Звездная корона

Солнечная корона с раскинувшимися корональными стримерами , а также солнечные протуберанцы (красные) вдоль края земного сияния освещают Луну во время полного солнечного затмения .

Корона coronas ( мн.: самый или coronae ) внешний слой звезды атмосферы — . Это горячая, но относительно тусклая область плазмы , населенная прерывистыми корональными структурами, известными как солнечные протуберанцы или волокна.

Корона Солнца и простирается на лежит над хромосферой миллионы километров в космическое пространство. Корональный свет обычно затенен рассеянным излучением неба и бликами солнечного диска, но его легко увидеть невооруженным глазом во время полного солнечного затмения или с помощью специального коронографа . Спектроскопические измерения указывают на сильную ионизацию в короне и температуру плазмы, превышающую 1 000 000 Кельвинов . намного горячее, чем поверхность Солнца, известная как фотосфера .

Corona ( латинское слово «корона»), в свою очередь, происходит от древнегреческого κορώνη ( korṓnē ) «гирлянда, венок».

История

Корона, зарисованная 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 ввёл термин «корона». Основываясь на своих собственных наблюдениях солнечного затмения 1806 года в Киндерхуке (Нью-Йорк), де Феррер также предположил, что корона была частью Солнца, а не Луны. Английский астроном Норман Локьер выделил в хромосфере Солнца первый неизвестный на Земле элемент, который назвал гелием (от греческого helios «солнце»). Французский астроном Жюль Женссен после сравнения своих показаний между затмениями 1871 и 1878 годов отметил, что размер и форма короны меняются в зависимости от цикла солнечных пятен . В 1930 году Бернар Лио изобрел «коронограф» (ныне «коронограф») , позволяющий наблюдать корону без полного затмения. В 1952 году американский астроном Юджин Паркер предположил, что солнечная корона может нагреваться множеством крошечных «нановспышек», миниатюрных просветлений, напоминающих солнечные вспышки , которые могут возникать по всей поверхности Солнца.

Исторические теории

Высокая температура солнечной короны придает ей необычные спектральные особенности, что побудило некоторых в XIX 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 Уолтера Гротриана в 1939 году, впервые идентифицировал корональные спектральные линии в 1940 году (наблюдаемые с 1869 года) как переходы с низколежащих метастабильных уровней основной конфигурации высокоионизированных металлов (зеленая линия Fe-XIV от Fe ¹³⁺ при 5 303 Å , но также красная линия Fe-X от Fe ⁹⁺ при 6 374 Å ).

Наблюдаемые компоненты

Солнечная корона имеет три признанных и различных источника света, занимающих один и тот же объем: «F-корона» (от «Фраунгофера»), «К-корона» (от «continuierlich») и «Е-корона». корона» (от «эмиссия»).

«F-корона» названа в честь фраунгоферовского спектра линий поглощения обычного солнечного света, которые сохраняются при отражении от небольших материальных объектов. F-корона слаба вблизи самого Солнца, но яркость падает лишь постепенно вдали от Солнца, распространяясь далеко по небу и становясь зодиакальным светом . Принято считать, что F-корона возникает из небольших пылинок, вращающихся вокруг Солнца; они образуют тонкое облако, простирающееся через большую часть Солнечной системы.

«К-корона» названа в честь того факта, что ее спектр представляет собой континуум без каких-либо основных спектральных особенностей. Это солнечный свет , рассеянный по методу Томсона свободными электронами в горячей плазме внешней атмосферы Солнца. Непрерывный характер спектра возникает из-за доплеровского уширения солнечных линий фраунгоферовского поглощения в системе отсчета (горячих и, следовательно, быстро движущихся) электронов. Хотя К-корона — это явление электронов в плазме, этот термин часто используется для описания самой плазмы (в отличие от пыли, которая порождает F-корону).

«Электронная корона» — это компонент короны со спектром линий излучения , находящимся внутри или за пределами диапазона длин волн видимого света. Это явление ионной составляющей плазмы, поскольку отдельные ионы возбуждаются при столкновении с другими ионами или электронами или при поглощении ультрафиолетового света Солнца.

