Солнечная корона

внешняя, наиболее протяжённая оболочка Солнца (См. Солнце)(илл. см. при ст. Затмения). Во время полных солнечных затмений С. к. прослеживается до расстояний в несколько диаметров Солнца. В коротковолновой части спектра (λ

Лит.: Шкловский И. С., Физика солнечной короны, 2 изд., М., 1962.

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА - внешняя часть солнечной атмосферы, состоит из горячей (1-2 млн. К) разреженной высокоионизованной плазмы. Прослеживается до расстояний в несколько десятков радиусов Солнца и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве (см. Солнечный ветер).

corona

corona

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА

- внешняя, наиболее горячая и разреженная частьатмосферы Солнца, простирающаяся до Земли и далее. Она отделенаот хромосферы тонким переходным слоем, в к-ром темп-pa резко возрастаетот хромосферных (10⁴ К) до корональных (10⁶ К) значений. Темп-pa С. к. достигает максимума (2*10⁶ К)на высоте ок. ¹/₁₀ радиуса Солнца от его поверхностии очень медленно падает (до ~10⁵ К вблизи орбиты Земли) во внеш. <короне (части С. к. выше температурного максимума), непрерывно расширяющейсяв межпланетное пространство в виде солнечного ветра. Корональнаяплазма полностью ионизована, её хим. состав практически такой же, как всолнечной фотосфере. Средняя кинетич. темп-pa С. к. превышает 10⁶ К. В полярных областях короны темп-pa ниже средней (возможно, в результатечрезвычайно сильного солнечного ветра, исходящего из полярных корональныхдыр). В активных областях (см. Солнечная активность )темп-paповышена примерно на 0,5*10⁶ К, в корональной части вспышкина Солнце - может достигать десятков млн. К.

Ср. концентрация электронов в ниж. части спокойной внутренней С. к.~10⁸ см ^-3. Поскольку плазма С. к. электрически нейтральна, <концентрация ионов (в осн. протонов) в ней такая же. С ростом расстоянияот солнечной поверхности концентрация частиц падает. На расстоянии одногорадиуса Солнца она ~ 10⁶ см ^-3, на расстоянии четырёхрадиусов ~10⁵ см ^-3, десяти радиусов ~10⁴ см ^-3.

Вследствие низкой плотности корональной плазмы её излучат. способность(см. Излучение плазмы )мала, что приводит к высокой темп-ре дажепри слабом нагреве. Нагрев С. к. происходит за счёт энергии, приходящейиз более низких слоев атмосферы Солнца. Полагают, что он связан с магн. <потоком, выходящим из границ супергрануляц. ячеек. Нагрев может быть вызванкак альвеновскими и магнитозвуковыми волнами (см. Волны в плазме), таки прямой диссипацией энергии магн. поля. Механизм превращения магн. энергиив тепловую и кинетическую, скорее всего, аналогичен механизму, предложенномудля объяснения солнечных вспышек и обусловлен пересоединением магн. <силовых линий. По-видимому, повсюду в короне происходят многочисл. малыемикровспышки, осуществляющие её нагрев. Высокая теплопроводность корональнойплазмы обеспечивает отток энергии из области температурного максимума восновном вниз, в хромосферу, но частично и вверх. Существенно меньшая частьэнергии уносится из С. к. её собств. излучением.

С. к. наблюдают в широком диапазоне спектра - от рентгеновского до радиоизлучения. <В видимом диапазоне 99% полного излучения С. к. представляет собой рассеянноена свободных электронах (и вследствие этого линейно поляризованное, т. <н. томсоновское рассеяние света )непрерывное излучение фотосферы(K-корона) (из-за высокой темп-ры фраунгоферовы линии в K-короне полностьюзамыты). Во внутр. короне на него налагается линейчатое излучение (собственноекорональное излучение), содержащее запрещённые спектральные линии высокоионизов. <атомов железа, никеля, кальция и др. (E-корона). Наблюдаемое во внеш. коронеосн. свечение физически не связано с короной и создаётся в результате рассеянияи дифракции фотосферного излучения на межпланетных пылевых частицах (F-корона). К- и F -компоненты образуют «белую» С. к. Яркость её у лимба составляеток. 10^-6 яркости центра солнечного диска и довольно быстро падаетс удалением от лимба. Она наблюдается во время полных солнечных затмений, <а также с помощью коронографов с внеш. затмением, устанавливаемых на аэростатах, <спутниках либо высоко в горах. Общая форма С. к. меняется с фазой солнечногоцикла: почти сферична в годы максимума и сильно вытянута вдоль экваторав годы минимума.

