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.

сравнение интенсивности излучения различных компонентов

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.

спектр солнца, полученный 28 ноября 1970 г

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.

фотография солнечной короны, полученная

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

фотографии солнца, полученные 20 мая 1966 г. с ракеты

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. .

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)

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

Предыдущая | Следующая