Солнечная корона
Солнечная корона — верхний, самый разреженный и горячий слой атмосферы Солнца. Состоит из плазмы (электронов и ионов).
Описание
Чёткой внешней границы у солнечной короны нет. Солнечная корона переходит в солнечный ветер. Земля, как и другие планеты, находится внутри короны. Оптическое излучение короны прослеживается на 10—20 радиусов Солнца (десятки миллионов километров) и сливается с зодиакальным светом (результатом рассеяния света на пылинках).
Температура короны — порядка миллиона кельвинов. Причём от хромосферы она повышается до двух миллионов на расстоянии порядка 70 000 км от видимой поверхности Солнца, а затем начинает убывать, достигая у Земли ста тысяч кельвинов.
Излучение солнечной короны
Интегральный блеск короны составляет от 0,8⋅10−6 до 1,3⋅10−6 часть блеска Солнца. Поэтому она не видна вне затмений или без технологических ухищрений. Для наблюдения Солнечной короны вне затмений используют внезатменный коронограф.
Излучение короны в основном приходится на далёкий ультрафиолетовый и рентгеновский диапазоны, непропускаемые земной атмосферой, поэтому очень большое значение имеет изучение солнечной короны с помощью космических аппаратов.
Излучение в видимом диапазоне
Видимый спектр солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты — E-корона). K-компонента — непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9'÷10' от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3' (угловой диаметр Солнца — около 30') и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20' F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9'÷10' принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней.
При длительных наблюдениях с внезатменным коронографом L-короны было установлено, что переменность изофот происходит примерно за четыре недели, что указывает на то, что корона в целом вращается так же, как и всё Солнце.
K-составляющая короны появляется при томсоновском рассеянии солнечного излучения на свободных электронах. В непрерывном спектре были обнаружены чрезвычайно сильно размытые (до 100Å) линии H и K Ca II, что указывает на чрезвычайно большую тепловую скорость излучающих частиц (до 7500 км/с). Электроны приобретают такие скорости при температуре порядка 1,5 млн. К. В пользу того, что K-спектр принадлежит электронам, свидетельствует тот факт, что излучение внутренней короны сильно поляризовано, что и предсказывается теорией для томсоновского рассеяния.
Наблюдение эмиссионных линий L-короны также подтверждает предположение о высокой температуре в ней. Этот спектр долго оставался загадкой для астрономов, поскольку имеющиеся в нём сильные линии не воспроизводились в лабораторных опытах ни с одним из известных веществ. Долгое время этот эмиссионный спектр приписывался веществу коронию, а сами линии и по сей день называют корональными. Корональный спектр был полностью дешифрован шведским физиком [швед.], который показал, что эти линии принадлежат многократно ионизированным атомам металлов (Fe X, Fe XI, Fe XIII, Ca XV, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI и др.). Причём все эти линии являются запрещёнными и для их излучения необходимы экстремально низкие плотности вещества, недостижимые в земных лабораториях. Для излучения большинства линий необходима температура около 2,5 млн град. Особого внимания требует линия 5694,42 Å Ca XV, требующая температуры 6,3 млн градусов. Линия эта сильно переменная и, вероятно, проявляется только в местах короны, связанных с активными областями.
F-спектр короны формируется благодаря рассеянию солнечного излучения на частичках межпланетной пыли. В непосредственной близости к Солнцу пыль существовать не может, поэтому F-корона начинает проявлять себя на некотором отдалении от Солнца.
Радиоизлучение
Солнечная корона является источником сильного радиоизлучения. То, что Солнце излучает радиоволны, стало известно в 1942—1943 годах, но то, что источником является корона, стало известно пять лет спустя во время солнечного затмения. В радиодиапазоне солнечное затмение началось гораздо раньше и закончилось гораздо позже, чем в видимом. При этом во время полной фазы затмения радиоизлучение не сводилось к нулю. Солнечное радиоизлучение состоит из двух компонент: постоянной и спорадической. Постоянный компонент формируется свободно-свободными переходами электронов в электрическом поле ионов. Спорадический компонент связан с активными образованиями на Солнце.
Рентгеновское излучение
Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нанометров полностью исходит из короны. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера — не видны. Две корональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение. Этого нельзя сказать о ярких точках на видимой поверхности Солнца, видимых в рентгеновском диапазоне и обладающих сильным магнитным полем, которых в день образуется больше тысячи. Время существования каждой из них — несколько часов. Число их возрастает при спокойном Солнце и уменьшается при активном.