Физические характеристики

Конфигурация солнечного магнитного потока во время солнечного цикла

Корона Солнца намного горячее (в 150–450 раз), чем видимая поверхность Солнца: температура короны составляет от 1 до 3 миллионов по сравнению со около средней температурой фотосферы – 5800 Кельвинов Кельвинов . Корона гораздо менее плотна, чем фотосфера, и излучает примерно в одну миллионную часть видимого света. Корона отделена от фотосферы относительно мелкой хромосферой . Точный механизм нагрева короны до сих пор является предметом некоторых дискуссий, но вероятные варианты включают эпизодические выбросы энергии из всепроникающего магнитного поля и магнитогидродинамических волн снизу. Внешние края солнечной короны постоянно отодвигаются, создавая «открытый» магнитный поток, увлекаемый солнечным ветром .

Корона не всегда равномерно распределена по поверхности Солнца. В периоды затишья корона более или менее ограничивается экваториальными областями , а корональные дыры покрывают полярные области. Однако в периоды активности Солнца корона равномерно распределяется по экваториальным и полярным областям, хотя наиболее заметна она в районах с активностью солнечных пятен . Солнечный цикл длится примерно 11 лет, от одного солнечного минимума до следующего минимума. Поскольку солнечное магнитное поле постоянно скручивается из-за более быстрого вращения массы на экваторе Солнца ( дифференциальное вращение ), активность солнечных пятен будет более выражена в солнечном максимуме , где магнитное поле более искривлено. С солнечными пятнами связаны корональные петли , петли магнитного потока , поднимающиеся из недр Солнца. Магнитный поток отталкивает более горячую фотосферу в сторону, обнажая более холодную плазму внизу, создавая тем самым относительно темные солнечные пятна.

Поскольку корона была сфотографирована с высоким разрешением в рентгеновском диапазоне спектра спутником Скайлэб в 1973 году, а затем Йоко и другими космическими инструментами, было видно, что структура короны весьма разнообразна. и сложным: на корональном диске сразу были классифицированы различные зоны. Астрономы обычно выделяют несколько регионов, как описано ниже.

Активные регионы

Основная статья: Активный регион

Активные области представляют собой ансамбли петлевых структур, соединяющих точки противоположной магнитной полярности в фотосфере, так называемые корональные петли. Обычно они распределяются в двух зонах активности, параллельных солнечному экватору. Средняя температура составляет от двух до четырех миллионов Кельвинов, а плотность — от 10 ⁹ до 10 ¹⁰ частиц на кубический сантиметр.

Солнечные протуберанцы и солнечные пятна

Активные области включают в себя все явления, непосредственно связанные с магнитным полем, которые происходят на разной высоте над поверхностью Солнца: солнечные пятна и факелы в фотосфере возникают ; спикулы , Hα -нити и плаги в хромосфере; протуберанцы в хромосфере и переходной области; а вспышки и корональные выбросы массы (КВМ) происходят в короне и хромосфере. Если вспышки очень сильные, они также могут возмущать фотосферу и генерировать волну Мортона . Напротив, неподвижные протуберанцы представляют собой большие, холодные и плотные структуры, которые наблюдаются как темные, «змееподобные» ленты Ha (выглядящие как нити) на солнечном диске. температура составляет около 000–8 000 5 К Их , поэтому их обычно считают хромосферными элементами.

В 2013 году изображения, полученные с помощью корональной камеры высокого разрешения, выявили невиданные ранее «магнитные косы» плазмы внутри внешних слоев этих активных областей.

Корональные петли

Основная статья: Корональная петля

Изображение TRACE на длине волны 171Å ( крайний ультрафиолет ), показывающее корональные петли.

Корональные петли являются основными структурами магнитной солнечной короны. Эти петли являются кузенами закрытого магнитного потока открытого магнитного потока, который можно обнаружить в корональных дырах и солнечном ветре. Петли магнитного потока поднимаются вверх от солнечного тела и наполняются горячей солнечной плазмой. Из-за повышенной магнитной активности в этих областях корональной петли корональные петли часто могут быть предшественниками солнечных вспышек и КВМ.

нагревается от менее 6000 Солнечная плазма, питающая эти структуры , К до более чем 10 К. ⁶ K из фотосферы через переходную область в корону. Часто солнечная плазма заполняет эти петли из одной точки и стекает в другую, называемую опорными точками ( сифонный поток из-за разницы давлений, или асимметричный поток из-за какого-то другого драйвера).

Когда плазма поднимается от нижней точки к вершине петли, как это всегда происходит на 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 нижних точек петли, что приводит к накоплению массы в конструкции петли. В этой области плазма может быстро остывать (из-за тепловой нестабильности), ее темные нити заметны на фоне солнечного диска или протуберанцев на краю 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 контуров, корональные петли могут существовать в течение длительных периодов времени и известны как устойчивого состояния или покоя корональные петли ( пример ).

