Звездная корона

Коронный ( латинский для «короны», в свою очередь , происходит от Древнегреческого κορώνη , korṓnē «гирлянда, венок») является ореолом плазмы , которая окружает Солнце и другие звезды . Корона Солнца простирается на миллионы километров в космическое пространство, и ее легче всего увидеть во время полного солнечного затмения , но ее также можно наблюдать с помощью коронографа . Спектроскопия измерения указывают на сильную ионизацию в короне и температуры плазмы в избытке 1 000 000 кельвин , [1] намного горячее, чем поверхность Солнца.

Во время полного солнечного затмения корона и протуберанцы Солнца видны невооруженным глазом .

Свет от короны исходит от трех основных источников из одного и того же объема пространства:

  • К-корона (K от kontinuierlich , «непрерывный» по-немецки) создается солнечным светом, рассеиваемым свободными электронами ; Доплеровское уширение отраженных фотосферных линий поглощения так сильно их расширяет, что полностью затемняет их, создавая спектральный вид континуума без линий поглощения.
  • F-корона (F для фраунгофера ) создается солнечным светом, отражающимся от частиц пыли, и наблюдаема, потому что ее свет содержит линии поглощения фраунгофера, которые видны при необработанном солнечном свете; F-корона простирается на очень большие углы удлинения от Солнца, что и называется зодиакальным светом .
  • E-корона (E для излучения) возникает из-за спектральных линий излучения, создаваемых ионами, которые присутствуют в корональной плазме; он может наблюдаться в широких, запрещенных или горячих спектральных эмиссионных линиях и является основным источником информации о составе короны. [2]

Корона, сделанная Хосе Хоакином де Феррером во время солнечного затмения 16 июня 1806 года в Киндерхуке, Нью-Йорк .

В 1724 году французско-итальянский астроном Джакомо Ф. Маральди признал, что аура, видимая во время солнечного затмения, принадлежит Солнцу , а не Луне . В 1809 году испанский астроном Хосе Хоакин де Феррер ввел термин «корона». [3] Основываясь на своих наблюдениях за солнечным затмением 1806 года в Киндерхуке (Нью-Йорк), де Феррер также предположил, что корона была частью Солнца, а не Луны. Английский астроном Норман Локьер определил первый неизвестный на Земле элемент в хромосфере Солнца, который получил название гелий . Французский астроном Жюль Йенссен , сравнив свои показания между затмениями 1871 и 1878 годов, заметил, что размер и форма короны меняются в зависимости от цикла солнечных пятен . [4] В 1930 году Бернар Лио изобрел коронограф , который позволяет наблюдать корону без полного затмения. В 1952 году американский астроном Юджин Паркер предположил, что солнечная корона может быть нагрета мириадами крошечных «нановспышек», миниатюрных яркостей, напоминающих солнечные вспышки, которые будут происходить по всей поверхности Солнца.

Исторические теории

Высокая температура солнечной короны придает ему необычные спектральные характеристики, которые заставили некоторых в 19 веке предположить, что оно содержит ранее неизвестный элемент, « короний ». Вместо этого эти спектральные особенности с тех пор объясняются сильно ионизированным железом (Fe-XIV или Fe 13+ ). Бенгт Эдлен , следуя работе Гротриана (1939), впервые идентифицировал корональные спектральные линии в 1940 г. (наблюдаемые с 1869 г.) как переходы с низколежащих метастабильных уровней основной конфигурации высокоионизированных металлов (зеленая линия Fe-XIV от Fe 13+ при 5 303 Å , но также и красная линия Fe-X от Fe 9+ при 6 374 Å ). [1]

Рисунок, демонстрирующий конфигурацию солнечного магнитного потока во время солнечного цикла

Корона Солнца намного горячее (в 150–450 раз), чем видимая поверхность Солнца: средняя температура фотосферы составляет около 5 800 Кельвинов по сравнению с 1–3 миллионами Кельвина в короне. Корона в 10-12 раз плотнее фотосферы, и поэтому производит примерно одну миллионную часть видимого света. Корона отделена от фотосферы относительно неглубокой хромосферой . Точный механизм, с помощью которого нагревается корона, все еще является предметом некоторых дискуссий, но вероятные возможности включают индукцию магнитным полем Солнца и магнитогидродинамические волны снизу. Внешние края солнечной короны постоянно уносятся из-за открытого магнитного потока и, следовательно, генерируют солнечный ветер .

Корона не всегда равномерно распределена по поверхности Солнца. В периоды затишья корона более или менее ограничена экваториальными областями, а корональные дыры покрывают полярные области. Однако в периоды активности Солнца корона равномерно распределяется по экваториальной и полярной областях, хотя она наиболее заметна в областях с солнечной активностью. Солнечный цикл охватывает примерно 11 лет, от солнечного минимума до следующего минимума. Так как магнитное поле Солнца постоянно накручивается из-за более быстрого вращения массы на экваторе Солнца ( дифференциальное вращение ), активность солнечных пятен будет более выражена в максимуме солнечной активности, где магнитное поле более закручено. С пятнами связаны корональные петли , петли магнитного потока , восходящие из недр Солнца. Магнитный поток отталкивает более горячую фотосферу , обнажая более холодную плазму внизу, тем самым создавая относительно темные солнечные пятна.

Поскольку корона была сфотографирована с высоким разрешением в рентгеновском диапазоне спектра спутником Skylab в 1973 году, а затем Йохко и другими последующими космическими приборами, было замечено, что структура короны весьма разнообразна. и сложный: различные зоны были сразу классифицированы на корональном диске. [5] [6] [7] Астрономы обычно выделяют несколько регионов [8], как описано ниже.

