Солнечная корона
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 рассеянном 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. |
В излучении С. к. можно выделить следующие компоненты. 1) L-корона: запрещенные спектральные линии высокоионизованных атомов FeX - FeXIV, NiXII - NiXVI, CaXII - CaXV; самыми яркими линиями являются: зеленая линия FeXIV с, красная линия FeX с. Линии наблюдаются только во внутр. короне, до от лимба (при затмении - ). Поскольку энергия, излучаемая в линии, сконцентрирована в интервале длин волн, интенсивность в центрах корональных линий примерно в 1000 раз больше интенсивности непрерывного спектра короны. 2) K-корона: непрерывное излучение - рассеянный на свободных электронах короны свет фотосферы. При рассеянии излучение поляризуется, степень поляризации достигает 40-50%. Линии поглощения спектра фотосферы в K-короне оказываются абсолютно размытыми вследствие того, что при рассеиянии на быстрых электронах частота фотонов изменяется из-за эффекта Доплера. 3) F-корона: непрерывное излучение с линиями поглощения, появление к-рого связано с дифракцией солнечного излучения на пылевых частицах, находящихся между Солнцем и орбитой Земли. Тепловое излучение самой пыли, переизлучающей поглощенную солнечную энергию, проявляется в повышении яркости при мкм на расстоянии близ экваториальной плоскости (локальная F-корона). Эта часть с С. к. физически не связана. Изучены также генерирующиеся в короне непрерывное радиоизлучение в метровом диапазоне длин волн (см. Радиоизлучение Солнца) и многочисленные разрешенные линии высокоионизованных атомов в области спектра. 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. |
Оценка плотности плазмы С. к. прямо вытекает из яркости K-короны. Действительно, один свободный электрон рассеивает малую долю () от количества излучения, падающего на площадку в 1 см2 (см. Томсоновское рассеяние). Т. к. у короны яркость в 1 млн. раз меньше, чем у фотосферы, это означает, что в короне в столбике сечением 1 см2 вдоль луча зрения находится 10-6/10-24=1018 свободных электронов. Принимая для С. к. характерную протяженность - шкалу высот ~1010 см (это следует из указанного выше темпа уменьшения яркости с высотой), получаем, что в 1 см3 содержится 1018/1010=108 свободных электронов. В силу электронейтральности плазмы плотность ионов (в основном протонов) должна быть такой же. Над полюсами во внутр. короне при невысокой солнечной активности плотность электронов в 1,5-2 раз меньше, чем над экватором, и гораздо быстрее уменьшается с высотой.
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. |
В период минимума активности различие экваториальных и полярных областей резко выражено: осн. свечение исходит из экваториальных областей, над полюсами на сравнительно низких высотах наблюдаются тонкие лучи - т. н. корональные щеточки. На фотографиях Солнца в этот период корона выглядит сильно сжатой. Постепенно (через 1-2 года) над центрами активности в ср. широтах развиваются конденсации с арочной структурой - мощные корональные лучи, простирающиеся на расстояние многих радиусов Солнца. В этой короне промежуточного типа (рис. 3) корональные щеточки над обоими или одним полюсом еще сохраняются. Наконец, в период максимума активности вся С. к. оказывается возмущенной, а ее форма - близкой к сферической.
Солнечный корона затмение излучение
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. |
На рентг. изображениях короны отчетливо выявляются: яркие источники (размерами в неск. угловых минут) над активными областями (рис. 4), разбросанные по всему диску яркие точки размерами менее 30", участки пониженной яркости - корональные дыры. Источники над центрами активности (флокулами, пятнами) наз. корональными конденсациями. В них плотность плазмы в неск. раз выше по сравнению со спокойной короной (на одинаковых высотах). Внутри конденсаций, связанных с большими группами cолнечных пятен, а также при развитии любых нестационарных процессов (рождении новой группы пятен, выбросе эруптивных протуберанцев, вспышках на Солнце) появляется плазма с темп-рой, превышающей ср. значение К. Вне вспышек лишь весьма небольшое количество вещества разогревается до T ~ 107 К. При вспышках образуется большое корональное облако с К (иногда до 108 К). Именно повышение темп-ры при одноврем. увеличении плотности и объясняет большую яркость этих образований в рентг. диапазоне.
