Звездная корона - Stellar corona

Для использования в других целях см. корона (значения).

В течение всего солнечное затмение, корона Солнца и выступы видны невооруженным глазом.

А корона (латинский для "короны", в свою очередь, происходит от Древнегреческий κορώνη, корень, 'гирлянда, венок') - это аура плазма что окружает солнце и другие звезды. Корона Солнца простирается на миллионы километров в космическое пространство, и ее легче всего увидеть в течение всего солнечное затмение, но это также наблюдается с коронограф. Спектроскопия измерения указывают на сильное ионизация в короне и температуре плазмы выше 1000000 кельвин,^[1] намного горячее, чем поверхность Солнца.

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

• K-корона (K для kontinuierlich, "сплошной" по-немецки) создается солнечным светом рассеяние бесплатно электроны; Доплеровское уширение отраженной фотосферной линии поглощения расширяет их так сильно, что полностью скрывает их, создавая спектральный вид континуума без линий поглощения.
• F-корона (F для Фраунгофер ) создается солнечным светом, отражающимся от частиц пыли, и его можно наблюдать, потому что его свет содержит линии поглощения фраунгофера, которые видны при необработанном солнечном свете; F-корона простирается до очень высоких удлинение углов от Солнца, где это называется зодиакальный свет.
• E-корона (E для излучения) возникает из-за спектральных линий излучения, создаваемых ионами, которые присутствуют в корональной плазме; это может наблюдаться в широком или запрещенный или горячий спектральные линии излучения и является основным источником информации о составе короны.^[2]

История

Корона, нарисованная Хосе Хоакин де Феррер вовремя солнечное затмение 16 июня 1806 г. в Киндерхук, Нью-Йорк.

В 1724 г. французско-итальянский астроном Джакомо Ф. Маральди признал, что аура, видимая во время солнечное затмение принадлежит к солнце, а не в Луна. В 1809 году испанский астроном Хосе Хоакин де Феррер ввел термин «корона».^[3] Основываясь на собственных 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 идентифицировал первый неизвестный на Земле элемент в хромосфере Солнца, который был назван гелий. Французский астроном Жюль Йенссен отметил, после сравнения его показаний между затмениями 1871 и 1878 годов, что размер и форма короны меняются вместе с цикл солнечных пятен.^[4] В 1930 г. Бернар Лиот изобрел коронограф, что позволяет увидеть корону без полного затмения. В 1952 году американский астроном Юджин Паркер предположил, что солнечная корона может быть нагрета мириадами крошечных «нано-вспышек», миниатюрные свечения, напоминающие солнечные вспышки это произошло бы по всей поверхности Солнца.

Исторические теории

Высокая температура короны Солнца придает ему необычность. спектральный особенности, которые заставили некоторых в XIX веке предположить, что он содержит ранее неизвестный элемент ",короний ". Вместо этого эти спектральные особенности с тех пор были объяснены сильно ионизированный утюг (Fe-XIV или Fe¹³⁺). Бенгт Эдлен после работы Гротриана (1939) впервые идентифицировал корональные спектральные линии в 1940 г. (наблюдаемые с 1869 г.) как переходы из низколежащих метастабильный уровней основной конфигурации высокоионизированных металлов (зеленая линия Fe-XIV от Fe¹³⁺ в 5303Å, но и красная линия Fe-X из Fe⁹⁺ в 6374Å).^[1]

Внешность

Рисунок, демонстрирующий конфигурацию солнечного магнитного потока во время солнечного цикла

Корона Солнца намного горячее (в 150-450 раз), чем видимая поверхность Солнца: фотосфера в среднем температура около ~5800кельвин по сравнению с 1–3 миллионами кельвинов короны. Корона 10⁻¹² раз плотнее фотосферы, и поэтому производит примерно одну миллионную часть видимого света. Корона отделена от фотосферы относительно неглубоким хромосфера. Точный механизм, с помощью которого нагревается корона, все еще является предметом некоторых дискуссий, но вероятные возможности включают индукцию солнечным светом. магнитное поле 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 ограничивается экваториальный регионы, с корональные дыры покрытие полярный регионы. Однако во время активных периодов Солнца корона равномерно распределена по экваториальной и полярной областях, хотя она наиболее заметна в областях с солнечное пятно Мероприятия. В солнечный цикл охватывает примерно 11 лет, от солнечный минимум до следующего минимума. Так как магнитное поле Солнца постоянно замыкается из-за более быстрого вращения массы на экваторе Солнца (дифференциальное вращение ) активность солнечных пятен будет более выражена в солнечный максимум где магнитное поле более запутанный. С пятнами связаны коронковые петли, петли магнитный поток, апвеллинг из солнечного интерьера. Магнитный поток толкает горячее фотосфера в сторону, обнажая более холодную плазму внизу, создавая темные солнечные пятна.