Активные регионы

Активные области представляют собой ансамбли петлевых структур, соединяющих точки противоположной магнитной полярности в фотосфере, так называемые корональные петли . Обычно они распределяются по двум зонам активности, параллельным солнечному экватору. Средняя температура составляет от двух до четырех миллионов кельвинов, а плотность - от 10 9 до 10 10 частиц на см 3 .

Иллюстрация с изображением солнечных протуберанцев и солнечных пятен

Активные области включают в себя все явления, непосредственно связанные с магнитным полем, которые происходят на разной высоте над поверхностью Солнца: [8] солнечные пятна и факелы возникают в фотосфере; спикулы , нити Hα и пластинки в хромосфере; выступы в хромосфере и переходной области; и вспышки и корональные выбросы массы происходит в короне и хромосфере. Если вспышки очень сильные, они также могут возмущать фотосферу и генерировать волну Мортона . Напротив, покоящиеся протуберанцы - это большие, прохладные, плотные структуры, которые наблюдаются как темные, «змееподобные» ленты Hα (выглядящие как нити) на солнечном диске. Их температура составляет около 5 000 - 8 000 К , и поэтому они, как правило , рассматривается как хромосферные особенности.

В 2013 году изображения, полученные корональным тепловизором высокого разрешения, показали невиданные ранее «магнитные косы» плазмы во внешних слоях этих активных областей. [9]

Венечные петли

TRACE 171Å корональные петли

Корональные арки являются основными структурами магнитной солнечной короны. Эти петли - двоюродные братья закрытого магнитного потока открытого магнитного потока, который может быть обнаружен в областях корональных дыр (полярных) и солнечного ветра . Петли магнитного потока уходят далеко от тела Солнца и заполняются горячей солнечной плазмой. [10] Из-за повышенной магнитной активности в этих областях корональных петель, корональные петли часто могут быть предвестниками солнечных вспышек и корональных выбросов массы (CME).

Солнечная плазма , который питает эти структуры нагреваются из - под 6 000 K до более чем 10 6  K от фотосферы, через переходную область, и в корону. Часто солнечная плазма заполняет эти петли из одной точки и стекает в другую, называемую опорными точками ( сифонный поток из-за разницы давлений [11] или асимметричный поток из-за какого-то другого движителя).

Когда плазма поднимается от точек основания к вершине петли, как всегда происходит в начальной фазе компактной вспышки, это определяется как хромосферное испарение . Когда плазма быстро охлаждается и падает в сторону фотосферы, это называется хромосферной конденсацией . Также может быть симметричный поток из обеих точек основания петли, вызывая накопление массы в петлевой конструкции. Плазма может быстро остывать в этой области (из-за тепловой нестабильности), ее темные волокна очевидны на фоне солнечного диска или выступов от края Солнца .

Корональные петли могут иметь время жизни порядка секунд (в случае вспышек), минут, часов или дней. Там, где существует баланс между источниками и стоками энергии петли, корональные петли могут существовать в течение длительных периодов времени и известны как установившиеся или покоящиеся корональные петли ( пример ).

Корональные петли очень важны для нашего понимания текущей проблемы нагрева короны . Корональные петли представляют собой сильно излучающие источники плазмы, поэтому их легко наблюдать с помощью таких инструментов, как TRACE . Объяснение проблемы нагрева короны остается, поскольку эти структуры наблюдаются удаленно, где присутствует много неоднозначностей (например, радиационные вклады вдоль LOS ). Прежде чем можно будет дать окончательный ответ, необходимы измерения на месте , но из-за высоких температур плазмы в короне измерения на месте в настоящее время невозможны. Следующая миссия NASA Parker Solar Probe будет приближаться к Солнцу очень близко, что позволит проводить более прямые наблюдения.

Корональные дуги, соединяющие области противоположной магнитной полярности (A) и униполярного магнитного поля в корональной дыре (B)

Крупномасштабные конструкции

Крупномасштабные структуры представляют собой очень длинные дуги, которые могут покрывать более четверти солнечного диска, но содержат плазму менее плотную, чем в корональных петлях активных областей.

Впервые они были обнаружены 8 июня 1968 года при наблюдении за вспышкой во время полета ракеты. [12]

Крупномасштабная структура короны изменяется в течение 11-летнего солнечного цикла и становится особенно простой в течение минимального периода, когда магнитное поле Солнца почти аналогично дипольной конфигурации (плюс квадрупольный компонент).

Взаимосвязи активных регионов

В межсоединении активных областей представляют собой дуга , соединяющая зоны противоположного магнитного поля, различные активных областей. Значительные изменения этих структур часто наблюдаются после вспышки. [13]

Некоторые другие особенности этого типа - шлемовидные стримеры - большие, похожие на шапку корональные структуры с длинными заостренными пиками, которые обычно покрывают солнечные пятна и активные области. Корональные стримеры считаются источниками медленного солнечного ветра . [13]

Полости филаментов

Изображение получено обсерваторией солнечной динамики 16 октября 2010 года. Полость с очень длинной нитью накала видна в южном полушарии Солнца.

Нитевые полости представляют собой зоны , которые выглядят темными в рентгеновских лучах и выше тех регионах , где Hα наблюдаются нити в хромосфере. Впервые они были замечены во время двух полетов ракет 1970 года, которые также обнаружили корональные дыры . [12]

Полости волокон - это более холодные облака газов (плазмы), подвешенные над поверхностью Солнца под действием магнитных сил. Области интенсивного магнитного поля на изображениях выглядят темными, поскольку в них нет горячей плазмы. Фактически, сумма магнитного давления и давления плазмы должна быть постоянной везде в гелиосфере , чтобы иметь равновесную конфигурацию: где магнитное поле выше, плазма должна быть более холодной или менее плотной. Давление плазмыможно рассчитать по уравнению состояния идеального газа:, где - плотность числа частиц ,постоянная Больцмана итемпература плазмы. Из уравнения видно, что давление плазмы понижается, когда температура плазмы понижается по отношению к окружающим областям или когда зона интенсивного магнитного поля опустошается. Тот же физический эффект делает солнечные пятна в фотосфере кажущимися темными .