Корональные петли очень важны для нашего понимания текущей проблемы нагрева короны . Корональные петли являются источниками плазмы с сильным излучением, и поэтому их легко наблюдать с помощью таких инструментов, как TRACE . Объяснение проблемы нагрева короны остается, поскольку эти структуры наблюдаются удаленно, где присутствует много неоднозначностей (т.е. вклады излучения вдоль луча зрения ). 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 солнечного зонда НАСА «Паркер» приблизится к Солнцу очень близко, что позволит проводить более прямые наблюдения.

Крупномасштабные конструкции

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

Впервые они были обнаружены 8 июня 1968 года при наблюдении вспышки во время полета ракеты.

Крупномасштабная структура короны меняется в течение 11-летнего солнечного цикла и становится особенно простой в минимальный период, когда магнитное поле Солнца практически аналогично диполярной конфигурации (плюс квадрупольная составляющая).

Взаимосвязь активных областей

Duration: 14 seconds.0:14

Когда в начале 2021 года солнечный зонд «Паркер» проходил через солнечную корону, космический корабль пролетал мимо структур, называемых корональными стримерами .

Взаимосвязь активных областей представляет собой дуги, соединяющие зоны противоположного магнитного поля разных активных областей. После вспышки часто наблюдаются значительные изменения этих структур.

Некоторыми другими особенностями этого типа являются стримеры-шлемы – большие корональные структуры, похожие на шапки, с длинными заостренными вершинами, которые обычно перекрывают солнечные пятна и активные области. Корональные стримеры считаются источниками медленного солнечного ветра.

Полости нитей

Изображение сделано Обсерваторией солнечной динамики 16 октября 2010 года. В южном полушарии Солнца видна очень длинная полость волокна.

Полости нитей представляют собой зоны, которые в рентгеновских лучах выглядят темными и находятся над областями, где в хромосфере наблюдаются нити Ha. Впервые они были обнаружены во время двух полетов ракет в 1970 году, во время которых также были обнаружены корональные дыры .

Полости нитей представляют собой более холодные облака плазмы, подвешенные над поверхностью Солнца под действием магнитных сил. Области интенсивного магнитного поля выглядят на изображениях темными, поскольку в них нет горячей плазмы. сумма магнитного давления и давления плазмы должна быть постоянной повсюду в гелиосфере Фактически, чтобы иметь равновесную конфигурацию, : там, где магнитное поле выше, плазма должна быть холоднее или менее плотной. Давление плазмы $p$ можно рассчитать по уравнению состояния идеального газа: $p=nk_{B}T$, где $n$ плотность числа частиц , $k_{B}$ Больцмана постоянная и $T$ температура плазмы. Из уравнения видно, что давление плазмы снижается при уменьшении температуры плазмы по отношению к окружающим областям или при опустошении зоны интенсивного магнитного поля. Тот же физический эффект делает солнечные пятна в фотосфере темными.

Яркие точки

Яркие точки — это небольшие активные области, расположенные на солнечном диске. Яркие рентгеновские точки были впервые обнаружены 8 апреля 1969 года во время полета ракеты.

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 МК до 3,4 МК. Изменения температуры часто коррелируют с изменениями рентгеновского излучения.

Корональные дыры

Основная статья: Корональная дыра

Корональные дыры — это униполярные области, которые в рентгеновских лучах выглядят темными, поскольку они не излучают много радиации. Это широкие зоны Солнца, где магнитное поле униполярно и открыто в межпланетное пространство. Высокоскоростной солнечный ветер возникает в основном из этих регионов.

На УФ-изображениях корональных дыр часто видны небольшие структуры, похожие на вытянутые пузыри, подвешенные в солнечном ветре. Это корональные шлейфы. Точнее, это длинные тонкие стримеры, выступающие наружу от северного и южного полюсов Солнца.

Тихое Солнце

Области Солнца, не являющиеся частью активных областей и корональных дыр, обычно называют тихим 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, а во время каждого минимума они почти исчезают. Поэтому спокойное Солнце всегда совпадает с экваториальной зоной и его поверхность менее активна в максимум солнечного цикла. Приближаясь к минимуму солнечного цикла (также называемого циклом бабочки), протяженность спокойного Солнца увеличивается, пока не покроет всю поверхность диска, исключая некоторые яркие точки на полушариях и полюсах, где есть корональные дыры.