Поскольку корона была сфотографирована с высоким разрешением в рентгеновском диапазоне спектра спутником Скайлаб в 1973 г., а затем Йохко и другими последующими космическими инструментами было замечено, что структура короны весьма разнообразна и сложна: различные зоны были немедленно классифицированы на корональном диске.^[5][6][7]Обычно астрономы выделяют несколько регионов,^[8] как описано ниже.

Активные регионы

Активные регионы представляют собой ансамбли петлевых структур, соединяющих точки противоположной магнитной полярности в фотосфере, так называемые коронковые петли Как правило, они распределяются по двум зонам активности, параллельным солнечному экватору. Средняя температура составляет от двух до четырех миллионов кельвинов, а плотность - от 10⁹ до 10¹⁰ частиц на см³.

Иллюстрация с изображением 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:^[8] солнечные пятна и факелы, происходят в фотосфере, спикулы, Hα нити и пляжи в хромосфере, выступы в хромосфере и переходной области, и вспышки и выбросы корональной массы происходят в короне и хромосфере. Если вспышки очень сильные, они также могут возмущать фотосферу и вызывать Волна Мортона. Напротив, покоящиеся протуберанцы - это большие, прохладные плотные структуры, которые наблюдаются как темные, «змееподобные» ленты Hα (выглядящие как нити) на солнечном диске. Их температура около 5000–8000K, поэтому их обычно рассматривают как хромосферные объекты.

В 2013 г. изображения с Корональный имидж-сканер высокого разрешения выявили невиданные ранее «магнитные косы» плазмы во внешних слоях этих активных областей.^[9]

Венечные петли

Основная статья: Венечная петля

TRACE 171Å корональные петли

Венечные петли являются основными структурами магнитной солнечной короны. Эти петли - двоюродные братья закрытого магнитного потока открытого магнитного потока, которые можно найти в корональная дыра (полярные) регионы и Солнечный ветер. Петли магнитного потока поднимаются вверх от солнечного тела и заполняются горячей солнечной плазмой.^[10] Из-за повышенной магнитной активности в этих областях корональных петель корональные петли часто могут быть предшественниками солнечные вспышки и выбросы корональной массы (CME).

Солнечная плазма, питающая эти структуры, нагревается из-под 6000K до более чем 10⁶ K из фотосферы через переходную область в корону. Часто солнечная плазма заполняет эти петли из одной точки и перетекает в другую, называемую точками стопы (сифон расход из-за разницы давлений,^[11] или асимметричный поток из-за другого драйвера).

Когда плазма поднимается от точек основания к вершине петли, как всегда происходит во время начальной фазы компактной вспышки, она определяется как хромосферная. испарение. Когда плазма быстро остывает и падает в сторону фотосферы, она называется хромосферной. конденсация. Также может быть симметричный течет из обеих точек основания петли, вызывая накопление массы в петлевой конструкции. В этой области плазма может быстро остывать (при тепловой неустойчивости), ее темная нити очевидно против солнечного диска или выступы с Конечность 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 контура, корональные петли могут существовать в течение длительных периодов времени и известны как устойчивое состояние или же неподвижный венечные петли. (пример ).

Корональные петли очень важны для нашего понимания тока. проблема коронарного нагрева. Корональные петли представляют собой сильно излучающие источники плазмы, поэтому их легко наблюдать с помощью таких инструментов, как СЛЕД. Остается объяснение проблемы нагрева короны, поскольку эти структуры наблюдаются удаленно, где присутствует много неоднозначностей (т.е. вклады излучения вдоль LOS ). На месте измерения необходимы, прежде чем можно будет получить окончательный ответ, но из-за высоких температур плазмы в короне, на месте измерения в настоящее время невозможны. Следующая миссия НАСА, Солнечный зонд Parker будет приближаться к Солнцу очень близко, что позволит проводить более прямые наблюдения.

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

Крупномасштабные конструкции

Крупномасштабные конструкции 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 при наблюдении вспышки 8 июня 1968 года во время полета ракеты.^[12]

Масштабная структура короны меняется за 11 лет. солнечный цикл и становится особенно простым в течение минимального периода, когда магнитное поле Солнца почти аналогично дипольной конфигурации (плюс квадрупольный компонент).