Яркие точки

Яркие точки - это небольшие активные области на солнечном диске. Яркие рентгеновские точки были впервые обнаружены 8 апреля 1969 года во время полета ракеты. [12]

Доля солнечной поверхности, покрытая яркими точками, меняется в зависимости от солнечного цикла . Они связаны с небольшими биполярными областями магнитного поля. Их средняя температура колеблется от ( 1,1 E6 K ) до ( 3,4 E6 K ). Изменения температуры часто коррелируют с изменениями рентгеновского излучения. [14]

Корональные дыры

Корональные дыры - это полярные области, которые в рентгеновских лучах выглядят темными, поскольку не излучают много излучения. [15] Это широкие зоны Солнца, где магнитное поле является униполярным и открывается в сторону межпланетного пространства. Высокоскоростной солнечный ветер исходит в основном из этих регионов.

На УФ-изображениях корональных дыр часто видны небольшие структуры, похожие на удлиненные пузыри, поскольку они были подвешены в солнечном ветре. Это корональные плюмы . Точнее, это длинные тонкие ленты, которые выступают наружу от северного и южного полюсов Солнца. [16]

Тихое Солнце

Области Солнца, которые не являются частью активных областей и корональных дыр, обычно называют спокойным Солнцем .

Экваториальная область имеет более высокую скорость вращения, чем полярные зоны. Результатом дифференциального вращения Солнца является то, что активные области всегда возникают в двух полосах, параллельных экватору, и их протяженность увеличивается в периоды максимума солнечного цикла , в то время как они почти исчезают во время каждого минимума. Следовательно, спокойное Солнце всегда совпадает с экваториальной зоной и его поверхность менее активна во время максимума солнечного цикла. Приближаясь к минимуму солнечного цикла (также называемого циклом бабочки), протяженность спокойного Солнца увеличивается до тех пор, пока оно не покроет всю поверхность диска, за исключением некоторых ярких точек на полушарии и полюсах, где есть корональные дыры.

Портрет, столь же разнообразный, как тот, который уже отмечен для корональных особенностей, подчеркивается анализом динамики основных структур короны, которые развиваются в разное время. Изучить сложность корональной изменчивости непросто, потому что время эволюции различных структур может значительно различаться: от секунд до нескольких месяцев. Типичные размеры областей, в которых происходят корональные события, варьируются таким же образом, как это показано в следующей таблице.

Корональное событиеТипичная шкала времениТипичная шкала длины (мм)
Вспышка активной областиОт 10 до 10 000 секунд10–100
Рентгеновская яркая точкаминут1–10
Переходный процесс в крупномасштабных конструкцияхот минут до часов~ 100
Переходный процесс в соединительных дугахот минут до часов~ 100
Тихое Солнцеот часов до месяцев100– 1 000
Корональная дыранесколько оборотов100– 1 000

Вспышки

31 августа 2012 года длинная нить из солнечного материала, которая парила во внешней атмосфере Солнца, короне, взорвалась в 16:36 EDT.

Вспышки происходят в активных областях и характеризуются внезапным увеличением потока излучения, испускаемого небольшими участками короны. Это очень сложные явления, видимые на разных длинах волн; они включают несколько зон солнечной атмосферы и множество физических эффектов, тепловых и нетепловых, а иногда и широкие пересоединения силовых линий магнитного поля с выбросом материала.

Вспышки - это импульсивные явления, средняя продолжительность которых составляет 15 минут, а наиболее энергичные события могут длиться несколько часов. Факелы вызывают резкое и быстрое увеличение плотности и температуры.

Излучение в белом свете наблюдается редко: обычно вспышки видны только в крайних длинах волн ультрафиолетового излучения и в рентгеновских лучах, типичных для хромосферного и коронального излучения.

В короне морфология вспышек описывается наблюдениями в УФ, мягком и жестком рентгеновских лучах, а также в длинах волн Ha и является очень сложной. Однако можно выделить два типа базовых структур: [17]

  • Компактные вспышки , когда каждая из двух арок, на которых происходит событие, сохраняет свою морфологию: наблюдается только увеличение эмиссии без значительных структурных изменений. Излучаемая энергия порядка 10 22  - 10 23 Дж.
  • Вспышки большой продолжительности , связанные с извержениями протуберанцев , переходными процессами в белом свете и двухленточными вспышками : [18] в этом случае магнитные петли меняют свою конфигурацию во время события. Энергия, излучаемая во время этих вспышек, настолько велика, что может достигать 10 25 Дж.
Нить, вспыхивающая во время солнечной вспышки, наблюдается в диапазоне длин волн EUV ( TRACE )

Что касается временной динамики, обычно выделяют три разные фазы, продолжительность которых несопоставима. Продолжительность этих периодов зависит от диапазона длин волн, используемых для наблюдения за событием:

  • Начальная импульсная фаза , продолжительность которой составляет порядка минут, сильные выбросы энергии часто наблюдаются даже в микроволнах, длинах волн EUV и на частотах жесткого рентгеновского излучения.
  • Максимальная фаза
  • Фаза распада , которая может длиться несколько часов.

Иногда также может наблюдаться фаза, предшествующая вспышке, обычно называемая «предвспышечной» фазой.

Переходные процессы

Сопровождая солнечные вспышки или большие солнечные протуберанцы , иногда возникают "корональные переходные процессы" (также называемые корональными выбросами массы ). Это огромные петли из коронального материала, которые движутся от Солнца со скоростью более миллиона километров в час и содержат примерно в 10 раз больше энергии солнечной вспышки или протуберанца, который их сопровождает. Некоторые более крупные выбросы могут выбросить в космос сотни миллионов тонн материала со скоростью примерно 1,5 миллиона километров в час.