Альфвеновская поверхность

Основная статья: поверхность Альфвена

Анимация НАСА пролета солнечного зонда Паркер через солнечную корону. Внутри границы короны, ее альфвеновской поверхности , плазменные волны движутся взад и вперед к поверхности Солнца.

Поверхность Альфвена — это граница, отделяющая корону от солнечного ветра, корональной плазмы определяемая как точка, где альфвеновская скорость и крупномасштабная скорость солнечного ветра равны.

Исследователи не были уверены, где именно находится альфвенская критическая поверхность Солнца. По оценкам, основанным на удаленных изображениях короны, она находится на расстоянии от 10 до 20 солнечных радиусов от поверхности Солнца. 28 апреля 2021 года во время своего восьмого пролёта вокруг Солнца солнечный зонд НАСА «Паркер» столкнулся с особыми магнитными условиями и условиями частиц на солнечном радиусе 18,8, которые указывали на то, что он проник через поверхность Альфвена.

Переменность короны

Портрет, столь же разнообразный, как и тот, который уже отмечался для особенностей короны, подчеркивается анализом динамики основных структур короны, которые развиваются в разное время. Изучение корональной изменчивости в ее сложности непростая задача, поскольку времена эволюции различных структур могут значительно различаться: от секунд до нескольких месяцев. Типичные размеры регионов, где происходят корональные события, варьируются таким же образом, как показано в следующей таблице.

Корональное событие	Типичный временной масштаб	Типичная длина (мм)
Вспышка активной области	от 10 до 10 000 секунд	10–100
Рентгеновская яркая точка	минуты	1–10
Переходный процесс в крупномасштабных структурах	от минут до часов	~100
Переходные процессы в соединительных дугах	от минут до часов	~100
Тихое солнце	от часов до месяцев	100– 1 000
Корональная дыра	несколько вращений	100– 1 000

Вспышки

Основная статья: Солнечные вспышки

31 августа 2012 года в 16:36 по восточному поясному времени вспыхнуло длинное волокно солнечного материала, которое висело во внешней атмосфере Солнца, короне.

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 в себя несколько зон солнечной атмосферы и множество физических эффектов, тепловых и нетепловых, а иногда и широкие пересоединения силовых линий магнитного поля с выбросом вещества.

Вспышки — это импульсивные явления, средняя продолжительность которых составляет 15 минут, а наиболее энергичные явления могут длиться несколько часов. Вспышки вызывают высокий и быстрый рост плотности и температуры.

Излучение белого света наблюдается лишь изредка: обычно вспышки видны только в крайнем УФ-диапазоне и в рентгеновском диапазоне, что типично для хромосферного и коронального излучения.

В короне морфология вспышек описывается наблюдениями в УФ, мягком и жестком рентгеновском диапазоне, а также на длинах волн Ha и является очень сложной. Однако можно выделить два типа базовых структур:

• Компактные вспышки , когда каждая из двух арок, где происходит событие, сохраняет свою морфологию: наблюдается лишь увеличение излучения без существенных структурных изменений. Излучаемая энергия порядка 10 ²²  – 10 ²³ Дж.
• Вспышки большой продолжительности , связанные с извержениями протуберанцев, транзиенты в белом свете и двухленточные вспышки : в этом случае магнитные петли меняют свою конфигурацию во время мероприятия. Энергии, излучаемые во время этих вспышек, настолько велики, что могут достигать 10 ²⁵ Дж.

Нить, извергающаяся во время солнечной вспышки, видимая в EUV-диапазоне ( TRACE )

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

• На начальной импульсивной фазе , продолжительность которой составляет порядка минут, часто наблюдаются сильные выбросы энергии даже в микроволнах, EUV-диапазонах и на частотах жесткого рентгеновского излучения.
• Максимальная фаза
• Фаза распада , которая может длиться несколько часов.

Иногда также можно наблюдать фазу, предшествующую вспышке, обычно называемую «предвспышечной» фазой.

Корональные выбросы массы

Основная статья: Корональный выброс массы

Часто крупные солнечные вспышки и протуберанцы сопровождаются корональными выбросами массы (КВМ). Это огромные выбросы коронального материала и магнитного поля, которые движутся от Солнца со скоростью до 3000 км/с. содержат примерно в 10 раз больше энергии, чем солнечная вспышка или протуберанец, который их сопровождает. Некоторые более крупные КВМ могут выбрасывать сотни миллионов тонн материала в межпланетное пространство со скоростью примерно 1,5 миллиона километров в час.