Взаимосвязи активных регионов

В взаимосвязи активных регионов представляют собой дуги, соединяющие зоны противоположного магнитного поля разных активных областей. После вспышки часто наблюдаются значительные изменения этих структур.^[13]

Некоторые другие особенности этого типа ленты для шлема - крупные шапковидные корональные структуры с длинными заостренными пиками, обычно перекрывающие пятна и активные области. Корональные стримеры считаются источниками медленного Солнечный ветер.^[13]

Полости волокон

Изображение, сделанное Обсерватория солнечной динамики 16 октября 2010 г. В южном полушарии Солнца видна полость с очень длинной нитью накала.

Полости волокон это зоны, которые выглядят темными в рентгеновских лучах и находятся над областями, где Hα филаменты наблюдаются в хромосфере. Впервые они были замечены в двух полетах 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 магнитное давление а давление плазмы должно быть постоянным везде на гелиосфера чтобы иметь равновесную конфигурацию: там, где магнитное поле выше, плазма должна быть более холодной или менее плотной. Давление плазмы ${displaystyle p}$ можно рассчитать по уравнение состояния идеального газа: ${displaystyle p=nk_{B}T}$, куда ${displaystyle n}$ это плотность числа частиц, ${displaystyle k_{B}}$ то Постоянная Больцмана и ${displaystyle T}$ 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 оказывает солнечные пятна очевидно темно в фотосфера.

Яркие точки

Яркие точки 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 солнечный цикл. Они связаны с небольшими биполярными областями магнитного поля. Их средняя температура колеблется от (1.1E6K) к (3.4E6K). Изменения температуры часто коррелируют с изменениями рентгеновского излучения.^[14]

Корональные отверстия

Основная статья: Корональная дыра

Корональные отверстия являются полярными областями, которые в рентгеновских лучах выглядят темными, так как не излучают много излучения.^[15] Это широкие зоны Солнца, где магнитное поле униполярно и открывается в сторону межпланетного пространства. Высокая скорость Солнечный ветер возникает 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 перья. Точнее, это длинные тонкие ленты, которые выступают наружу от северного и южного полюсов Солнца.^[16]

Тихое Солнце

Области Солнца, которые не являются частью активных областей и корональных дыр, обычно идентифицируются как тихое солнце.

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 солнечный цикл, при этом они практически исчезают на каждом минимуме. 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

Портрет столь же разнообразный, как тот, который уже отмечен для корональных особенностей, подчеркивается анализом динамики основных структур короны, которые развиваются во времена, очень разные между ними. Изучить корональную изменчивость в ее сложности непросто, потому что время эволюции различных структур может значительно различаться: от секунд до нескольких месяцев. Типичные размеры областей, в которых происходят корональные события, различаются таким же образом, как это показано в следующей таблице.

Корональное событие	Типичная шкала времени	Типичная шкала длины (мм)
Активный регион вспышка	От 10 до 10000секунды	10–100
Рентгеновская яркая точка	минут	1–10
Переходный процесс в крупномасштабных конструкциях	от минут до часов	~100
Переходный процесс в соединительных дугах	от минут до часов	~100
Тихое Солнце	от часов до месяцев	100–1000
Корональная дыра	несколько оборотов	100–1000

Вспышки

Основная статья: Солнечные вспышки

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

Вспышки происходят в активных областях и характеризуются внезапным увеличением потока излучения, излучаемого 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.

Эмиссия 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 Hα длины волн и очень сложный. Однако можно выделить два типа базовых структур:^[17]

• Компактные ракеты, когда каждая из двух арок, в которых происходит событие, сохраняет свою морфологию: наблюдается только увеличение эмиссии без значительных структурных изменений. Излучаемая энергия порядка 10²² – 10²³ Дж.
• Вспышки большой продолжительности, связанных с извержением выступы, переходные процессы в белом свете и двухленточные ракеты:^[18] в этом случае магнитные петли меняют свою конфигурацию во время события. Энергия, излучаемая во время этих вспышек, настолько велика, что может достигать 10²⁵ Дж.

Нить, извергающаяся во время солнечной вспышки, наблюдается в диапазоне длин волн EUV (СЛЕД )

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 импульсивная фаза, длительность которого составляет порядка минут, сильные выбросы энергии часто наблюдаются даже в микроволнах, длинах волн EUV и на частотах жесткого рентгеновского излучения.
• Максимальная фаза
• Фаза распада, который может длиться несколько часов.

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

Переходные процессы

Основная статья: Выброс корональной массы

Сопутствующий солнечные вспышки или большой солнечные протуберанцы, "корональные транзиенты" (также называемый выбросы корональной массы ) иногда выпускаются. 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 сотни миллионов тонн материала в Космос примерно со скоростью 1,5 миллиона километров в час.