Корональные звезды встречаются повсеместно среди звезд холодной половины диаграммы Герцшпрунга – Рассела . [19] Эти короны можно обнаружить с помощью рентгеновских телескопов . Некоторые звездные короны, особенно у молодых звезд, намного ярче, чем короны Солнца. Например, FK Comae Berenices является прототипом класса переменных звезд FK Com . Это гиганты спектральных классов G и K с необычно быстрым вращением и признаками экстремальной активности. Их рентгеновские короны являются одними из самых ярких ( L x ≥ 10 32 эрг · с -1 или 10 25 Вт) и самых горячих из известных с преобладающими температурами до 40 МК. [19]

Астрономические наблюдения, запланированные в обсерватории Эйнштейна Джузеппе Вайана и его группой [20], показали, что F-, G-, K- и M-звезды имеют хромосферы и часто короны, очень похожие на наше Солнце. В OB звезды , которые не имеют поверхностной конвекционные зоны, имеют сильное излучение рентгеновских лучей. Однако у этих звезд нет короны, но внешние звездные оболочки испускают это излучение во время толчков из-за тепловой нестабильности в быстро движущихся газовых сгустках. Также у А-звезд нет зон конвекции, но они не излучают в УФ и рентгеновских длинах волн. Таким образом, у них нет ни хромосфер, ни корон.

Это изображение, сделанное Хиноде 12 января 2007 года, показывает нитевидную природу короны.

Вещество во внешней части солнечной атмосферы находится в состоянии плазмы , с очень высокой температурой (несколько миллионов кельвинов) и очень низкой плотностью (порядка 10 15 частиц / м 3 ). Согласно определению плазмы, это квазинейтральный ансамбль частиц, который демонстрирует коллективное поведение.

Состав аналогичен внутреннему пространству Солнца, в основном водород, но с гораздо большей ионизацией, чем в фотосфере. Более тяжелые металлы, такие как железо, частично ионизируются и теряют большую часть внешних электронов. Состояние ионизации химического элемента строго зависит от температуры и регулируется уравнением Саха в самой низкой атмосфере, но столкновительным равновесием в оптически тонкой короне. Исторически сложилось так, что наличие спектральных линий, испускаемых из высокоионизированных состояний железа, позволило определить высокую температуру корональной плазмы, обнаружив, что корона намного горячее, чем внутренние слои хромосферы.

Корона ведет себя как газ, который очень горячий, но в то же время очень легкий: давление в короне обычно составляет всего от 0,1 до 0,6 Па в активных областях, в то время как на Земле атмосферное давление составляет около 100 кПа, что примерно в миллион раз больше. выше, чем на солнечной поверхности. Однако это не совсем газ, потому что он состоит из заряженных частиц, в основном протонов и электронов, движущихся с разными скоростями. Если предположить, что в среднем они имеют одинаковую кинетическую энергию (для теоремы о равнораспределении ), электроны имеют массу примерно в 1 800 раз меньше, чем протоны, поэтому они приобретают большую скорость. Ионы металлов всегда медленнее. Этот факт имеет соответствующие физические последствия либо для радиационных процессов (которые сильно отличаются от фотосферных радиационных процессов), либо для теплопроводности. Кроме того, наличие электрических зарядов вызывает образование электрических токов и сильных магнитных полей. Магнитогидродинамические волны (МГД-волны) также могут распространяться в этой плазме [21], даже если до сих пор не ясно, как они могут передаваться или генерироваться в короне.

Радиация

Корона испускает излучение в основном в рентгеновских лучах, наблюдаемых только из космоса.

Плазма прозрачна для собственного излучения и для излучения снизу, поэтому мы говорим, что она оптически тонкая . Фактически, газ очень разрежен, и длина свободного пробега фотонов намного превосходит все другие масштабы длины, включая типичные размеры корональных деталей.

В излучении происходят различные процессы излучения из-за парных столкновений между частицами плазмы, в то время как взаимодействия с фотонами идут снизу; очень редки. Поскольку излучение происходит из-за столкновений между ионами и электронами, энергия, излучаемая из единицы объема в единицу времени, пропорциональна квадрату числа частиц в единице объема, или, точнее, произведению плотности электронов и плотности протонов. . [22]

Теплопроводность

Мозаика из изображений в крайнем ультрафиолете, сделанных STEREO 4 декабря 2006 года. Эти изображения в искусственных цветах показывают атмосферу Солнца при различных температурах. По часовой стрелке от верхнего левого угла: 1 миллион градусов C (171 Å - синий), 1,5 миллиона ° C ( 195 Å - зеленый ), 60 000 - 80 000 ° C (304 Å - красный) и 2,5 миллиона ° C (286 Å - желтый).
СТЕРЕО  - Первые изображения в виде медленной анимации

В короне теплопроводность происходит от внешней более горячей атмосферы к внутренним более холодным слоям. За процесс диффузии тепла отвечают электроны, которые намного легче ионов и движутся быстрее, как объяснялось выше.

При наличии магнитного поля теплопроводность плазмы увеличивается в направлении, параллельном силовым линиям, а не в перпендикулярном направлении. [23] Заряженная частица, движущаяся в направлении, перпендикулярном силовой линии магнитного поля, подвергается действию силы Лоренца, которая перпендикулярна плоскости, зависящей от скорости и магнитного поля. Эта сила искривляет путь частицы. В общем, поскольку частицы также имеют компонент скорости вдоль силовой линии магнитного поля, сила Лоренца заставляет их изгибаться и двигаться по спирали вокруг силовых линий на циклотронной частоте.

Если столкновения между частицами очень часты, они разлетаются во все стороны. Это происходит в фотосфере, где плазма несет в себе магнитное поле. В короне же, напротив, длина свободного пробега электронов составляет порядка километров и даже больше, поэтому каждый электрон может совершать геликоидальное движение задолго до того, как рассеется после столкновения. Следовательно, теплопередача усиливается вдоль силовых линий магнитного поля и замедляется в перпендикулярном направлении.