Звездные короны

Корональные звезды повсеместно распространены среди звезд в холодной половине диаграммы Герцшпрунга-Рассела . Эти короны можно обнаружить с помощью рентгеновских телескопов . Некоторые звездные короны, особенно у молодых звезд, гораздо ярче, чем у Солнца. Например, FK Comae Berenices является прототипом класса переменных звезд FK Com . Это гиганты спектральных классов G и K с необычайно быстрым вращением и признаками чрезвычайной активности. Их рентгеновские короны являются одними из самых ярких ( L _x ≥ 10 ³² очень · с ⁻¹ или 10 ²⁵ W) и самый горячий из известных с преобладающими температурами до 40 МК.

Астрономические наблюдения, запланированные совместно с Обсерваторией Эйнштейна. Джузеппе Вайаной и его группой показали, что F-, G-, K- и M-звезды имеют хромосферы и часто короны, очень похожие на Солнце.OB -звезды , не имеющие зон поверхностной конвекции, обладают сильным рентгеновским излучением. 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 ультрафиолетовые и рентгеновские лучи. Таким образом, они, по-видимому, не имеют ни хромосфер, ни корон.

Физика короны

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, демонстрирующий коллективное поведение.

Состав аналогичен составу недр Солнца, в основном водород, но с гораздо большей ионизацией более тяжелых элементов, чем в фотосфере. Более тяжелые металлы, такие как железо, частично ионизированы и потеряли большую часть внешних электронов. Состояние ионизации химического элемента строго зависит от температуры и регулируется уравнением Саха в нижних слоях атмосферы, но столкновительным равновесием в оптически тонкой короне. Исторически наличие спектральных линий, излучаемых высокоионизованными состояниями железа, позволило определить высокую температуру корональной плазмы, показав, 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, тогда как на Земле атмосферное давление составляет около 100 кПа, что примерно в миллион раз больше. выше, чем на поверхности Солнца. Однако это не совсем газ, поскольку он состоит из заряженных частиц, в основном протонов и электронов, движущихся с разными скоростями. Предположим, что они имеют в среднем одинаковую кинетическую энергию.(по теореме о равнораспределении ) электроны имеют массу примерно в 1800 раз меньшую, чем протоны, поэтому приобретают большую скорость. Ионы металлов всегда медленнее. Этот факт имеет важные 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.В этой плазме также могут распространяться магнитогидродинамические волны (МГД-волны). хотя до сих пор неясно, как они могут передаваться или генерироваться в короне.

Радиация

См. Также: Корональные радиационные потери.

Корональная плазма оптически тонка и поэтому прозрачна для электромагнитного излучения излучаемого ею , а также для излучения, исходящего из нижних слоев. Плазма очень разрежена, и фотонов длина свободного пробега значительно превосходит все другие масштабы длин, включая типичные размеры обычных корональных деталей.

Выявлено электромагнитное излучение короны, исходящее от трех основных источников, расположенных в одном объеме космоса:

• К-корона (K для kontinuierlich , «непрерывный» на немецком языке) создается солнечным светом, рассеянным Томсоном на свободных электронах ; Доплеровское уширение отраженных фотосферных линий поглощения расширяет их настолько, что полностью затеняет их, создавая спектральный вид континуума без линий поглощения.
• F-корона (F для Фраунгофера ) создается солнечным светом, отражающимся от частиц пыли, и ее можно наблюдать, поскольку ее свет содержит линии поглощения Фраунгофера, которые видны при ярком солнечном свете; F-корона простирается на очень большие углы удлинения от Солнца, где ее называют зодиакальным светом .
• Е-корона (E — излучение) возникает из-за спектральных линий излучения, создаваемых ионами, присутствующими в корональной плазме; его можно наблюдать в широких, запрещенных или горячих спектральных линиях излучения , и он является основным источником информации о составе короны.

Теплопроводность

Мозаика изображений в крайнем ультрафиолете, полученных с помощью STEREO 4 декабря 2006 года. Эти изображения в искусственных цветах показывают атмосферу Солнца в диапазоне различных температур. По часовой стрелке сверху слева: 1 миллион градусов C (171 Å — синий), 1,5 миллиона °C ( 195 зеленый ), 60 000–80 . 000 Å — °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, как объяснялось выше, намного легче ионов и движутся быстрее.