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 hразных 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 магнитногополя Солнца). |
Те участки внутр. короны, где магн. силовые линии уходят в межпланетное пространство, лишены арочных структур. Это и есть корональные дыры, занимающие обычно полярные шапки и лишь иногда, на фазе спада 11-летних циклов, опускающиеся нанизкие широты и даже пересекающие экватор.
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.
Похожие статьи
-
Солнечная корона - Солнце и Солнечная система
Самая внешняя и очень разряженная часть солнечной атмосферы - Корона , прослеживающаяся от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов....
-
В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца -- корона -- обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы...
-
Солнечная корона - Солнечная система
Самые внешние, очень разряженные слои атмосферы Солнца. Во время полной фазы солнечного затемнения вокруг диска Луны, который закрывает от наблюдателя...
-
СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА - Солнце, его строение и особенности
Солнечная корона - самая внешняя и наиболее разреженная часть солнечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. До 1931...
-
Солнце - центральное тело Солнечной системы - представляет собой раскаленный плазменный шар. Солнце - ближайшая к Земле звезда. Свет от него до нас...
-
Хромосфера и корона - Физика солнечных явлений
Излучение верхних слоев солнечной атмосферы слабее фотосферного не менее чем в 10 тыс. раз. Поэтому даже ничтожная доля света фотосферы, рассеянная в...
-
Солнечная активность - Солнце и его влияние на Землю
Солнечная активность - совокупность явлений, периодически возникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесно связаны с магнитными...
-
Солнечная активность - Солнце и Солнечная система
Солнечная активность - совокупность явлений, периодически возникающих в солнечной атмосфере (пятна, факелы, протуберанцы, вспышки и др.). Проявления...
-
Солнце как звезда - Физика солнечных явлений
Рис. 1. Фотография диска Солнца. Заметно потемнение диска к краю, видны пятна Солнце - газовый, точнее плазменный, шар (рис. 1). Радиус Солнца R _ =...
-
Влияние солнечного ветра - Малые тела Солнечной системы
Солнечный ветер - непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий собой Солнечную...
-
Об изменении параметров солнечного ветра с расстоянием от солнца. - Солнечный ветер
Изменение скорости солнечного ветра с расстоянием от Солнца определяется двумя силами: силой солнечной гравитации и силой, связанной с изменением...
-
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА - Солнце, его строение и особенности
Солнечный пятна - это темные образования, состоящие, как правило, из более темного дра (тени) и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают двухсот...
-
Гамма-диапазон - Юпитер среди планет Солнечной системы
Излучение Юпитера в гамма-диапазоне по данным "Чандра". Излучение Юпитера в гамма-диапазоне связано с полярным сиянием, а также с излучением диска0....
-
Вспышки на Солнце и их воздействие на Землю - Физика солнечных явлений
В процессе развития активной области иногда возникают ситуации, при которых возможна быстрая перестройка ("перезамыкание") магнитных полей. Эта...
-
Солнечные пятна - Солнце и его влияние на Землю
Солнечный пятна - это темные образования, состоящие, как правило, из более темного дра (тени) и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают двухсот...
-
Межпланетная среда - Солнечная система
Гелиосферный токовый слой Наряду со светом, Солнце излучает непрерывный поток заряженных частиц (плазмы), известный как солнечный ветер. Этот поток...
-
Совокупность нестационарных явлений на Солнце. К этим явлениям относятся солнечные пятна, солнечные вспышки, факелы, флоккулы, протуберанцы, корональные...
-
Солнечная постоянная - Солнце и Солнечная система
Энергия, получаемая Землей от Солнца, характеризуется солнечной постоянной. Солнечной постоянной называется величина, определяемая полной энергией,...
-
Магнитные поля и солнечная активность - Физика солнечных явлений
Все явления солнечной активности связаны с выходом на поверхность С. магнитных полей. Уже первые измерения эффекта Зеемана, проведенные в начале 20 в.,...
-
Солнечный ветер и межпланетные магнитные поля - Солнце
В конце 50-х годов XX века американский астрофизик Юджин Паркер пришел к выводу, что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру, которая...
