Звездная корона

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

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.

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

• К-корона (K от kontinuierlich , «непрерывный» на немецком языке) создается солнечным светом, рассеиваемым свободными электронами ; Доплеровское уширение отраженных фотосферных линий поглощения раздвигает их настолько сильно, 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 в прямом 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 или запрещенных или горячих спектральных линиях излучения и является основным источником информации о составе короны. ^[2]

История [ править ]

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 ЙенссенПосле сравнения его показаний между затмениями 1871 и 1878 годов он отметил, 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 «нано-вспышек», миниатюрных яркостей, напоминающих солнечные вспышки, которые будут происходить по всей поверхности Солнца.

Исторические теории [ править ]

Высокая температура короны Солнца придает ей необычные спектральные характеристики, которые заставили некоторых в 19 веке предположить, что она содержит ранее неизвестный элемент, « короний ». Вместо этого эти спектральные особенности с тех пор были объяснены высокоионизированным 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 Fe⁹⁺ при 6 374 Å ). ^[1]

Физические особенности [ править ]

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 короны. 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 наиболее заметна в областях с солнечной активностью. Солнечный цикл охватывает примерно 11 лет, от солнечного минимума до следующего минимума. Так как солнечное магнитное поле постоянно возбуждается из-за более быстрого вращения массы на экваторе Солнца ( дифференциальное вращение ), активность солнечных пятен будет более выражена насолнечный максимум, 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, 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 [ править ]

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 .

Активные области включают все явления, непосредственно связанные с магнитным полем, которые происходят на разной высоте над поверхностью Солнца: ^[8] солнечные пятна и факелы возникают в фотосфере; спикулы , Hα нити и флоккулы в хромосфере; протуберанцы 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, неподвижные протуберанцы - это большие, прохладные, плотные структуры, которые наблюдаются как темные, «змеиные» 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]

Корональные петли [ править ]

Корональные арки являются основными структурами магнитной солнечной короны. Эти петли - двоюродные братья закрытого магнитного потока открытого магнитного потока, которые могут быть обнаружены в областях корональных дыр (полярных) и солнечного ветра . Петли магнитного потока отходят 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 во время начальной фазы компактной вспышки, это определяется как хромосферное испарение . Когда плазма быстро остывает и падает в сторону фотосферы, это называется хромосферной конденсацией . Также может быть симметричный поток из обеих точек основания петли, вызывающий 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 в источниках и стоках 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 . Остается объяснение проблемы нагрева короны, поскольку эти структуры наблюдаются удаленно, где присутствует много неоднозначностей (например, вклады излучения вдоль LOS ). Для получения окончательного ответа требуются измерения на месте , но из-за высоких температур плазмы в короне измерения на месте в настоящее время невозможны. Очередная миссия NASA Parker Solar Probe будет приближаться к Солнцу очень близко, что позволит проводить более прямые наблюдения.

Крупномасштабные сооружения [ править ]

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 похоже на дипольную конфигурацию (плюс квадрупольный компонент).

Взаимосвязи активных регионов [ править ]

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 - шлемовые 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 накала [ править ]

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 полета двух ракет 1970 года, которые также обнаружили корональные дыры . ^[12]

Полости волокон представляют собой более холодные облака газов (плазмы), подвешенные над поверхностью Солнца под действием магнитных сил. Области сильного магнитного поля на изображениях выглядят темными, поскольку в них нет горячей плазмы. Фактически, сумма магнитного давления и давления плазмы должна быть постоянной повсюду в гелиосфере , чтобы иметь равновесную конфигурацию: где магнитное поле выше, плазма должна быть более холодной или менее плотной. Давление плазмы может быть вычислено с помощью уравнения состояния идеального газа: , где есть плотность числа частиц , постоянная Больцмана и${\ displaystyle p}$${\ displaystyle p = nk_ {B} T}$${\ displaystyle n}$${\ displaystyle k_ {B}}$${\ displaystyle T}$температура 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 [ править ]

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 [ править ]

Корональные дыры - это полярные области, которые в рентгеновских лучах выглядят темными, так как 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 ультрафиолетовых 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 [ править ]

Солнечные области, 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 , тогда 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.

Изменчивость короны [ править ]

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, где происходят корональные события, варьируются таким же образом, как это показано в следующей таблице.

Вспышки [ править ]

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, в которых происходит событие, сохраняет свою морфологию: наблюдается только увеличение эмиссии без значительных структурных изменений. Излучаемая энергия составляет 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.

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 [ править ]

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, чем солнечная вспышка или протуберанец, который их сопровождает. Некоторые более крупные выбросы могут выбросить в космос сотни миллионов тонн материала со скоростью примерно 1,5 миллиона километров в час.