При наличии магнитного поля теплопроводность плазмы увеличивается в направлении, параллельном силовым линиям, а не в перпендикулярном направлении. На заряженную частицу, движущуюся в направлении, перпендикулярном силовой линии магнитного поля, действует сила Лоренца , нормальная к плоскости, определяемой скоростью и магнитным полем. Эта сила искривляет траекторию частицы. В общем, поскольку частицы также имеют составляющую скорости вдоль силовой линии магнитного поля, сила Лоренца заставляет их изгибаться и двигаться по спиралям вокруг силовых линий на циклотронной частоте.

Если столкновения между частицами очень часты, они разлетаются во всех направлениях. Это происходит в фотосфере, где плазма в своем движении увлекает за собой магнитное поле. В короне, наоборот, длина свободного пробега электронов составляет порядка километров и даже больше, поэтому каждый электрон может совершать винтовое движение задолго до того, как рассеется после столкновения. Поэтому теплообмен усиливается вдоль силовых линий магнитного поля и замедляется в перпендикулярном направлении.

В направлении, продольном магнитному полю, теплопроводность короны равна $$k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{\text{B}}T\right)^{5/2}k_{\text{B}}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx {\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}\times 1.8\times 10^{-10}~\mathrm {Wm^{-1}K^{-1}}$$где $k_{\text{B}}$ — постоянная Больцмана , $T$ температура в кельвинах, $m_{e}$ - масса электрона, $e$ - электрический заряд электрона, $$\ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)$$– кулоновский логарифм, а $$\lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{\text{B}}T}{4\pi ne^{2}}}}$$– дебаевская длина плазмы с плотностью частиц $n$. Кулоновский логарифм $\ln \Lambda$ в короне составляет примерно 20, со средней температурой 1 МК и плотностью 10 ¹⁵ частиц/м ³ , а в хромосфере около 10, где температура около 10кК и плотность частиц порядка 10 ¹⁸ частиц/м ³ , и на практике его можно считать постоянным.

Следовательно, если мы укажем с помощью $q$ теплота единицы объема, выраженная в Дж·м ⁻³ , уравнение теплопередачи Фурье, вычисляемое только вдоль направления $x$ линии поля, становится $${\frac {\partial q}{\partial t}}=0.9\times 10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial x^{2}}}.$$

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

Корональная сейсмология

Основная статья: Корональная сейсмология

Корональная сейсмология — метод исследования плазмы солнечной короны с использованием магнитогидродинамических (МГД) волн. МГД изучает динамику электропроводящих – в жидкостей данном случае жидкостью является корональная плазма. С философской точки зрения корональная сейсмология аналогична сейсмологии Солнца Земли, гелиосейсмологии и МГД-спектроскопии лабораторных плазменных устройств. Во всех этих подходах для зондирования среды используются волны разного типа. Потенциал корональной сейсмологии в оценке коронального магнитного поля, высоты шкалы плотности , тонкой структуры и нагрева был продемонстрирован различными исследовательскими группами.

Проблема коронального нагрева

Нерешенная задача по физике :

Почему солнечная корона намного горячее поверхности Солнца?

(еще нерешенные задачи по физике)

Новая техника визуализации может дать ключ к разгадке проблемы нагрева короны.

Проблема нагрева короны в физике Солнца связана с вопросом о том, почему температура солнечной короны составляет миллионы кельвинов, а не тысячи кельвинов на поверхности. Для объяснения этого явления было предложено несколько теорий, но определить, какая из них правильная, до сих пор сложно. Проблема впервые возникла после идентификации неизвестных спектральных линий солнечного спектра с высокоионизованными атомами железа и кальция. Сравнение корональной и фотосферной температур ( 6000 . К ) приводит к вопросу о том, как можно поддерживать корональную температуру, в 200 раз более высокую Проблема в первую очередь связана с тем, как энергия переносится вверх в корону, а затем преобразуется в тепло в пределах нескольких солнечных радиусов.

чтобы энергия переносилась из недр Солнца в корону посредством нетепловых процессов, поскольку второй закон термодинамики не позволяет теплу течь непосредственно из солнечной фотосферы (поверхности), температура которой составляет около 5800 Высокие температуры требуют , К , к солнечному свету. гораздо более горячая корона примерно от 1 до 3 МК (части короны могут достигать даже 10 МК ).