-
Физическое описание модели При расчете строится аппроксимационная модель поверхности Луны в виде плоскости заданного радиуса. Ориентация плоскости в...
-
Солнце - центральное тело нашей планетной системы - Гипотезы о происхождении Солнечной системы
Солнце - ближайшая к Земле звезда, представляющая собой раскаленный плазменный шар. Это гигантский источник энергии: мощность излучения его очень велика...
-
Образование Солнца и протопланетного облака Данные, накопленные астрофизикой, говорят о том, что звезды, в т. ч. и звезды солнечного типа, образуются в...
-
Крах представления о статической солнечной короне - Солнечный ветер
В течение достаточно длительного времени считалось, что все атмосферы звезд находятся в состоянии гидростатического равновесия, т. е. в состоянии, когда...
-
Влияние Солнечной активности на человека - Солнечно-земные связи и их влияние на человека
В последние годы все чаще говорится о солнечной активности, магнитных бурях и их влиянии на людей. Так как солнечная активность нарастает, то вопрос о...
-
Строение Солнца - Солнечно-земные связи и их влияние на человека
Солнце состоит из: 1) Короны 2) Фотосферы 3) Хромосферы 4) Ядра 5) Зоны лучистой передачи энергии 6) Конвективной зоны Фотосфера - Яркая, светящаяся...
-
Солнечная атмосфера, Фотосфера - Солнце
Земная атмосфера - это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звезды целиком состоят из...
-
Солнце - центральное тело нашей планетной системы - Теория происхождения Солнечной системы
Солнце -- ближайшая к Земле звезда, представляющая собой раскаленный плазменный шар. Это гигантский источник энергии: мощность излучения его очень велика...
-
О том, что на Солнце бывают пятна, люди узнали уже очень давно. В древних русских и китайских летописях, а также в хрониках других народов не редко...
-
Солнечная атмосфера - Физика звезд
Звезды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой. Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного...
-
"Открытие" и исследование Солнечной системы, Наблюдения - Солнечная система
Еще до открытия Солнечной системы люди думали, что Солнце и планеты движутся вокруг неподвижной Земли. Птолемей (II в. н. э.) наиболее подробно описал...
-
Пограничные области, Сравнительная таблица основных параметров планет - Солнечная система
См. также: Вулканоиды и Немезида (звезда) Большая часть нашей Солнечной системы все еще неизвестна. По оценкам, гравитационное поле Солнца преобладает...
-
Эрида, Отдаленные области - Солнечная система
Эрида (68 а. е. в среднем) -- крупнейший известный объект рассеянного диска. Так как ее диаметр был оценен в 2400 км, то есть по крайней мере на 5 %...
-
Характеристика Солнца, Солнечная атмосфера - Зависимость биологической жизни на Земле от Солнца
Солнечная атмосфера Солнечная атмосфера (впрочем, как и атмосферы других космических объектов) неоднородна и состоит из нескольких слоев. Самым глубоким...
-
Внешняя Солнечная система, Планеты-гиганты, Юпитер - Солнечная система
Внешняя область Солнечной системы является домом газовых гигантов и их спутников. Орбиты многих короткопериодических комет, включая кентавров, также...
-
Количество пятен на Солнце не является постоянной величиной. В дополнению к вполне очевидным вариациям, связанным с вращением Солнца (пятна появляются в...
-
Кометы - Малые тела Солнечной системы
Кометы являются самыми эффективными небесными телами в Солнечной системе. Кометы - это своеобразные космические айсберги, состоящие из замороженных...
-
Солнечные космические лучи - Галактические космические лучи
Солнце само также является источником солнечных космических лучей (СКЛ). СКЛ - это заряженные частицы, ускоренные во вспышечных процессах на Солнце до...
-
Магнитное поле и магнитосфера - Юпитер среди планет Солнечной системы
Схема магнитного поля Юпитера Первый признак любого магнитного поля -- радиоизлучение, а также рентген. Строя модели происходящих процессов, можно судить...
-
Юпитер обладает мощными радиационными поясами5. При сближении с Юпитером "Галилео" получил дозу радиации, в 25 раз превышающую смертельную дозу для...
Солнечная корона