Звездные короны [ править ]

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 солнечной. 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 ²⁵З) и самый жаркий из известных с преобладающими температурами до 40 мк. ^[19]

Астрономические наблюдения, запланированные в обсерватории Эйнштейна Джузеппе Вайаной 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 рентгеновском диапазонах волн. Таким образом, кажется, что у них нет ни хромосфер, ни корон.

Физика короны [ править ]

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 очень горячий, но в то же время очень легкий газ: давление в короне обычно составляет 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 они имеют такую же кинетическую энергию в среднем (по теореме равнораспределении ), электроны имеют массу примерно 1 800раз 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 генерацию 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 [ править ]

Корона излучает в основном рентгеновское излучение, наблюдаемое 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, а взаимодействия с фотонами, идущими снизу; очень редки. Поскольку излучение происходит из-за столкновений между ионами и электронами, энергия, излучаемая из единицы объема в единицу времени, пропорциональна квадрату количества частиц в единице объема, или, точнее, произведению плотности электронов и плотности протонов. . ^[22]

Теплопроводность [ править ]

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.

Когда есть магнитное поле, теплопроводность плазмы становится выше 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 вынуждает 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]

${\displaystyle k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{B}T\right)^{5/2}k_{B}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx 1.8~10^{-10}~{\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}~Wm^{-1}K^{-1}}$

где - постоянная Больцмана , - температура в кельвинах, - масса электрона, - электрический заряд электрона,${\displaystyle k_{B}}$${\displaystyle T}$${\displaystyle m_{e}}$${\displaystyle e}$

${\displaystyle \ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)}$

кулоновский логарифм, а

${\displaystyle \lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{B}T}{4\pi ne^{2}}}}}$

- дебаевская длина плазмы с плотностью частиц . Кулоновский логарифм составляет примерно 20 в короне со средней температурой 1 МК и плотностью 10 ¹⁵ частиц / м ³ и примерно 10 в хромосфере, где температура составляет примерно 10 кК, а плотность частиц порядка 10 ¹⁸ частиц / м ³ , и на практике его можно считать постоянным.${\displaystyle n}$${\displaystyle \ln \Lambda }$

Следовательно, если мы укажем теплотой для единицы объема, выраженной в Дж ^· м ⁻³ , уравнение теплопередачи Фурье, вычисляемое только вдоль направления силовой линии, станет${\displaystyle q}$${\displaystyle x}$

${\displaystyle {\frac {\partial q}{\partial t}}=0.9~10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial x^{2}}}}$.

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

Корональная сейсмология [ править ]

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, шкалы плотности, высоты , тонкой структуры и нагревание было продемонстрировано различными исследовательскими группами.

Проблема коронарного нагрева [ править ]

Нерешенная проблема в физике : Почему корона Солнца намного горячее, чем поверхность Солнца? (больше нерешенных задач по физике)

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 корональных 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 в корону, а затем преобразуется в тепло в пределах нескольких солнечных радиусов. ^[26]

Высокие температуры требуют энергии , которые будут осуществляться из недр Солнца до короны неспециальных тепловых процессов, так как второй закон термодинамики предотвращает тепло от течет непосредственно из солнечной фотосферы (поверхность), который при температуре около 5 800 K , к намного более горячая корона примерно от 1 до 3 МК (части короны могут достигать даже 10 МК ).

Между фотосферой и короной тонкая область, через которую увеличивается температура, известна как переходная область . Его толщина составляет всего от десятков до сотен километров. Энергия не может быть передана из более холодной фотосферы в корону с помощью обычного теплообмена, поскольку это нарушит второй закон термодинамики . Аналогом этого может быть электрическая лампочка, повышающая температуру окружающего ее воздуха до температуры, превышающей температуру ее стеклянной поверхности. Следовательно, при нагревании короны должен быть задействован какой-то другой способ передачи энергии.

Количество энергии, необходимое для нагрева солнечной короны, можно легко рассчитать как разницу между потерями на излучение в короне и нагревом за счет теплопроводности к хромосфере через переходную область. Это около 1 киловатта на каждый квадратный метр площади поверхности хромосферы Солнца, или 1/40 000 от количества световой энергии, уходящей от Солнца.

Было предложено множество теорий нагрева короны ^[27], но две теории остались наиболее вероятными кандидатами: нагрев волны и магнитное пересоединение (или нановспышки ). ^{[28] На} протяжении большей части последних 50 лет ни одна из теорий не могла объяснить экстремальные корональные температуры.

