к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

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 температуре 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 температуры 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 температуры 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 температурой, 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 (температура 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.

Литература по 

1. 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. 

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