Элементы структуры
Основные структуры, наблюдаемые в короне — корональные дыры, , корональные арки, корональные петли, лучи, перья, опахала, шлемы, яркие точки. Корональные дыры являются источниками особенно сильного солнечного ветра. Корональные арки представляют собой петлю или систему петель магнитного поля с плазмой повышенной плотности. В солнечной короне нередко происходят масштабные явления — корональные выбросы массы.
Во время затмений при наблюдениях в белом свете корона видна как лучистая структура, форма и структура которой зависит от фазы солнечного цикла. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается.
Изменения солнечной короны в солнечном цикле обнаружил в 1897 году пулковский астроном Алексей Павлович Ганский.
Проблема нагрева солнечной короны
Проблема нагрева солнечной короны остаётся нерешённой. Существует много предположений относительно необычно высокой температуры в короне по сравнению с хромосферой и фотосферой. Известно, что энергия приходит из нижележащих слоёв, включающих, в частности, фотосферу и хромосферу. Вот только некоторые из элементов, возможно, участвующих в нагреве короны: магнитозвуковые и альфвеновские волны, магнитное пересоединение, микровспышки в короне.
Возможно, механизм нагрева короны тот же, что и для хромосферы. Поднимающиеся из глубины Солнца конвективные ячейки, проявляющиеся в фотосфере в виде грануляции, приводят к локальному нарушению равновесия в газе, которое приводит к распространению акустических волн, движущихся в различных направлениях. При этом хаотическое изменение плотности, температуры и скорости вещества, в котором распространяются эти волны, приводит к тому, что меняется скорость, частота и амплитуда акустических волн, причём изменения могут быть столь высокими, что движение газа становится сверхзвуковым. Возникают ударные волны, диссипация которых и приводит к нагреву газа.
Один из возможных механизмов нагрева Солнечной короны — испускание Солнцем аксионов или аксионоподобных частиц, которые превращаются в фотоны в областях с сильным магнитным полем.
Примечания
- СО́ЛНЕЧНАЯ КОРО́НА : [арх. 26 ноября 2020] / Ким И. С. // Сен-Жерменский мир 1679 — Социальное обеспечение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2015. — С. 652. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 30). — ISBN 978-5-85270-367-5.
- Солнечная корона // Физическая энциклопедия / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. — Т. 4. Пойнтинга — Робертсона — Стримеры. — С. 579—580. — 704 с. — ISBN 5852700878. Архивировано 22 марта 2012 года.
- Солнечный ветер // Физическая энциклопедия / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. — Т. 4. Пойнтинга — Робертсона — Стримеры. — С. 586—588. — 704 с. — ISBN 5852700878. Архивировано 19 августа 2011 года.
- Джей Пасачофф. Великое солнечное затмение 2017 года // В мире науки. — 2017. — № 10. — С. 22—31. Архивировано 19 октября 2017 года.
- The enigmatic Sun: a crucible for new physics. Дата обращения: 27 сентября 2014. Архивировано 17 февраля 2015 года.
Литература
- Фотографии короны Солнца — ежедневные изображения // Лаборатория рентгеновской астрономии Солнца, ФИАН
- Солнечная корона — энциклопедия Солнца // Лаборатория рентгеновской астрономии Солнца, ФИАН
- Aschwanden, Markus J. Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions (англ.). — Chichester, UK: Praxis Publishing, 2005. — ISBN 978-3-540-22321-4.
- Corfield, Richard. Lives of the Planets. — Basic Books, 2007. — ISBN 978-0-465-01403-3.
- Вольфсон Р. Активная солнечная корона. // В мире науки, 1983/N4, с. 60-70.
Ссылки
- de Ferrer, José Joaquín. Observations of the eclipse of the sun June 16th 1806 made at Kinderhook in the State of New York (англ.) // Transactions of the American Philosophical Society : journal. — 1809. — Vol. 6. — P. 264—275. — doi:10.2307/1004801. — .