Излучение С. к. возникает в условиях, сильно отличающихся от термодинамич. <равновесия. Вследствие высокой темп-ры и высокой степени ионизации веществакороны большая часть её излучения приходится на рентг. область и далёкуюУФ-область спектра. Спектр короны в этом диапазоне в осн. состоит из многочисл. <эмиссионных линий. Мн. из относятся к разрешённым переходам высокоионизов. <атомов. Спектральные линии в ближнем УФ-диапазоне в основном запрещённые. <Всё солнечное излучение с и радиоизлучение в метровом диапазоне исходят из С. к.

С. к. обладает сложной структурой, определяемой в осн. магн. полем Солнца. <Вследствие чрезвычайной разреженности коронального газа даже слабые магн. <поля, проникающие из фотосферы, оказывают существ. влияние на динамикуи строение короны. Напряжённость магн. поля в короне не превышает, по-видимому,1-10 Гс.

Области с «открытыми» конфигурациями магн. поля - корональные дыры -обширные области в С. к. с пониженными плотностью и темп-рой, практическине дающие рентг. излучения. Они занимают ок. 20% поверхности Солнца, существуютв течение неск. оборотов Солнца. Полярные корональные дыры существуют почтипостоянно.

Области с замкнутыми магн. силовыми линиями - петельные структуры -типичны для внутр. короны. Многочисл. яркие петли и системы петель, по-видимому, <очерчивают силовые линии магн. поля и часто расположены над активными областямиили связывают разл. активные области.

Над активными областями возникают корональные конденсации - образования, <значительно более плотные (до 10¹⁰ электронов в 1 см ³ )и более горячие (темп-ра превышает 3*10⁶ К), чем окружающеевещество, состоящие из систем ярких петель.

В рентг. диапазоне видны яркие точки, распределённые по всему дискуСолнца. Они очень компактны, характерное время жизни 8ч, магн. поле ~ 10 Гс. За сутки возникает ок. 1500 точек. Яркие точки служаткорональным проявлением маленьких биполярных областей всплывающего магн. <потока и, по-видимому, состоят из неск. петель. Магн. поток, выносимыйвсеми рентг. точками, составляет значит. долю общего магн. потока, выходящегоиз солнечной поверхности. Кол-во ярких точек меняется в противофазе с числомсолнечных пятен.

Характерной особенностью С. к. является её лучистое строение. Корональныелучи (стримеры) - это почти радиальные крупномасштабные замкнутые структуры(шлемы, опахала, лучи), «увенчанные» расходящимися силовыми линиями; имеютповыш. плотность по сравнению с окружающей короной и могут простиратьсядо 10 и более радиусов Солнца от его поверхности. Вблизи полюсов в минимумесолнечной активности появляются лучевидные структуры - полярные щёточки.

В С. к. часто происходят нестационарные сравнительно кратковременныеявления - корональные транзиенты - быстрые изменения структуры и яркостикороны, охватывающие её значит. часть и приводящие к выбросу в межпланетноепространство большого кол-ва плазмы (г) со скоростями до 1200 км/с. Полная кинетич. энергия транзиента иногдапревышает 10³² эрг, т. е. энергию большой солнечной вспышки. <Источником энергии транзиентов, по-видимому, является энергия магн. поля. <Транзиенты часто имеют вид обширной аркады ярких петель. Большинство транзиентовсвязано с эруптивными протуберанцами и большими вспышками.

Лит.: Прист Э. Р., Солнечная магнитогидродинамика, пер. с англ.,М., 1985; S о m о v В. V., Magnetically driven coronal transients, «Adv.Space Res.», 1991, v. 11,.N5 1, p. 179. Т. П. Хромова.

со́лнечная коро́на

внешняя часть солнечной атмосферы, состоит из горячей (1—2 млн. К) разреженной высокоионизованной плазмы. Прослеживается до расстояний в несколько десятков радиусов Солнца и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве (см. Солнечный ветер).

* * *

СО́ЛНЕЧНАЯ КОРО́НА, внешняя часть солнечной атмосферы, состоит из горячей (1—2 млн. К) разреженной высокоионизованной плазмы. Прослеживается до расстояний в несколько десятков радиусов Солнца и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве (см. Солнечный ветер(см. СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР)).

corona

* * *

solar corona

corona solare

со́нячна коро́на

со́нячна коро́на

внешняя часть солнечной атмосферы, характеризующаяся малой яркостью и аномально высокой температурой корональной плазмы. Регистрация излучения солнечной короны возможна либо во время полных солнечных затмений, либо при помощи специальных солнечных коронографов.