Между фотосферой и короной тонкая область, через которую повышается температура, известна как переходная область . Его толщина составляет от десятков до сотен километров. Энергия не может быть передана из более холодной фотосферы в корону обычным теплообменом, поскольку это нарушит второй закон термодинамики. Аналогией этому может служить лампочка, повышающая температуру окружающего ее воздуха до уровня, превышающего температуру ее стеклянной поверхности. Следовательно, при нагреве короны должен быть задействован какой-то другой способ передачи энергии.

Количество энергии, необходимой для нагрева солнечной короны, можно легко рассчитать как разницу между корональными радиационными потерями и нагревом за счет теплопроводности к хромосфере через переходную область. Это примерно 1 киловатт на каждый квадратный метр поверхности хромосферы Солнца, или 1/40 000 количества световой энергии, выходящей за пределы Солнца.

Было предложено множество теорий коронального нагрева. но наиболее вероятными кандидатами остались две теории: волновой нагрев и магнитное пересоединение (или нановспышки ). На протяжении большей части последних 50 лет ни одна из теорий не могла объяснить экстремальные корональные температуры.

высокого разрешения (<0,2 дюйма) В 2012 году мягкие рентгеновские снимки с помощью корональной камеры высокого разрешения на борту зондирующей ракеты выявили плотно скрученные переплетения в короне. Предполагается, что пересоединение и распутывание кос могут выступать первичными источниками нагрева активной солнечной короны до температур до 4 миллионов Кельвинов. Предполагается, что основным источником тепла в спокойной короне (около 1,5 млн К) являются МГД-волны.

НАСА « Солнечный зонд Паркер» предназначен для приближения к Солнцу на расстояние примерно 9,5 солнечных радиусов для исследования нагрева короны и происхождения солнечного ветра. Он был успешно запущен 12 августа 2018 года. и по состоянию на осень 2022 года завершил первые 13 из более чем 20 запланированных сближений с Солнцем.

Конкурирующие теории механизмов нагрева

Модели отопления
Гидродинамический	Магнитный
Нет магнитного поля Медленно вращающиеся звезды	DC ( переподключение )	переменный ток ( волны )
	Напряжения B-поля События переподключения Вспышки-нановспышки Равномерные тарифы на отопление	фотосферной опорной точки Перетасовка Распространение МГД-волн Высокий поток альфвеновской волны Неравномерные тарифы на отопление

Теория волнового нагрева

Теория волнового нагрева, предложенная в 1949 году Эври Шацманом , предполагает, что волны переносят энергию из недр Солнца в солнечную хромосферу и корону. 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 альфвеновские волны . Магнитоакустические волны — это звуковые волны, которые были изменены наличием магнитного поля, а альфвеновские волны подобны сверхнизкой частоты радиоволнам , которые были изменены в результате взаимодействия с веществом в плазме. Оба типа волн могут возникать в результате турбулентности грануляции и супергрануляции солнечной фотосферы, 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 переносить достаточную энергию вверх через хромосферу к короне как из-за низкого давления в хромосфере, так и из-за того, что они имеют тенденцию отражаться обратно в фотосферу. Волны Альвена могут нести достаточно энергии, но не рассеивают эту энергию 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 альфвеновские волны могут трансмутировать в другие волновые моды у основания короны, обеспечивая путь, который может переносят большое количество энергии из фотосферы через хромосферу и переходную область и, наконец, в корону, где рассеивают ее в виде тепла.

Еще одной проблемой волнового нагрева было полное отсутствие до конца 1990-х годов каких-либо прямых свидетельств распространения волн через солнечную корону. Первое прямое наблюдение волн, распространяющихся в солнечную корону и через нее, было выполнено в 1997 году с помощью космической солнечной обсерватории Solar and Heliological Observatory , первой платформы, способной наблюдать Солнце в крайнем ультрафиолете (EUV) в течение длительных периодов времени с стабильная фотометрия . Это были магнитоакустические волны частотой около 1 миллигерца (мГц, что соответствует периоду волны 1000 секунд . ), которые несут лишь около 10% энергии, необходимой для нагрева короны Существует множество наблюдений локализованных волновых явлений, таких как альфвеновские волны, запускаемые солнечными вспышками, но эти события кратковременны и не могут объяснить однородное корональное тепло.

