Solnechnaya korona

Ris. 1. Sravnenie intensivnosti izlucheniya razlichnyh komponentov (K, L, F) solnechnoi korony s yarkost'yu neba bliz Solnca vne i vo vremya zatmeniya. Po osi absciss otlozheno rasstoyanie ot Solnca v , po osi ordinat - logarifmy intensivnosti izlucheniya v otnositel'nyh edinicah.

V izluchenii S.k. mozhno vydelit' sleduyushie komponenty. 1) L-korona: zapreshennye spektral'nye linii vysokoionizovannyh atomov FeX - FeXIV, NiXII - NiXVI, CaXII - CaXV; samymi yarkimi liniyami yavlyayutsya: zelenaya liniya FeXIV s , krasnaya liniya FeX s . Linii nablyudayutsya tol'ko vo vnutr. korone, do ot limba (pri zatmenii - ). Poskol'ku energiya, izluchaemaya v linii, skoncentrirovana v intervale dlin voln , intensivnost' v centrah koronal'nyh linii primerno v 1000 raz bol'she intensivnosti nepreryvnogo spektra korony. 2) K-korona: nepreryvnoe izluchenie - rasseyannyi na svobodnyh elektronah korony svet fotosfery. Pri rasseyanii izluchenie polyarizuetsya, stepen' polyarizacii dostigaet 40-50%. Linii poglosheniya spektra fotosfery v K-korone okazyvayutsya absolyutno razmytymi vsledstvie togo, chto pri rasseiyanii na bystryh elektronah chastota fotonov izmenyaetsya iz-za effekta Doplera. 3) F-korona: nepreryvnoe izluchenie s liniyami poglosheniya, poyavlenie k-rogo svyazano s difrakciei solnechnogo izlucheniya na pylevyh chasticah, nahodyashihsya mezhdu Solncem i orbitoi Zemli. Teplovoe izluchenie samoi pyli, pereizluchayushei pogloshennuyu solnechnuyu energiyu, proyavlyaetsya v povyshenii yarkosti pri mkm na rasstoyanii bliz ekvatorial'noi ploskosti (lokal'naya F-korona). Eta chast' s S.k. fizicheski ne svyazana. Izucheny takzhe generiruyushiesya v korone nepreryvnoe radioizluchenie v metrovom diapazone dlin voln (sm. Radioizluchenie Solnca) i mnogochislennye razreshennye linii vysokoionizovannyh atomov v oblasti spektra .

Korona predstavlyaet soboi oblast', zapolnennuyu razrezhennoi plazmoi s temp-roi K. O prichinah, obuslovlivayushih bolee vysokoe znachenie temp-ry korony po sravneniyu s hromosferoi i fotosferoi, sm. v st. Solnce. Utochnenie ocenki temp-ry S.k. provoditsya ryadom nezavisimyh metodov: po analizu sostoyaniya ionizacii koronal'nogo gaza, po shirinam linii, po harakteru spada plotnosti s vysotoi, po rentg. i radioizlucheniyu. Osobo sleduet otmetit', chto kromezapreshennyh linii tipa nablyudavshihsya ranee v vidimoi olasti, v diapazon 400-10 popadayut mnogochisl. razreshennye linii (ris. 2) ionov v osnovnom s 1-3 eelktronami nad zapolnennoi obolochkoi. Po etim liniyam opredelyayut znachenie temp-ry v razlichnyh oblastyah korony. Dlya ryada ionov v myagkoi rentg. oblasti nablyudayutsya vse perehody s blizhaishih verhnih urovnei energii na osnovnoi, t.n. rezonansnaya, satellitnaya i sil'no zapreshennaya linii. Satellitnaya liniya, voznikayushaya v osnovnom pri dielektronnyh rekombinaciyah, analogichna rezonansnoi, no izluchaetsya v prisutstvii eshe odnogo elektrona na odnom iz verhnih urovnei. Odnovremennoe nablyudenie linii ukazannyh treh tipov vozmozhno lish' v goryachei i ochen' razrezhennoi plazme, i otnoshenie ih intensivnostei ispol'zuetsya dlya opredeleniya fiz. uslovii v toi oblasti S.k., gde izluchenie generiruetsya.