В направлении, продольном магнитному полю, теплопроводность короны равна [23]

где - постоянная Больцмана , это температура в кельвинах, - масса электрона, - электрический заряд электрона,

кулоновский логарифм, а

- дебаевская длина плазмы с плотностью частиц. Кулоновский логарифмсоставляет примерно 20 в короне, со средней температурой 1 мк и плотностью 10 15 частиц / м 3 , и около 10 в хромосфере, где температура составляет примерно 10 кК, а плотность составляет порядка 10 18 частиц. / м 3 , и на практике ее можно считать постоянной.

Отсюда, если обозначить тепло для единицы объема, выраженное в Дж · м -3 , уравнение теплопередачи Фурье, должно быть вычислено только вдоль направления линии поля становится

.

Численные расчеты показали, что теплопроводность короны сравнима с теплопроводностью меди.

Корональная сейсмология

Корональная сейсмология - это новый способ изучения плазмы солнечной короны с использованием магнитогидродинамических (МГД) волн. Магнитогидродинамики изучает динамику из электропроводных жидкостей -в этом случае жидкость корональной плазмы. Философски, корональной сейсмологии похож на земной сейсмологии , Солнца гелиосейсмологии и МГД - спектроскопии лабораторных плазменных устройств. Во всех этих подходах для зондирования среды используются различные виды волн. Возможности корональной сейсмологии в оценке коронального магнитного поля, высоты шкалы плотности , тонкой структуры и нагрева были продемонстрированы различными исследовательскими группами.

Проблема коронарного нагрева

Нерешенная проблема в физике :

Почему корона Солнца намного горячее, чем поверхность Солнца?

(больше нерешенных задач по физике)
"> Воспроизвести медиа
Новый метод визуализации может дать ключ к разгадке проблемы нагревания коронковой зоны.

Проблема нагрева короны в физике Солнца связана с вопросом, почему температура короны Солнца на миллионы кельвинов выше, чем температура поверхности. Было предложено несколько теорий для объяснения этого явления, но все еще сложно определить, какая из них верна. [24] Проблема впервые возникла, когда Бенгт Эдлен и Вальтер Гротриан идентифицировали линии Fe IX и Ca XIV в солнечном спектре. [25] Это привело к открытию, что эмиссионные линии, наблюдаемые во время солнечных затмений, вызваны не неизвестным элементом под названием « короний », а известными элементами на очень высоких стадиях ионизации. [24] Сравнение короны и фотосферных температуры 6 000 K , приводит к вопросу о том , как 200 раз сильнее корональной температуру можно поддерживать. [25] Проблема в первую очередь связана с тем, как энергия переносится вверх в корону, а затем преобразуется в тепло в пределах нескольких солнечных радиусов. [26]

The high temperatures require energy to be carried from the solar interior to the corona by non-thermal processes, because the second law of thermodynamics prevents heat from flowing directly from the solar photosphere (surface), which is at about 5800K, to the much hotter corona at about 1 to 3 MK (parts of the corona can even reach 10MK).

Between the photosphere and the corona, the thin region through which the temperature increases is known as the transition region. It ranges from only tens to hundreds of kilometers thick. Energy cannot be transferred from the cooler photosphere to the corona by conventional heat transfer as this would violate the second law of thermodynamics. An analogy of this would be a light bulb raising the temperature of the air surrounding it to something greater than its glass surface. Hence, some other manner of energy transfer must be involved in the heating of the corona.

The amount of power required to heat the solar corona can easily be calculated as the difference between coronal radiative losses and heating by thermal conduction toward the chromosphere through the transition region. It is about 1 kilowatt for every square meter of surface area on the Sun's chromosphere, or 1/40000 of the amount of light energy that escapes the Sun.

Many coronal heating theories have been proposed,[27] but two theories have remained as the most likely candidates: wave heating and magnetic reconnection (or nanoflares).[28] Through most of the past 50 years, neither theory has been able to account for the extreme coronal temperatures.

In 2012, high resolution (<0.2″) soft X-ray imaging with the High Resolution Coronal Imager aboard a sounding rocket revealed tightly wound braids in the corona. It is hypothesized that the reconnection and unravelling of braids can act as primary sources of heating of the active solar corona to temperatures of up to 4 million kelvin. The main heat source in the quiescent corona (about 1.5 million kelvin) is assumed to originate from MHD waves.[29]

The NASA mission Parker Solar Probe is intended to approach the Sun to a distance of approximately 9.5 solar radii to investigate coronal heating and the origin of the solar wind. It was successfully launched on August 12, 2018[30] and has completed the first few of the more than 20 planned close approaches to the Sun.[31]

Competing heating mechanisms
Heating Models
Hydrodynamic Magnetic
  • No magnetic field
  • Slow rotating stars
DC (reconnection) AC (waves)
  • B-field stresses
  • Reconnection events
  • Flares-nanoflares
  • Uniform heating rates
  • Photospheric foot point shuffling
  • MHD wave propagation
  • High Alfvén wave flux
  • Non-uniform heating rates
Competing theories

Wave heating theory

The wave heating theory, proposed in 1949 by Évry Schatzman, proposes that waves carry energy from the solar interior to the solar chromosphere and corona. The Sun is made of plasma rather than ordinary gas, so it supports several types of waves analogous to sound waves in air. The most important types of wave are magneto-acoustic waves and Alfvén waves.[32] Magneto-acoustic waves are sound waves that have been modified by the presence of a magnetic field, and Alfvén waves are similar to ultra low frequency radio waves that have been modified by interaction with matter in the plasma. Both types of waves can be launched by the turbulence of granulation and super granulation at the solar photosphere, and both types of waves can carry energy for some distance through the solar atmosphere before turning into shock waves that dissipate their energy as heat.