Википедия, чтение, книга, библиотека, поиск, нажмите, истории, книги, статьи, wikipedia, учить, информация, история, скачать, скачать бесплатно, mp3, видео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, картинка, музыка, песня, фильм, игра, игры, мобильный, телефон, Android, iOS, apple, мобильный телефон, Samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Сеть, компьютер, Информация о Солнечная корона, Что такое Солнечная корона? Что означает Солнечная корона?
Solnechnaya korona verhnij samyj razrezhennyj i goryachij sloj atmosfery Solnca Sostoit iz plazmy elektronov i ionov Solnechnaya korona zapechatlyonnaya vo vremya polnogo solnechnogo zatmeniya 11 avgusta 1999 goda blizko k maksimumu 23 go cikla Zavisimost otnositelnoj yarkosti sostavlyayushih Solnechnoj korony ot rasstoyaniya do kraya diskaOpisanieChyotkoj vneshnej granicy u solnechnoj korony net Solnechnaya korona perehodit v solnechnyj veter Zemlya kak i drugie planety nahoditsya vnutri korony Opticheskoe izluchenie korony proslezhivaetsya na 10 20 radiusov Solnca desyatki millionov kilometrov i slivaetsya s zodiakalnym svetom rezultatom rasseyaniya sveta na pylinkah Temperatura korony poryadka milliona kelvinov Prichyom ot hromosfery ona povyshaetsya do dvuh millionov na rasstoyanii poryadka 70 000 km ot vidimoj poverhnosti Solnca a zatem nachinaet ubyvat dostigaya u Zemli sta tysyach kelvinov Izluchenie solnechnoj koronyIntegralnyj blesk korony sostavlyaet ot 0 8 10 6 do 1 3 10 6 chast bleska Solnca Poetomu ona ne vidna vne zatmenij ili bez tehnologicheskih uhishrenij Dlya nablyudeniya Solnechnoj korony vne zatmenij ispolzuyut vnezatmennyj koronograf Izluchenie korony v osnovnom prihoditsya na dalyokij ultrafioletovyj i rentgenovskij diapazony nepropuskaemye zemnoj atmosferoj poetomu ochen bolshoe znachenie imeet izuchenie solnechnoj korony s pomoshyu kosmicheskih apparatov source source source source source source source Izobrazhenie koronalnogo dozhdya pravyj kraj Solnca na dline volny 304 A poluchennoe na instrumente AIA SDO SDO poluchala odin kadr kazhdye 12 sekund kazhdaya sekunda video sootvetstvuet 6 minutam realnogo vremeni Film byl poluchen v period s 4 30 UTC 19 iyulya do 2 00 UTC 20 iyulya 2012 goda to est v techenie 21 5 chasa Izluchenie v vidimom diapazone Vidimyj spektr solnechnoj korony sostoit iz tryoh razlichnyh sostavlyayushih nazvannyh L K i F komponentami ili sootvetstvenno L korona K korona i F korona eshyo odno nazvanie L komponenty E korona K komponenta nepreryvnyj spektr korony Na ego fone do vysoty 9 10 ot vidimogo kraya Solnca vidna emissionnaya L komponenta Nachinaya s vysoty okolo 3 uglovoj diametr Solnca okolo 30 i vyshe viden fraungoferov spektr takoj zhe kak i spektr fotosfery On sostavlyaet F komponentu solnechnoj korony Na vysote 20 F komponenta dominiruet v spektre korony Vysota 9 10 prinimaetsya za granicu otdelyayushuyu vnutrennyuyu koronu ot vneshnej Pri dlitelnyh nablyudeniyah s vnezatmennym koronografom L korony bylo ustanovleno chto peremennost izofot proishodit primerno za chetyre nedeli chto ukazyvaet na to chto korona v celom vrashaetsya tak zhe kak i vsyo Solnce K sostavlyayushaya korony poyavlyaetsya pri tomsonovskom rasseyanii solnechnogo izlucheniya na svobodnyh elektronah V nepreryvnom spektre byli obnaruzheny chrezvychajno silno razmytye do 100A linii H i K Ca II chto ukazyvaet na chrezvychajno bolshuyu teplovuyu skorost izluchayushih chastic do 7500 km s Elektrony priobretayut takie skorosti pri temperature poryadka 1 5 mln