Звездные короны

Корональные звезды повсеместно встречаются среди звезды в прохладной половине Диаграмма Герцшпрунга – Рассела.^[19] Эти короны можно обнаружить с помощью Рентгеновские телескопы. Некоторые звездные короны, особенно у молодых звезд, намного ярче солнечной. Например, Кома Беренис является прототипом FK Com класс переменная звезда. Это гиганты спектральных классов G и K с необычно быстрым вращением и признаками экстремальной активности. Их рентгеновские короны - одни из самых ярких (L_Икс ≥ 10³² эрг · с⁻¹ или 10²⁵З) и самый жаркий из известных с преобладающими температурами до 40 мк.^[19]

Запланированные астрономические наблюдения Обсерватория Эйнштейна Джузеппе Вайана и его группа^[20] показали, что F-, G-, K- и M-звезды имеют хромосферы и часто короны, очень похожие на наше Солнце. O-B звезды, не имеющие зон поверхностной конвекции, обладают сильным рентгеновским излучением. Однако у этих звезд нет короны, но внешние звездные оболочки излучают это излучение во время толчков из-за тепловой нестабильности в быстро движущихся газовых сгустках. Кроме того, у А-звезд нет зон конвекции, но они не излучают в УФ и рентгеновских длинах волн. . Таким образом, кажется, что у них нет ни хромосфер, ни корон.

Физика короны

Это изображение, сделанное Hinode 12 января 2007 г. обнаруживает нитевидную природу короны.

Вещество внешней части солнечной атмосферы находится в состоянии плазма, при очень высокой температуре (несколько миллионов кельвинов) и при очень низкой плотности (порядка 10¹⁵ частиц / м³Согласно 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 Уравнение Саха в самой нижней атмосфере, но за счет столкновительного равновесия 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. Предположим, что они имеют в среднем одинаковую кинетическую энергию (для теорема о равнораспределении ) электроны имеют массу примерно 1800 раз меньше, чем протоны, поэтому они приобретают большую скорость. Ионы металлов всегда медленнее. Этот факт имеет соответствующие физические последствия либо для радиационных процессов (которые сильно отличаются от фотосферных радиационных процессов), либо для теплопроводности. Кроме того, наличие электрических зарядов вызывает генерацию электрических токов и сильных магнитных полей. Магнитогидродинамические волны (МГД-волны) ) также может распространяться в этой плазме,^[21] даже если до сих пор не ясно, как они могут передаваться или генерироваться в короне.

Радиация

Основная статья: Корональные радиационные потери

Корона излучает в основном рентгеновское излучение, наблюдаемое только из космоса.

Плазма прозрачна как для собственного излучения, так и для излучения снизу, поэтому мы говорим, что она оптически тонкий. 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 числа частиц в единице объема, или, точнее, произведению электрона. плотность и плотность протонов.^[22]

Теплопроводность

Мозаика крайних ультрафиолетовых изображений, сделанных из СТЕРЕО 4 декабря 2006 г. Эти изображения в искусственных цветах показывают атмосферу Солнца при различных температурах. По часовой стрелке сверху слева: 1 миллион градусов C (171 Å - синий), 1,5 миллиона градусов C (195Зеленый), 60000–80000° C (304 Å - красный) и 2,5 миллиона ° C (286 Å - желтый).

СТЕРЕО - Первые изображения в виде медленной анимации

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

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 воздействию Сила Лоренца которая перпендикулярна плоскости, определяемой скоростью и магнитным полем. Эта сила искривляет путь частицы. В общем, поскольку частицы также имеют компонент скорости вдоль силовой линии магнитного поля, Сила Лоренца заставляет их изгибаться и двигаться по спирали вокруг силовых линий на циклотрон частота.

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^[23]

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

куда ${displaystyle k_{B}}$ это Постоянная Больцмана, ${displaystyle T}$ это температура в кельвинах, ${displaystyle m_{e}}$ - масса электрона, ${displaystyle e}$ - электрический заряд электрона,

${displaystyle ln Lambda =ln left(12pi nlambda _{D}^{3}ight)}$

кулоновский логарифм, а

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

это Длина Дебая плазмы с плотностью частиц ${displaystyle n}$. Кулоновский логарифм ${displaystyle ln Lambda }$ составляет примерно 20 в короне, со средней температурой 1 МК и плотностью 10¹⁵ частиц / м³и около 10 в хромосфере, где температура составляет около 10 кК, а плотность частиц порядка 10¹⁸ частиц / м³, и на практике его можно считать постоянным.