One problem with wave heating is delivery of the heat to the appropriate place. Magneto-acoustic waves cannot carry sufficient energy upward through the chromosphere to the corona, both because of the low pressure present in the chromosphere and because they tend to be reflected back to the photosphere. Alfvén waves can carry enough energy, but do not dissipate that energy rapidly enough once they enter the corona. Waves in plasmas are notoriously difficult to understand and describe analytically, but computer simulations, carried out by Thomas Bogdan and colleagues in 2003, seem to show that Alfvén waves can transmute into other wave modes at the base of the corona, providing a pathway that can carry large amounts of energy from the photosphere through the chromosphere and transition region and finally into the corona where it dissipates it as heat.

Another problem with wave heating has been the complete absence, until the late 1990s, of any direct evidence of waves propagating through the solar corona. The first direct observation of waves propagating into and through the solar corona was made in 1997 with the Solar and Heliospheric Observatory space-borne solar observatory, the first platform capable of observing the Sun in the extreme ultraviolet (EUV) for long periods of time with stable photometry. Those were magneto-acoustic waves with a frequency of about 1 millihertz (mHz, corresponding to a 1000second wave period), that carry only about 10% of the energy required to heat the corona. Many observations exist of localized wave phenomena, such as Alfvén waves launched by solar flares, but those events are transient and cannot explain the uniform coronal heat.

It is not yet known exactly how much wave energy is available to heat the corona. Results published in 2004 using data from the TRACE spacecraft seem to indicate that there are waves in the solar atmosphere at frequencies as high as 100mHz (10 second period). Measurements of the temperature of different ions in the solar wind with the UVCS instrument aboard SOHO give strong indirect evidence that there are waves at frequencies as high as 200Hz, well into the range of human hearing. These waves are very difficult to detect under normal circumstances, but evidence collected during solar eclipses by teams from Williams College suggest the presences of such waves in the 1–10Hz range.

Recently, Alfvénic motions have been found in the lower solar atmosphere[33][34] and also in the quiet Sun, in coronal holes and in active regions using observations with AIA on board the Solar Dynamics Observatory.[35] These Alfvénic oscillations have significant power, and seem to be connected to the chromospheric Alfvénic oscillations previously reported with the Hinode spacecraft.[36]

Solar wind observations with the Wind spacecraft have recently shown evidence to support theories of Alfvén-cyclotron dissipation, leading to local ion heating.[37]

Magnetic reconnection theory

Arcing active region by Solar Dynamics Observatory

The magnetic reconnection theory relies on the solar magnetic field to induce electric currents in the solar corona.[38] The currents then collapse suddenly, releasing energy as heat and wave energy in the corona. This process is called "reconnection" because of the peculiar way that magnetic fields behave in plasma (or any electrically conductive fluid such as mercury or seawater). In a plasma, magnetic field lines are normally tied to individual pieces of matter, so that the topology of the magnetic field remains the same: if a particular north and south magnetic pole are connected by a single field line, then even if the plasma is stirred or if the magnets are moved around, that field line will continue to connect those particular poles. The connection is maintained by electric currents that are induced in the plasma. Under certain conditions, the electric currents can collapse, allowing the magnetic field to "reconnect" to other magnetic poles and release heat and wave energy in the process.

Magnetic reconnection is hypothesized to be the mechanism behind solar flares, the largest explosions in the Solar System. Furthermore, the surface of the Sun is covered with millions of small magnetized regions 50–1000km across. These small magnetic poles are buffeted and churned by the constant granulation. The magnetic field in the solar corona must undergo nearly constant reconnection to match the motion of this "magnetic carpet", so the energy released by the reconnection is a natural candidate for the coronal heat, perhaps as a series of "microflares" that individually provide very little energy but together account for the required energy.

The idea that nanoflares might heat the corona was proposed by Eugene Parker in the 1980s but is still controversial. In particular, ultraviolet telescopes such as TRACE and SOHO/EIT can observe individual micro-flares as small brightenings in extreme ultraviolet light,[39] but there seem to be too few of these small events to account for the energy released into the corona. The additional energy not accounted for could be made up by wave energy, or by gradual magnetic reconnection that releases energy more smoothly than micro-flares and therefore doesn't appear well in the TRACE data. Variations on the micro-flare hypothesis use other mechanisms to stress the magnetic field or to release the energy, and are a subject of active research in 2005.

Spicules (type II)

For decades, researchers believed spicules could send heat into the corona. However, following observational research in the 1980s, it was found that spicule plasma did not reach coronal temperatures, and so the theory was discounted.

As per studies performed in 2010 at the National Center for Atmospheric Research in Colorado, in collaboration with the Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL) and the Institute of Theoretical Astrophysics of the University of Oslo, a new class of spicules (TYPE II) discovered in 2007, which travel faster (up to 100 km/s) and have shorter lifespans, can account for the problem.[40] These jets insert heated plasma into the Sun's outer atmosphere.

Thus, a much greater understanding of the Corona and improvement in the knowledge of the Sun's subtle influence on the Earth's upper atmosphere can be expected henceforth. The Atmospheric Imaging Assembly on NASA's recently launched Solar Dynamics Observatory and NASA's Focal Plane Package for the Solar Optical Telescope on the Japanese Hinode satellite which was used to test this hypothesis. The high spatial and temporal resolutions of the newer instruments reveal this coronal mass supply.