В 2012 году мягкое рентгеновское изображение с высоким разрешением (<0,2 дюйма) с помощью коронального тепловизора высокого разрешения на борту зондирующей ракеты показало туго намотанные косы в короне. Предполагается, что повторное соединение и распутывание кос может действовать как первичный источник нагрева активной солнечной короны до температур до 4 миллионов кельвинов. Предполагается, что основной источник тепла в покоящейся короне (около 1,5 миллионов кельвинов) исходит от МГД-волн . ^[29]

НАСА миссия Parker Solar Probe предназначена для приближения к Солнцу на расстояние около 9,5 солнечных радиусов , чтобы исследовать корональной нагрев и происхождение солнечного ветра. Он был успешно запущен 12 августа 2018 г. ^[30] и выполнил несколько первых из более чем 20 запланированных сближений с Солнцем. ^[31]

Теория волнового нагрева [ править ]

Теория волнового нагрева, предложенная в 1949 году Эври Шацманом , предполагает, что волны переносят энергию из недр Солнца в хромосферу и корону Солнца. Солнце состоит из плазмы, а не из обычного газа, поэтому оно поддерживает несколько типов волн, аналогичных звуковым волнам в воздухе. Наиболее важными типами волн являются магнитоакустические волны и волны Альвена . ^[32] Магнитоакустические волны - это звуковые волны, которые были изменены наличием магнитного поля, а альфвеновские волны похожи на сверхнизкочастотные радиоволны , которые были изменены в результате взаимодействия с веществом.в плазме. Оба типа волн могут быть запущены турбулентностью грануляции и супергрануляции в солнечной фотосфере, и оба типа волн могут переносить энергию на некоторое расстояние через солнечную атмосферу, прежде чем превратиться в ударные волны, которые рассеивают свою энергию в виде тепла.

Одной из проблем волнового отопления является доставка тепла в нужное место. Магнитоакустические волны не могут нести достаточную энергию вверх через хромосферу к короне как из-за низкого давления, присутствующего в хромосфере, так и из-за того, что они имеют тенденцию отражаться.обратно в фотосферу. Волны Альфвена могут нести достаточно энергии, но не рассеивают ее достаточно быстро, когда попадают в корону. Волны в плазме, как известно, трудно понять и описать аналитически, но компьютерное моделирование, проведенное Томасом Богданом и его коллегами в 2003 году, похоже, показывает, что волны Альфвена могут переходить в другие волновые моды в основании короны, обеспечивая путь, который может переносят большое количество энергии из фотосферы через хромосферу и переходную область и, наконец, в корону, где она рассеивает ее в виде тепла.

Другой проблемой волнового нагрева было полное отсутствие до конца 1990-х годов каких-либо прямых доказательств распространения волн через солнечную корону. Первое прямое наблюдение волн, распространяющихся в солнечную корону и сквозь нее, было сделано в 1997 году с помощью космической солнечной обсерватории Солнечной и гелиосферной обсерватории , первой платформы, способной наблюдать Солнце в крайнем ультрафиолете (EUV) в течение длительных периодов времени с стабильная фотометрия . Те были магнито-акустическими волнами с частотой около 1 миллигерц (мГц, что соответствует 1 000 секундепериод волны), которые несут только около 10% энергии, необходимой для нагрева короны. Существует множество наблюдений за локализованными волновыми явлениями, такими как волны Альфвена, запускаемые солнечными вспышками, но эти события являются временными и не могут объяснить однородное тепло в короне.

Пока точно неизвестно, сколько волновой энергии доступно для нагрева короны. Результаты, опубликованные в 2004 году с использованием данных космического корабля TRACE, по- видимому, указывают на то, что в солнечной атмосфере есть волны на частотах до 100 мГц (период 10 секунд). Измерения температуры различных ионов в солнечном ветре с помощью прибора UVCS на борту SOHO дают убедительные косвенные доказательства того, что существуют волны с частотами до 200 Гц , которые находятся в диапазоне человеческого слуха. Эти волны очень трудно обнаружить при нормальных обстоятельствах, но доказательства, собранные во время солнечных затмений командами из колледжа Уильямс.предполагают наличие таких волн в диапазоне 1–10 Гц .

Недавно альвеновские движения были обнаружены в нижней части солнечной атмосферы ^{[33] [34],} а также в спокойном Солнце, в корональных дырах и в активных областях с использованием наблюдений с AIA на борту обсерватории солнечной динамики . ^[35] Эти альвеновские колебания обладают значительной мощностью и, по-видимому, связаны с хромосферными альвеновскими колебаниями, о которых ранее сообщалось с космического корабля Hinode . ^[36]

Наблюдения за солнечным ветром с помощью космического аппарата Wind недавно продемонстрировали доказательства, подтверждающие теорию альфвеновской циклотронной диссипации, приводящей к локальному нагреву ионов. ^[37]

Теория магнитного пересоединения [ править ]

Теория магнитного пересоединения основывается на том, что магнитное поле Солнца вызывает электрические токи в солнечной короне. ^[38] Затем токи внезапно схлопываются, высвобождая энергию в виде тепла и энергии волн в короне. Этот процесс называется «переподключение» из-за специфического поведения магнитных полей в плазме (или любой электропроводящей жидкости, такой как ртуть или морская вода ). В плазме силовые линии магнитного поля обычно привязаны к отдельным частям материи, так что топология магнитного поля остается той же: если определенные северный и южный магнитные полюсасоединены одной силовой линией, то даже если плазма перемешивается или если магниты перемещаются, эта силовая линия будет продолжать соединять эти конкретные полюса. Связь поддерживается электрическими токами, которые индуцируются в плазме. При определенных условиях электрические токи могут коллапсировать, позволяя магнитному полю «воссоединиться» с другими магнитными полюсами и при этом выделять тепло и энергию волны.