Отсюда, если обозначить ${displaystyle q}$ тепло для единицы объема, выраженное в Дж · м⁻³, уравнение Фурье теплопередачи, которое должно быть вычислено только вдоль направления ${displaystyle x}$ линии поля становится

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

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

Корональная сейсмология

Основная статья: Корональная сейсмология

Корональная сейсмология это новый способ изучения плазма солнечной короны с помощью магнитогидродинамический (МГД) волны. Магнитогидродинамика изучает динамика из электропроводящий жидкости - в данном случае жидкость - корональная плазма. С философской точки зрения корональная сейсмология похожа на земную. сейсмология, Солнце гелиосейсмология, и МГД-спектроскопия лабораторных плазменных устройств. Во всех этих подходах для зондирования среды используются различные виды волн. Возможности корональной сейсмологии в оценке коронального магнитного поля, плотности высота шкалы, тонкая структура и нагревание было продемонстрировано различными исследовательскими группами.

Проблема коронарного нагрева

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

Воспроизвести медиа

Новый метод визуализации может дать ключ к разгадке проблемы нагревания корональной зоны.

Проблема нагрева короны в солнечная физика относится к вопросу о том, 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 Уолтер Гротриан идентифицировали линии Fe IX и Ca XIV в солнечном спектре.^[25] Это привело к открытию, что эмиссионные линии, наблюдаемые во время солнечных затмений, не вызваны неизвестным элементом под названием "короний «но известные элементы на очень высоких стадиях ионизации.^[24] Сравнение корональной и фотосферной температур 6000K, приводит к вопросу о том, как можно поддерживать в 200 раз более высокую корональную температуру.^[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 переноса энергии из недр Солнца в корону за счет нетепловых процессов, потому что второй закон термодинамики предотвращает отток тепла непосредственно от солнечной фотосферы (поверхности), которая составляет примерно 5800K, к гораздо более горячей короне примерно от 1 до 3 МК (части короны могут даже достигать 10МК).

Между фотосферой и короной тонкая область, через которую увеличивается температура, известна как переходный регион. Его толщина составляет всего от десятков до сотен километров. Энергия не может быть передана из более холодной фотосферы в корону с помощью обычного теплопереноса, так как 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 потери на излучение в короне и нагрев за счет теплопроводности в направлении хромосфера через переходный регион. Это примерно 1 киловатт на каждый квадратный метр площади поверхности хромосферы Солнца, или 1 /40000 количества световой энергии, уходящей от Солнца.

Было предложено много теорий нагрева короны,^[27] но две теории остались наиболее вероятными кандидатами: волновой нагрев и магнитное пересоединение (или же нано-вспышки ).^[28] На протяжении большей части последних 50 лет ни одна из теорий не могла объяснить экстремальные корональные температуры.

В 2012 году высокое разрешение (<0,2 ″) мягкий рентген визуализация с Корональный имидж-сканер высокого разрешения на борту звуковая ракета выявили туго заплетенные 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 миллиона кельвинов) исходит от МГД волны.^[29]

В НАСА миссия Солнечный зонд Parker предназначен для приближения к Солнцу на расстояние примерно 9,5 радиуса Солнца для исследования нагрева короны и происхождения солнечного ветра. Успешно запущен 12 августа 2018 г.^[30] и выполнил первые несколько из более чем 20 запланированных сближений с Солнцем.^[31]

Конкурирующие механизмы нагрева

Модели отопления
Гидродинамический	Магнитный
Нет магнитного поля Медленно вращающиеся звезды	ОКРУГ КОЛУМБИЯ (переподключение)	AC (волны)
	B-поля напряжений События повторного подключения Вспышки -нано-вспышки Равномерная скорость нагрева	Фотографиисферная точка стопы шаркающий Распространение МГД волн Высокий поток альфвеновских волн Неравномерные скорости нагрева
	Конкурирующие теории

Теория волнового нагрева

Теория волнового нагрева, предложенная в 1949 г. Эври Шацман, предполагает, что волны переносят энергию из недр Солнца в хромосферу и корону Солнца. Солнце состоит из плазма вместо обычного газа, поэтому он поддерживает несколько типов волн, аналогичных звуковые волны в воздухе. Наиболее важные типы волн: магнитоакустические волны и Альфвеновские волны.^[32] Магнитоакустические волны - это звуковые волны, которые были изменены присутствием магнитного поля, а альфвеновские волны подобны сверхнизкая частота радиоволны которые были изменены в результате взаимодействия с иметь значение в плазме. Оба типа волн могут быть вызваны турбулентностью грануляция и супер грануляция 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 быть отраженный 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 трансмутироваться 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 г. Солнечная и гелиосферная обсерватория космическая солнечная обсерватория, первая платформа, способная наблюдать Солнце в крайний ультрафиолет (EUV) в течение длительного времени со стабильным фотометрия. Это были магнитоакустические волны с частотой около 1 миллигерц (мГц, что соответствует 1000второй период 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 г. с использованием данных СЛЕД космический корабль, кажется, указывает на то, что в солнечной атмосфере есть волны с частотами до 100мГц (Период 10 секунд). Измерения температуры разных ионы в солнечном ветре с прибором UVCS на борту SOHO дают убедительные косвенные доказательства того, что существуют волны на частотах до 200Гц, хорошо в диапазоне человеческого слуха. Эти волны очень трудно обнаружить при нормальных обстоятельствах, но доказательства, собранные во время солнечных затмений командами из Колледж Уильямса предполагают наличие таких волн в 1–10Гц классифицировать.