These observations reveal a one-to-one connection between plasma that is heated to millions of degrees and the spicules that insert this plasma into the corona.[41]

  • Advanced Composition Explorer
  • Geocorona
  • Coronal mass ejection
  • Solar transition region
  • Supra-arcade downflows
  • X-ray astronomy

  1. ^ a b Aschwanden, Markus J. (2005). Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions. Chichester, UK: Praxis Publishing. ISBN 978-3-540-22321-4.
  2. ^ Corfield, Richard (2007). Lives of the Planets. Basic Books. ISBN 978-0-465-01403-3.
  3. ^ de Ferrer, José Joaquín (1809). "Observations of the eclipse of the sun June 16th 1806 made at Kinderhook in the State of New York". Transactions of the American Philosophical Society. 6: 264–275. doi:10.2307/1004801. JSTOR 1004801.
  4. ^ Espenak, Fred. "Chronology of Discoveries about the Sun". Mr. Eclipse. Archived from the original on 19 October 2020. Retrieved 6 November 2020.
  5. ^ Vaiana, G. S.; Krieger, A. S.; Timothy, A. F. (1973). "Identification and analysis of structures in the corona from X-ray photography". Solar Physics. 32 (1): 81–116. Bibcode:1973SoPh...32...81V. doi:10.1007/BF00152731. S2CID 121940724.
  6. ^ Vaiana, G.S.; Tucker, W.H. (1974). R. Giacconi; H. Gunsky (eds.). "Solar X-Ray Emission in "X-Ray Astronomy"": 169. Cite journal requires |journal= (help)
  7. ^ Vaiana, G S; Rosner, R (1978). "Recent advances in Coronae Physics". Annu. Rev. Astron. Astrophys. 16: 393–428. Bibcode:1978ARA&A..16..393V. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.002141.
  8. ^ a b Gibson, E. G. (1973). The Quiet Sun. National Aeronautics and Space Administration, Washington, D.C.
  9. ^ "How NASA Revealed Sun's Hottest Secret in 5-Minute Spaceflight". Archived from the original on 2013-01-24.
  10. ^ Katsukawa, Yukio; Tsuneta, Saku (2005). "Magnetic Properties at Footpoints of Hot and Cool Loops". The Astrophysical Journal. 621 (1): 498–511. Bibcode:2005ApJ...621..498K. doi:10.1086/427488.
  11. ^ Betta, Rita; Orlando, Salvatore; Peres, Giovanni; Serio, Salvatore (1999). "On the Stability of Siphon Flows in Coronal Loops". Space Science Reviews. 87: 133–136. Bibcode:1999SSRv...87..133B. doi:10.1023/A:1005182503751. S2CID 117127214.
  12. ^ a b c Giacconi, Riccardo (1992). J. F. Linsky and S.Serio (ed.). G.S. Vaiana memorial lecture in Proceedinds of Physics of Solar and Stellar Coronae: G.S. Vaiana Memorial Symposium. Kluwer Academic Publishers-Printed in the Netherlands. pp. 3–19. ISBN 978-0-7923-2346-4.
  13. ^ a b Ofman, Leon (2000). "Source regions of the slow solar wind in coronal streamers". Geophysical Research Letters. 27 (18): 2885–2888. Bibcode:2000GeoRL..27.2885O. doi:10.1029/2000GL000097.
  14. ^ Kariyappa, R.; Deluca, E. E.; Saar, S. H.; Golub, L.; Damé, L.; Pevtsov, A. A.; Varghese, B. A. (2011). "Temperature variability in X-ray bright points observed with Hinode/XRT". Astronomy & Astrophysics. 526: A78. Bibcode:2011A&A...526A..78K. doi:10.1051/0004-6361/201014878.
  15. ^ Ito, Hiroaki; Tsuneta, Saku; Shiota, Daikou; Tokumaru, Munetoshi; Fujiki, Ken'Ichi (2010). "Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun?". The Astrophysical Journal. 719 (1): 131–142. arXiv:1005.3667. Bibcode:2010ApJ...719..131I. doi:10.1088/0004-637X/719/1/131. S2CID 118504417.
  16. ^ Del Zanna, G.; Bromage, B. J. I.; Mason, H. E. (2003). "Spectroscopic characteristics of polar plumes". Astronomy & Astrophysics. 398 (2): 743–761. Bibcode:2003A&A...398..743D. doi:10.1051/0004-6361:20021628.
  17. ^ Pallavicini, R.; Serio, S.; Vaiana, G. S. (1977). "A survey of soft X-ray limb flare images – The relation between their structure in the corona and other physical parameters". The Astrophysical Journal. 216: 108. Bibcode:1977ApJ...216..108P. doi:10.1086/155452.
  18. ^ Golub, L.; Herant, M.; Kalata, K.; Lovas, I.; Nystrom, G.; Pardo, F.; Spiller, E.; Wilczynski, J. (1990). "Sub-arcsecond observations of the solar X-ray corona". Nature. 344 (6269): 842–844. Bibcode:1990Natur.344..842G. doi:10.1038/344842a0. S2CID 4346856.
  19. ^ a b Güdel M (2004). "X-ray astronomy of stellar coronae" (PDF). The Astronomy and Astrophysics Review. 12 (2–3): 71–237. arXiv:astro-ph/0406661. Bibcode:2004A&ARv..12...71G. doi:10.1007/s00159-004-0023-2. S2CID 119509015. Archived from the original (PDF) on 2011-08-11.
  20. ^ Vaiana, G.S.; et al. (1981). "Results from an extensive Einstein stellar survey". The Astrophysical Journal. 245: 163. Bibcode:1981ApJ...245..163V. doi:10.1086/158797.
  21. ^ Jeffrey, Alan (1969). Magneto-hydrodynamics. UNIVERSITY MATHEMATICAL TEXTS.
  22. ^ Mewe, R. (1991). "X-ray spectroscopy of stellar coronae". The Astronomy and Astrophysics Review. 3 (2): 127. Bibcode:1991A&ARv...3..127M. doi:10.1007/BF00873539. S2CID 55255606.