Ris. 2. Spektr Solnca, poluchennyi 28 noyabrya 1970 g. na rakete "Vertikal'-1" (SSSR). Pri dovol'no nizkoi aktivnosti Solnca vpervye zaregistrirovany linii 8,4 (Mg XII) i 9,2 (Mg XI). Iz otnosheniya intensivnosti etih linii sleduet, chto znachenie temperatury v oblasti nad razvitymi pyatnami mln. K. Intensivnost' opredelyalas' po chislu impul'sov v 1 s, registriruemyh schetchikom rentgenovskih fotonov.

Ocenka plotnosti plazmy S.k. pryamo vytekaet iz yarkosti K-korony. Deistvitel'no, odin svobodnyi elektron rasseivaet maluyu dolyu () ot kolichestva izlucheniya, padayushego na ploshadku v 1 sm² (sm. Tomsonovskoe rasseyanie). T.k. u korony yarkost' v 1 mln. raz men'she, chem u fotosfery, eto oznachaet, chto v korone v stolbike secheniem 1 sm² vdol' lucha zreniya nahoditsya 10^-6/10^-24=10¹⁸ svobodnyh elektronov. Prinimaya dlya S.k. harakternuyu protyazhennost' - shkalu vysot ~10¹⁰ sm (eto sleduet iz ukazannogo vyshe tempa umen'sheniya yarkosti s vysotoi), poluchaem, chto v 1 sm³ soderzhitsya 10¹⁸/10¹⁰=10⁸ svobodnyh elektronov. V silu elektroneitral'nosti plazmy plotnost' ionov (v osnovnom protonov) dolzhna byt' takoi zhe. Nad polyusami vo vnutr. korone pri nevysokoi solnechnoi aktivnosti plotnost' elektronov v 1,5-2 raz men'she, chem nad ekvatorom, i gorazdo bystree umen'shaetsya s vysotoi.

Ris. 3. Fotografiya solnechnoi korony, poluchennaya (7 marta 1970 g.) s fil'trom, sglazhivayushim bol'shie razlichiya yarkosti vnutrennei i vneshnei korony. Otchetlivo vidny shlemovidnye obrazovaniya (opahala), perehodyashie v koronal'nye luchi.

V period minimuma aktivnosti razlichie ekvatorial'nyh i polyarnyh oblastei rezko vyrazheno:osn. svechenie ishodit iz ekvatorial'nyh oblastei, nad polyusami na sravnitel'no nizkih vysotah nablyudayutsya tonkie luchi - t.n. koronal'nye shetochki. Na fotografiyah Solnca v etot period korona vyglyadit sil'no szhatoi. Postepenno (cherez 1-2 goda) nad centrami aktivnosti v sr. shirotah razvivayutsya kondensacii s arochnoi strukturoi - moshnye koronal'nye luchi, prostirayushiesya na rasstoyanie mnogih radiusov Solnca. V etoi korone promezhutochnogo tipa (ris. 3) koronal'nye shetochki nad oboimi ili odnim polyusom eshe sohranyayutsya. Nakonec, v period maksimuma aktivnosti vsya S.k. okazyvaetsya vozmushennoi, a ee forma - blizkoi k sfericheskoi.

Ris.4. Fotografii Solnca, poluchennye 20 maya 1966 g. s rakety "Aerobi" (SShA): a - v zhestkih rentgenovskih luchah (), b - v luchah s , v - v myagkih rentgenovskih luchah (), g - v vodorodnoi linii . Zhestkoe izluchenie svyazano s razvitymi gruppami pyaten, myagkoe - s koronal'nymi kondensaciyami, imeyushimi temperaturu 2,5 mln. K.

Na rentg. izobrazheniyah korony otchetlivo vyyavlyayutsya: yarkie istochniki (razmerami v nesk. uglovyh minut) nad aktivnymi oblastyami (ris. 4), razbrosannye po vsemu disku yarkie tochki razmerami menee 30", uchastki ponizhennoi yarkosti - koronal'nye dyry. Istochniki nad centrami aktivnosti (flokulami, pyatnami) naz. koronal'nymi kondensaciyami. V nih plotnost' plazmy v nesk. raz vyshe po sravneniyu so spokoinoi koronoi (na odinakovyh vysotah). Vnutri kondensacii, svyazannyh s bol'shimi gruppami colnechnyh pyaten, a takzhe pri razvitii lyubyh nestacionarnyh processov (rozhdenii novoi gruppy pyaten, vybrose eruptivnyh protuberancev, vspyshkah na Solnce) poyavlyaetsya plazma s temp-roi, prevyshayushei sr. znachenie K. Vne vspyshek lish' ves'ma nebol'shoe kolichestvo veshestva razogrevaetsya do T ~ 10⁷ K. Pri vspyshkah obrazuetsya bol'shoe koronal'noe oblako s K (inogda do 10⁸ K). Imenno povyshenie temp-ry pri odnovrem. uvelichenii plotnosti i ob'yasnyaet bol'shuyu yarkost' etih obrazovanii v rentg. diapazone.