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

Наблюдения за солнечным ветром с помощью Ветер космический аппарат недавно продемонстрировал доказательства, подтверждающие теорию альфвеновско-циклотронной диссипации, ведущей к локальному нагреву ионов.^[37]

Теория магнитного пересоединения

Основная статья: Магнитное пересоединение

Дуга активной области Обсерватория солнечной динамики

В магнитное пересоединение Теория полагается на солнечное магнитное поле, чтобы вызвать электрические токи в солнечной короне.^[38] Затем токи внезапно схлопываются, высвобождая энергию в виде тепла и энергии волн в короне. Этот процесс называется «пересоединением» из-за специфического поведения магнитных полей в плазме (или любой электропроводящей жидкости, например Меркурий или же морская вода ). В плазме силовые линии магнитного поля обычно привязаны к отдельным частям материи, так что топология магнитного поля остается прежним: если конкретный север и юг магнитный полюс соединены 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.

Магнитное пересоединение предполагается, что это механизм, лежащий в основе солнечных вспышек, крупнейших взрывов в Солнечной системе. Более того, поверхность Солнца покрыта миллионами небольших намагниченных областей 50–1000км через. 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 нано-вспышки может нагреть корону было предложено Юджин Паркер в 1980-х, но все еще вызывает споры. Особенно, ультрафиолетовый телескопы, такие как СЛЕД и SOHO / EIT может наблюдать отдельные микровспышки как небольшие осветления в крайнем ультрафиолетовом свете.^[39] но кажется, что 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 проявляется в СЛЕД 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)

На протяжении десятилетий исследователи считали спикулы может послать 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 исследованиям, проведенным в 2010 г. Национальный центр атмосферных исследований в Колорадо, в сотрудничестве с Лаборатория солнечной энергии и астрофизики Локхид Мартин (LMSAL) и Институт теоретической астрофизики из Университет Осло, новый класс спикул (ТИП II), обнаруженный в 2007 году, которые перемещаются быстрее (до 100 км / с) и имеют более короткую продолжительность жизни, может объяснить эту 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]

Смотрите также

• Портал Солнечной системы
• Астрономический портал

• Расширенный обозреватель композиции
• Геокорона
• Выброс корональной массы
• Солнечная переходная область
• Надаркадные нисходящие потоки
• Рентгеновская астрономия