  23. ^ a b Spitzer, L. (1962). Physics of fully ionized gas. Interscience tracts of physics and astronomy.
  24. ^ a b "2004ESASP.575....2K Page 2". adsbit.harvard.edu. Retrieved 2019-02-28.
  25. ^ a b Aschwanden, Markus (2006). Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions. Berlin: Springer Science & Business Media. pp. 355. ISBN 978-3540307655.
  26. ^ Falgarone, Edith; Passot, Thierry (2003). Turbulence and Magnetic Fields in Astrophysics. Berlin: Springer Science & Business Media. pp. 28. ISBN 978-3540002741.
  27. ^ Ulmshneider, Peter (1997). J.C. Vial; K. Bocchialini; P. Boumier (eds.). Heating of Chromospheres and Coronae in Space Solar Physics, Proceedings, Orsay, France. Springer. pp. 77–106. ISBN 978-3-540-64307-4.
  28. ^ Malara, F.; Velli, M. (2001). Pål Brekke; Bernhard Fleck; Joseph B. Gurman (eds.). Observations and Models of Coronal Heating in Recent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere: Highlights from SOHO and Other Space Missions, Proceedings of IAU Symposium 203. Astronomical Society of the Pacific. pp. 456–466. ISBN 978-1-58381-069-9.
  29. ^ Cirtain, J. W.; Golub, L.; Winebarger, A. R.; De Pontieu, B.; Kobayashi, K.; Moore, R. L.; Walsh, R. W.; Korreck, K. E.; Weber, M.; McCauley, P.; Title, A.; Kuzin, S.; Deforest, C. E. (2013). "Energy release in the solar corona from spatially resolved magnetic braids". Nature. 493 (7433): 501–503. Bibcode:2013Natur.493..501C. doi:10.1038/nature11772. PMID 23344359. S2CID 205232074.
  30. ^ http://parkersolarprobe.jhuapl.edu/The-Mission/index.php#Journey-to-the-Sun Archived 2017-08-22 at the Wayback Machine
  31. ^ "Parker Solar Probe Completes Third Close Approach of the Sun". blogs.nasa.gov. Retrieved 2019-12-06.
  32. ^ Alfvén, Hannes (1947). "Magneto hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". MNRAS. 107 (2): 211–219. Bibcode:1947MNRAS.107..211A. doi:10.1093/mnras/107.2.211.
  33. ^ "Alfven Waves – Our Sun Is Doing The Magnetic Twist". read on Jan 6 2011. Archived from the original on 2011-07-23.
  34. ^ Jess, DB; Mathioudakis, M; Erdélyi, R; Crockett, PJ; Keenan, FP; Christian, DJ (2009). "Alfvén Waves in the Lower Solar Atmosphere". Science. 323 (5921): 1582–1585. arXiv:0903.3546. Bibcode:2009Sci...323.1582J. doi:10.1126/science.1168680. hdl:10211.3/172550. PMID 19299614. S2CID 14522616.
  35. ^ McIntosh, S. W.; de Pontieu, B.; Carlsson, M.; Hansteen, V. H.; The Sdo; Aia Mission Team (2010). "Ubiquitous Alfvenic Motions in Quiet Sun, Coronal Hole and Active Region Corona". American Geophysical Union, Fall Meeting. abstract #SH14A-01: SH14A–01. Bibcode:2010AGUFMSH14A..01M.
  36. ^ "Sun's Magnetic Secret Revealed". read on Jan 6 2011. Archived from the original on 2010-12-24.
  37. ^ Kasper, J.C.; et al. (December 2008). "Hot Solar-Wind Helium: Direct Evidence for Local Heating by Alfven-Cyclotron Dissipation". Phys. Rev. Lett. 101 (26): 261103. Bibcode:2008PhRvL.101z1103K. doi:10.1103/PhysRevLett.101.261103. PMID 19113766.
  38. ^ Priest, Eric (1982). Solar Magneto-hydrodynamics. D.Reidel Publishing Company, Dordrecht, Holland. ISBN 978-90-277-1833-4.
  39. ^ Patsourakos, S.; Vial, J.-C. (2002). "Intermittent behavior in the transition region and the low corona of the quiet Sun". Astronomy and Astrophysics. 385 (3): 1073–1077. Bibcode:2002A&A...385.1073P. doi:10.1051/0004-6361:20020151.
  40. ^ "Mystery of Sun's hot outer atmosphere 'solved' – Rediff.com News". Rediff.com. 2011-01-07. Archived from the original on 2012-04-15. Retrieved 2012-05-21.
  41. ^ De Pontieu, B; McIntosh, SW; Carlsson, M; Hansteen, VH; Tarbell, TD; Boerner, P; Martinez-Sykora, J; Schrijver, CJ; Title, AM (2011). "The Origins of Hot Plasma in the Solar Corona". Science. 331 (6013): 55–58. Bibcode:2011Sci...331...55D. doi:10.1126/science.1197738. PMID 21212351. S2CID 42068767.

  • Thorsten Dambeck: Seething Cauldron in the Suns's Furnace, MaxPlanckResearch, 2/2008, p. 28–33
  • B. N. Dwivedi and A. K. Srivastava Coronal heating by Alfvén waves CURRENT 296 SCIENCE, VOL. 98, NO. 3, 10 FEBRUARY 2010, pp. 295–296

  • NASA description of the solar corona
  • Coronal heating problem at Innovation Reports
  • NASA/GSFC description of the coronal heating problem
  • FAQ about coronal heating
  • Solar and Heliospheric Observatory, including near-real-time images of the solar corona
  • Coronal x-ray images from the Hinode XRT
  • nasa.gov Astronomy Picture of the Day July 26, 2009 – a combination of thirty-three photographs of the Sun's corona that were digitally processed to highlight faint features of a total eclipse that occurred in March 2006
  • Animated explanation of the core of the Sun (University of South Wales)
  • Alfvén waves may heat the Sun's corona
  • Solar Interface Region – Bart de Pontieu (SETI Talks) Video