства линий необходима температура около 2,5 млн град. Особого внимания требует линия 5694,42 Å Ca XV требующая температуры 6,3 млн градусов. Линия эта сильно переменная и вероятно проявляется только в местах короны, связанных с активными областями.
F-спектр короны формируется благодаря рассеянию солнечного излучения на частичках межпланетной пыли. В непосредственной близости к Солнцу пыль существовать не может, поэтому F-корона начинает проявлять себя на некотором отдалении от солнца.
Радиоизлучение
Солнечная корона является источником сильного радиоизлучения. То, что Солнце излучает радиоволны, стало известно в 1942—1943 годах, но то, что источником является корона, стало известно пять лет спустя во время солнечного затмения. В радиодиапазоне солнечное затмение началось гораздо раньше и закончилось гораздо позже, чем в видимом. При этом во время полной фазы затмения радиоизлучение не сводилось к нулю. Солнечное радиоизлучение состоит из двух компонент: постоянной и спорадической. Постоянный компонент формируется свободно-свободными переходами электронов в электрическом поле ионов. Спорадический компонент связан с активными образованиями на Солнце.
Рентгеновское излучение
Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нанометров полностью исходит из короны[2]. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера — не видны. Две корональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение. Этого нельзя сказать о ярких точках на видимой поверхности Солнца, видимых в рентгеновском диапазоне и обладающих сильным магнитным полем, которых в день образуется больше тысячи. Время существования каждой из них — несколько часов. Число их возрастает при спокойном Солнце и уменьшается при активном[2].
Элементы структуры
Основные структуры, наблюдаемые в короне — корональные дыры, корональные конденсации, корональные арки, корональные петли, лучи, перья, опахала, шлемы, яркие точки[2]. Корональные дыры являются источниками особенно сильного солнечного ветра[3]. Корональные арки представляют собой петлю или систему петель магнитного поля с плазмой повышенной плотности. В солнечной короне нередко происходят масштабные явления — корональные выбросы массы.
Во время затмений при наблюдениях в белом свете корона видна как лучистая структура, форма и структура которой зависит от фазы солнечного цикла. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму[2]. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой[2]. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щёточки[2]. При этом общая яркость короны уменьшается.
Изменения солнечной короны в солнечном цикле обнаружил в 1897 году пулковский астроном Алексей Павлович Ганский.
Проблема нагрева солнечной короны
Проблема нагрева солнечной короны остаётся нерешённой[4]. Существует много предположений относительно необычно высокой температуры в короне по сравнению с хромосферой и фотосферой. Известно, что энергия приходит из нижележащих слоёв, включающих, в частности, фотосферу и хромосферу[2]. Вот только некоторые из элементов, возможно, участвующих в нагреве короны: магнитозвуковые и альфвеновские волны, магнитное пересоединение, микровспышки в короне[2].
Возможно, механизм нагрева короны тот же, что и для хромосферы. Поднимающиеся из глубины Солнца конвективные ячейки, проявляющиеся в фотосфере в виде грануляции, приводят к локальному нарушению равновесия в газе, которое приводит к распространению акустических волн, движущихся в различных направлениях. При этом хаотическое изменение плотности, температуры и скорости вещества, в котором распространяются эти волны, приводит к тому, что меняется скорость, частота и амплитуда акустических волн, причём изменения могут быть столь высокими, что движение газа становится сверхзвуковым. Возникают ударные волны, диссипация которых и приводит к нагреву газа.
Один из возможных механизмов нагрева Солнечной короны — испускание Солнцем аксионов или аксионоподобных частиц, которые превращаются в фотоны в областях с сильным магнитным полем[5].
Примечания
Литература
- Фотографии короны Солнца — ежедневные изображения // Лаборатория рентгеновской астрономии Солнца, ФИАН
- Солнечная корона — энциклопедия Солнца // Лаборатория рентгеновской астрономии Солнца, ФИАН
- Шаблон:Книга
- Шаблон:Книга
- Вольфсон Р. Активная солнечная корона. // В мире науки, 1983/N4, с. 60-70.
Ссылки
Шаблон:Выбор языка Шаблон:Солнце