Рекомендации

1. Ашванден, Маркус Дж. (2005). Физика солнечной короны: введение с проблемами и решениями. Чичестер, Великобритания: Praxis Publishing. ISBN  978-3-540-22321-4.
2. Корфилд, Ричард (2007). Жизни планет. Основные книги. ISBN  978-0-465-01403-3.
3. де Феррер, Хосе Хоакин (1809). «Наблюдения за солнечным затмением 16 июня 1806 года, сделанные в Киндерхуке, штат Нью-Йорк». Труды Американского философского общества. 6: 264–275. Дои:10.2307/1004801. JSTOR  1004801.
4. Эспенак, Фред. «Хронология открытий о Солнце». Мистер эклипс. В архиве из оригинала 19 октября 2020 г.. Получено 6 ноября 2020.
5. Vaiana, G. S .; Krieger, A. S .; Тимоти, А. Ф. (1973). «Идентификация и анализ структур короны по рентгеновской фотографии». Солнечная физика. 32 (1): 81–116. Bibcode:1973Соф ... 32 ... 81В. Дои:10.1007 / BF00152731.
6. Vaiana, G.S .; Такер, W.H. (1974). Р. Джаккони; Х. Гунский (ред.). "Солнечное рентгеновское излучение в" рентгеновской астрономии"": 169.
7. Вайана, Г. С; Рознер, Р. (1978). «Последние достижения в физике короны». Анну. Rev. Astron. Астрофизики. 16: 393–428. Bibcode:1978ARA & A..16..393V. Дои:10.1146 / annurev.aa.16.090178.002141.
8. Гибсон, Э. Г. (1973). Тихое Солнце. Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, Вашингтон, округ Колумбия
9. «Как НАСА раскрыло самый горячий секрет Солнца за 5 минут космического полета». В архиве из оригинала от 24.01.2013.
10. Кацукава, Юкио; Цунета, Саку (2005). «Магнитные свойства у подножия горячих и холодных петель». Астрофизический журнал. 621 (1): 498–511. Bibcode:2005ApJ ... 621..498K. Дои:10.1086/427488.
11. Бетта, Рита; Орландо, Сальваторе; Перес, Джованни; Серио, Сальваторе (1999). «Об устойчивости сифонных течений в корональных петлях». Обзоры космической науки. 87: 133–136. Bibcode:1999ССРв ... 87..133Б. Дои:10.1023 / А: 1005182503751.
12. Джаккони, Риккардо (1992). Дж. Ф. Лински и С. Серио (ред.). Лекция в память о Г.С. Вайане в Труды физики солнечной и звездной короны: симпозиум Г.С. Вайана. Kluwer Academic Publishers - Отпечатано в Нидерландах. С. 3–19. ISBN  978-0-7923-2346-4.
13. Офман, Леон (2000). «Источники медленного солнечного ветра в корональных стримерах» (PDF). Письма о геофизических исследованиях. 27 (18): 2885–2888. Bibcode:2000GeoRL..27.2885O. Дои:10.1029 / 2000GL000097.
14. Kariyappa, R .; Deluca, E. E .; Saar, S. H .; Голуб, Л .; Damé, L .; Певцов, А. А .; Варгезе, Б.А. (2011). "Температурная изменчивость ярких точек рентгеновского излучения, наблюдаемая с помощью Hinode / XRT". Астрономия и астрофизика. 526: A78. Bibcode:2011A & A ... 526A..78K. Дои:10.1051/0004-6361/201014878.
15. Ито, Хироаки; Цунета, Саку; Сиота, Дайкоу; Токумару, Мунетоши; Фудзики, Ken'Ichi (2010). «Отличается ли полярный регион от спокойного солнечного?». Астрофизический журнал. 719 (1): 131–142. arXiv:1005.3667. Bibcode:2010ApJ ... 719..131I. Дои:10.1088 / 0004-637X / 719/1/131.
16. Дель Занна, G .; Bromage, B.J. I .; Мейсон, Х. Э. (2003). «Спектроскопические характеристики полярных шлейфов». Астрономия и астрофизика. 398 (2): 743–761. Bibcode:2003A & A ... 398..743D. Дои:10.1051/0004-6361:20021628.
17. Pallavicini, R .; Serio, S .; Вайана, Г. С. (1977). «Обзор мягких рентгеновских снимков вспышек конечностей - связь между их структурой в короне и другими физическими параметрами». Астрофизический журнал. 216: 108. Bibcode:1977ApJ ... 216..108P. Дои:10.1086/155452.
18. Голуб, Л .; Herant, M .; Kalata, K .; Lovas, I .; Nystrom, G .; Pardo, F .; Spiller, E .; Вильчинский, Дж. (1990). «Субсекундные наблюдения солнечной рентгеновской короны». Природа. 344 (6269): 842–844. Bibcode:1990Натура.344..842Г. Дои:10.1038 / 344842a0.
19. Гюдель М (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон» (PDF). Обзор астрономии и астрофизики. 12 (2–3): 71–237. arXiv:Astro-ph / 0406661. Bibcode:2004A и ARv..12 ... 71G. Дои:10.1007 / s00159-004-0023-2. Архивировано из оригинал (PDF) на 2011-08-11.
20. Vaiana, G.S .; и другие. (1981). «Результаты обширного обзора звезд Эйнштейном». Астрофизический журнал. 245: 163. Bibcode:1981ApJ ... 245..163В. Дои:10.1086/158797.
21. Джеффри, Алан (1969). Магнитогидродинамика. УНИВЕРСИТЕТСКИЕ МАТЕМАТИЧЕСКИЕ ТЕКСТЫ.