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 существуют волны с частотой 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 частотой до 200 Гц , что находится в диапазоне человеческого слуха. Эти волны очень трудно обнаружить при нормальных обстоятельствах, но данные, собранные во время солнечных затмений группами из Уильямс-Колледжа, предполагают присутствие таких волн в диапазоне 1–10 Гц .

Недавно альвеновские движения были обнаружены в нижних слоях солнечной атмосферы. а также на спокойном Солнце, в корональных дырах и в активных областях с помощью наблюдений с помощью AIA на борту Обсерватории солнечной динамики . Эти альфвеновские колебания обладают значительной мощностью и, по-видимому, связаны с хромосферными альфвеновскими колебаниями, о которых ранее сообщалось на космическом корабле Хиноде .

Наблюдения солнечного ветра с помощью космического корабля Wind недавно предоставили доказательства, подтверждающие теории альфвеновского циклотронного рассеяния, приводящего к локальному нагреву ионов.

Теория магнитного пересоединения

Основная статья: Магнитное пересоединение

Дуговая активная область Обсерватории солнечной динамики

Теория магнитного пересоединения основана на том, что солнечное магнитное поле индуцирует электрические токи в солнечной короне. Затем токи внезапно схлопываются, высвобождая энергию в виде тепла и волновой энергии в короне. Этот процесс называется «пересоединением» из-за своеобразного 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 отдельные северный и южный магнитные полюса соединены одной силовой линией, то даже если плазма перемешивается или если магниты перемещаются, эта силовая линия будет продолжать соединять эти конкретные полюса. Соединение поддерживается электрическими токами, которые индуцируются в плазме. При определенных условиях электрические токи могут схлопнуться, позволяя магнитному полю «воссоединиться» с другими магнитными полюсами и при этом высвободить тепло и волновую энергию.

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

Идея о том, что нановспышки могут нагревать корону, была предложена Юджином Паркером в 1980-х годах, но до сих пор остается спорной. В частности, ультрафиолетовые телескопы, такие как TRACE и SOHO /EIT, могут наблюдать отдельные микровспышки как небольшие просветления в крайнем ультрафиолетовом свете. но, похоже, этих небольших событий слишком мало, чтобы можно было объяснить энергию, выделившуюся в корону. Неучтенная дополнительная энергия может быть составлена ​​за счет волновой энергии или постепенного магнитного пересоединения, которое высвобождает энергию более плавно, чем микровспышки, и поэтому плохо отражается в данных TRACE. Вариации гипотезы микровспышек используют другие механизмы для воздействия на магнитное поле или высвобождения энергии и являются предметом активных исследований в 2005 году.

Спикулы (тип II)

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

Согласно исследованиям, проведенным в 2010 году в Национальном центре атмосферных исследований в Колорадо в сотрудничестве с Лабораторией солнечной и астрофизики Lockheed Martin (LMSAL) и Институтом теоретической астрофизики Университета Осло , появился новый класс спикул (ТИП II). Открытые в 2007 году, которые движутся быстрее (до 100 км/с) и имеют более короткую продолжительность жизни, могут стать причиной проблемы. Эти струи выбрасывают нагретую плазму во внешнюю атмосферу Солнца.

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

Эти наблюдения показывают прямую связь между плазмой, нагретой до миллионов градусов, и спикулами, которые вводят эту плазму в корону.

См. также

• Расширенный обозреватель композиций
• Геокорона
• сверхновая
• Супрааркадные нисходящие потоки
• Рентгеновская астрономия

Внешние ссылки

• Описание солнечной короны НАСА. Архивировано 23 февраля 2010 г. в Wayback Machine.
• Проблема коронального нагрева в Innovation Reports
• Описание НАСА/GSFC проблемы нагрева короны
• Часто задаваемые вопросы о корональном нагреве
• Солнечная и гелиосферная обсерватория, включая изображения солнечной короны почти в реальном времени.
• Корональные рентгеновские изображения, полученные с помощью Hinode XRT
• nasa.gov Астрономическая фотография дня 26 июля 2009 г. - комбинация тридцати трех фотографий солнечной короны, которые были обработаны в цифровом формате, чтобы выделить слабые особенности полного затмения, произошедшего в марте 2006 г.
• Анимированное объяснение ядра Солнца. Архивировано 16 ноября 2015 г. в Wayback Machine (Университет Южного Уэльса).
• Волны Альвена могут нагревать солнечную корону
• Регион солнечного интерфейса – Барт де Понтье (SETI Talks) Видео