Предполагается, что магнитное пересоединение является механизмом солнечных вспышек, крупнейших взрывов в Солнечной системе. Кроме того, поверхность Солнца покрыта миллионами мелких намагниченных областей 50- 1 000 км в поперечнике. Эти маленькие магнитные полюса ударяются и перемешиваются при постоянной грануляции. Магнитное поле в солнечной короне должно претерпевать почти постоянное пересоединение, чтобы соответствовать движению этого «магнитного ковра», поэтому энергия, выделяемая при пересоединении, является естественным кандидатом на корональное тепло, возможно, в виде серии «микровспышек», которые индивидуально обеспечивают очень мало энергии, но вместе они составляют необходимую энергию.

Идея , что nanoflares может нагреть корону была предложена Евгением Паркером в 1980 - х годах , но до сих пор спорный. В частности, ультрафиолетовые телескопы, такие как TRACE и SOHO / EIT, могут наблюдать отдельные микровспышки как небольшие повышения яркости в крайнем ультрафиолетовом свете ^[39], но, похоже, этих небольших событий слишком мало, чтобы учесть энергию, выделяемую в корону. Неучтенная дополнительная энергия может быть получена за счет энергии волны или за счет постепенного магнитного пересоединения, которое высвобождает энергию более плавно, чем микровспышки, и поэтому плохо отображается в TRACE.данные. Варианты гипотезы микровспышек используют другие механизмы для усиления магнитного поля или высвобождения энергии и являются предметом активных исследований в 2005 году.

Спикулы (тип II) [ править ]

На протяжении десятилетий исследователи полагали, что спикулы могут посылать тепло в корону. Однако после наблюдательных исследований в 1980-х годах было обнаружено, что плазма спикул не достигает корональных температур, и поэтому теория была отвергнута.

Согласно работам , выполненным в 2010 году в Национальном центре атмосферных исследований в Колорадо , в сотрудничестве с лабораторией корпорации Lockheed Martin Solar и астрофизиков (LMSAL) и Институтом теоретической астрофизики в Университете Осло , новый класс спикул (TYPE II) обнаруженные в 2007 году, которые движутся быстрее (до 100 км / с) и имеют более короткий срок службы, могут объяснить проблему. ^[40] Эти струи вводят нагретую плазму во внешнюю атмосферу Солнца.

Таким образом, впредь можно ожидать гораздо большего понимания короны и улучшения знаний о тонком влиянии Солнца на верхние слои атмосферы Земли. Сборка атмосферных изображений недавно запущенной НАСА обсерватории солнечной динамики и пакет фокальной плоскости НАСА для солнечного оптического телескопа на японском спутнике Hinode, который использовался для проверки этой гипотезы. Высокое пространственное и временное разрешение новых инструментов показывает этот запас корональной массы.

Эти наблюдения показывают однозначную связь между плазмой, нагретой до миллионов градусов, и спикулами, вставляющими эту плазму в корону. ^[41]

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Дальнейшее чтение [ править ]

• Торстен Дамбек: Бурлящий котел в печи Солнц , MaxPlanckResearch, 2/2008, стр. 28–33
• Б.Н. Двиведи, А.К. Шривастава Корональный нагрев альфвеновскими волнами ТЕКУЩИЙ 296 НАУКА, ТОМ. 98, NO. 3, 10 ФЕВРАЛЯ 2010 г., стр. 295–296

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы по теме солнечной короны .

• НАСА описание солнечной короны
• Проблема коронарного нагрева в Innovation Reports
• НАСА / GSFC описание проблемы нагрева короны
• Часто задаваемые вопросы о корональном нагреве
• Солнечная и гелиосферная обсерватория, включая изображения солнечной короны в режиме, близком к реальному времени
• Корональные рентгеновские изображения от Hinode XRT
• nasa.gov Astronomy Picture of the Day 26 июля 2009 г.  - комбинация из тридцати трех фотографий солнечной короны, которые были обработаны цифровым способом, чтобы выделить слабые детали полного затмения, которое произошло в марте 2006 года.
• Анимированное объяснение ядра Солнца (Университет Южного Уэльса)
• Волны Альфвена могут нагреть корону Солнца
• Область солнечного интерфейса - Барт де Понтье (SETI Talks) Видео