22. Мью Р. (1991). «Рентгеновская спектроскопия звездных корон». Обзор астрономии и астрофизики. 3 (2): 127. Bibcode:1991A и ARv ... 3..127M. Дои:10.1007 / BF00873539.
23. Спитцер, Л. (1962). Физика полностью ионизированного газа. Междунауки по физике и астрономии.
24. "2004ESASP.575 .... 2K Стр. 2". adsbit.harvard.edu. Получено 2019-02-28.
25. Ашванден, Маркус (2006). Физика солнечной короны: введение с проблемами и решениями. Берлин: Springer Science & Business Media. стр.355. ISBN  978-3540307655.
26. Фалгароне, Эдит; Пассо, Тьерри (2003). Турбулентность и магнитные поля в астрофизике. Берлин: Springer Science & Business Media. стр.28. ISBN  978-3540002741.
27. Ульмшнейдер, Питер (1997). J.C. Vial; К. Боккиалини; П. Бумье (ред.). Нагрев хромосфер и корон в Космическая Солнечная Физика, Труды, Орсе, Франция. Springer. С. 77–106. ISBN  978-3-540-64307-4.
28. Малара, Ф .; Велли, М. (2001). Пол Брекке; Бернхард Флек; Джозеф Б. Гурман (ред.). Наблюдения и модели коронального нагрева в Недавние исследования физики Солнца и гелиосферы: основные моменты SOHO и других космических миссий, Материалы симпозиума МАС 203. Астрономическое общество Тихого океана. С. 456–466. ISBN  978-1-58381-069-9.
29. Cirtain, J. W .; Голуб, Л .; Winebarger, A.R .; De Pontieu, B .; Кобаяши, К .; Moore, R.L .; Walsh, R.W .; Korreck, K. E .; Вебер, М .; McCauley, P .; Название, А .; Кузин, С .; Дефорест, К. Э. (2013). «Выделение энергии в солнечной короне из пространственно разрешенных магнитных кос». Природа. 493 (7433): 501–503. Bibcode:2013Натура 493..501С. Дои:10.1038 / природа11772. PMID  23344359.
30. http://parkersolarprobe.jhuapl.edu/The-Mission/index.php#Journey-to-the-Sun В архиве 2017-08-22 в Wayback Machine
31. «Солнечный зонд Parker завершил третий сближение с Солнцем». blogs.nasa.gov. Получено 2019-12-06.
32. Альфвен, Ханнес (1947). «Магнитогидродинамические волны и нагрев солнечной короны». MNRAS. 107 (2): 211–219. Bibcode:1947МНРАС.107..211А. Дои:10.1093 / mnras / 107.2.211.
33. "Альфвеновские волны - наше Солнце делает магнитный поворот". прочитано 6 января 2011 г. В архиве из оригинала от 23.07.2011.
34. Джесс, DB; Mathioudakis, M; Erdélyi, R; Crockett, PJ; Кинан, ФП; Кристиан, ди-джей (2009). «Альфвеновские волны в нижней части солнечной атмосферы». Наука. 323 (5921): 1582–1585. arXiv:0903.3546. Bibcode:2009Sci ... 323.1582J. Дои:10.1126 / science.1168680. HDL:10211.3/172550. PMID  19299614.
35. McIntosh, S.W .; de Pontieu, B .; Карлссон, М .; Hansteen, V. H .; Сдо; Команда миссии Aia (2010). «Вездесущие альвеновские движения в спокойном Солнце, корональной дыре и активной области короны». Американский геофизический союз, осеннее собрание. аннотация № SH14A-01.
36. "Магнитная тайна Солнца раскрыта". прочитано 6 января 2011 г. В архиве из оригинала от 24 декабря 2010 г.
37. Kasper, J.C .; и другие. (Декабрь 2008 г.). «Горячий гелий из солнечного ветра: прямые доказательства локального нагрева за счет альвеновско-циклотронной диссипации». Phys. Rev. Lett. 101 (26): 261103. Bibcode:2008PhRvL.101z1103K. Дои:10.1103 / PhysRevLett.101.261103. PMID  19113766.
38. Священник, Эрик (1982). Солнечная магнитогидродинамика. D.Reidel Publishing Company, Дордрехт, Голландия. ISBN  978-90-277-1833-4.
39. Patsourakos, S .; Флакон, Ж.-К. (2002). «Прерывистое поведение в переходной области и низкая корона спокойного Солнца». Астрономия и астрофизика. 385 (3): 1073–1077. Bibcode:2002A & A ... 385.1073P. Дои:10.1051/0004-6361:20020151.
40. «Тайна горячей внешней атмосферы Солнца« разгадана »- Новости Rediff.com». Rediff.com. 2011-01-07. В архиве из оригинала от 15.04.2012. Получено 2012-05-21.
41. Де Понтье, B; McIntosh, SW; Карлссон, М; Hansteen, VH; Tarbell, TD; Boerner, P; Мартинес-Сикора, Дж .; Schrijver, CJ; Название, AM (2011). «Истоки горячей плазмы в солнечной короне». Наука. 331 (6013): 55–58. Bibcode:2011Научный ... 331 ... 55D. Дои:10.1126 / science.1197738. PMID  21212351.

дальнейшее чтение

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

внешняя ссылка

• 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 Астрономическая картинка дня 26 июля 2009 г. - комбинация из тридцати трех фотографий солнечной короны, которые были обработаны в цифровой форме, чтобы выделить слабые черты полного затмения, произошедшего 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