Ionizovannyi goryachii koronal'nyi gaz okazyvaetsya sosredotochennym preimushestvenno v otdel'nyh arkah, trubkah, k-rye sozdayutsya vyhodyashimi v koronu magn. polyami. Sistemy nizkih arok soedinyayut uchastki s protivopolozhno napravlennymi sil'nymi magn. polyami vnutri aktivnoi oblasti, vysokie sistemy arok svyazyvayut protyazhennye uchastki slabyh fonovyh polei. Chasto v svete otdel'nyh emissionnyh linii i v belom svete vydelyayutsya bliz ekvatora arki, soedinyayushie uchastki razlichnoi polyarnosti v raznyh polushariyah (ris. 5). Nad granicami razdela polyarnostei fonovyh magn. polei sushestvuyut sistemy vysokih petel'. Forma opahal ("lukovic", ris. 3), perehodyashih v moshnye koronal'nye luchi, pokazyvaet, chto vliyanie polya skazyvaetsya po krainei mere do rasstoyanii poryadka nesk. .

Ris. 5. a - fotografiya solnechnoi korony promezhutochnogo tipa, poluchennaya 12 noyabrya 1966 g.; b - sturktura magnitnogo polya korony v to zhe vremya (chernye linii - silovye linii magnitnogo polya Solnca).

Te uchastki vnutr. korony, gde magn. silovye linii uhodyat v mezhplanetnoe prostranstvo, lisheny arochnyh struktur. Eto i est' koronal'nye dyry, zanimayushie obychno polyarnye shapki i lish' inogda, na faze spada 11-letnih ciklov, opuskayushiesya nanizkie shiroty i dazhe peresekayushie ekvator.

S.k., v otlichie ot sostoyashei iz otdel'nyh strui solnechnoi hromosfery, predstavlyaetsya obrazovaniem, lishennym vbliziSolnca moshnyh krupnomasshtabnyh dvizhenii. Tol'ko inogda v kondensaciyah nablyudayutsya dvizheniya arok so skorostyami km/s, bolee moshnye potoki (100-1000 km/s) svyazany tol'ko so vspyshkami na Solnce. No vo vnesh. korone chislo proyavlenii nestacionarnyh dvizhenii vozrastaet: krome potokov, obuslovlennyh vspyshkami, nablyudaetsya bol'shoe chislo t.n. koronal'nyh tranzientov - dvizhushihsya oblakov, udarnyh voln, svyazannyh s eruptivnymi protuberancami. Na rasstoyaniyah postepenno formiruetsya potok chastic, uhdyashih ot Solnca (colnechnyi veter).

Dlya obrazovaniya korony neobhodim nagrev koronal'nogo gaza. On mozhet byt' svyazan s dissipaciei voln ili magn. polya, tormozheniem uskorennyh elektronov v korone. V petlyah (zakrytyh magn. strukturah) temp-ra plazmy opredelyaetsyaiz balansa nagreva i radiac. poter'. Sushestvennym okazyvaetsya process, pri k-rom teplovoi potok, napravlennyi iz vershiny trubki vniz, v ee osnovanie, "isparyaet" chast' plotnogo gaza,k-ryi zatem zapolnyaet vsyu trubku. V koronal'nyh dyrah, gde magn. pole pochti ne meshaet uhodu chastic, energiya nagreva v osnovnom rashoduetsya na uskorenie solnechnogo vetra. Plotnost' plazmy v dyrah okazyvaetsya ponizhennoi, i temp-ra ustanavlivaetsya na urovne K, opredelyaemom balansom sily gravitacii i sily, uskoryayushei protony.

Lit. sm. pri st. Solnce.

(M.A. Livshic)