K V polzu togo chto K spektr prinadlezhit elektronam svidetelstvuet tot fakt chto izluchenie vnutrennej korony silno polyarizovano chto i predskazyvaetsya teoriej dlya tomsonovskogo rasseyaniya Nablyudenie emissionnyh linij L korony takzhe podtverzhdaet predpolozhenie o vysokoj temperature v nej Etot spektr dolgo ostavalsya zagadkoj dlya astronomov poskolku imeyushiesya v nyom silnye linii ne vosproizvodilis v laboratornyh opytah ni s odnim iz izvestnyh veshestv Dolgoe vremya etot emissionnyj spektr pripisyvalsya veshestvu koroniyu a sami linii i po sej den nazyvayut koronalnymi Koronalnyj spektr byl polnostyu deshifrovan shvedskim fizikom shved kotoryj pokazal chto eti linii prinadlezhat mnogokratno ionizirovannym atomam metallov Fe X Fe XI Fe XIII Ca XV Ni XIII Ni XV Ni XVI i dr Prichyom vse eti linii yavlyayutsya zapreshyonnymi i dlya ih izlucheniya neobhodimy ekstremalno nizkie plotnosti veshestva nedostizhimye v zemnyh laboratoriyah Dlya izlucheniya bolshinstva linij neobhodima temperatura okolo 2 5 mln grad Osobogo vnimaniya trebuet liniya 5694 42 A Ca XV trebuyushaya temperatury 6 3 mln gradusov Liniya eta silno peremennaya i veroyatno proyavlyaetsya tolko v mestah korony svyazannyh s aktivnymi oblastyami F spektr korony formiruetsya blagodarya rasseyaniyu solnechnogo izlucheniya na chastichkah mezhplanetnoj pyli V neposredstvennoj blizosti k Solncu pyl sushestvovat ne mozhet poetomu F korona nachinaet proyavlyat sebya na nekotorom otdalenii ot Solnca Radioizluchenie Solnechnaya korona yavlyaetsya istochnikom silnogo radioizlucheniya To chto Solnce izluchaet radiovolny stalo izvestno v 1942 1943 godah no to chto istochnikom yavlyaetsya korona stalo izvestno pyat let spustya vo vremya solnechnogo zatmeniya V radiodiapazone solnechnoe zatmenie nachalos gorazdo ranshe i zakonchilos gorazdo pozzhe chem v vidimom Pri etom vo vremya polnoj fazy zatmeniya radioizluchenie ne svodilos k nulyu Solnechnoe radioizluchenie sostoit iz dvuh komponent postoyannoj i sporadicheskoj Postoyannyj komponent formiruetsya svobodno svobodnymi perehodami elektronov v elektricheskom pole ionov Sporadicheskij komponent svyazan s aktivnymi obrazovaniyami na Solnce Issledovanie korony na pochtovoj marke 2006Rentgenovskoe izluchenie Izluchenie Solnca s dlinoj volny menee 20 nanometrov polnostyu ishodit iz korony Eto oznachaet chto naprimer na rasprostranyonnyh snimkah Solnca na dlinah voln 17 1 nm 171 A 19 3 nm 193 A 19 5 nm 195 A vidna isklyuchitelno solnechnaya korona s eyo elementami a hromosfera i fotosfera ne vidny Dve koronalnye dyry pochti vsegda sushestvuyushie u severnogo i yuzhnogo polyusov Solnca a takzhe drugie vremenno poyavlyayushiesya na ego vidimoj poverhnosti prakticheski sovsem ne ispuskayut rentgenovskoe izluchenie Etogo nelzya skazat o yarkih tochkah na vidimoj poverhnosti Solnca vidimyh v rentgenovskom diapazone i obladayushih silnym magnitnym polem kotoryh v den obrazuetsya bolshe tysyachi Vremya sushestvovaniya kazhdoj iz nih neskolko chasov Chislo ih vozrastaet pri spokojnom Solnce i umenshaetsya pri aktivnom Snimok Solnca na dline volny 171 A 4 dekabrya 2006 goda Elementy strukturyOsnovnye struktury nablyudaemye v korone koronalnye dyry koronalnye arki koronalnye petli luchi perya opahala shlemy yarkie tochki Koronalnye dyry yavlyayutsya istochnikami osobenno silnogo solnechnogo vetra Koronalnye arki predstavlyayut soboj petlyu ili sistemu petel magnitnogo polya s plazmoj povyshennoj plotnosti V solnechnoj korone neredko proishodyat masshtabnye yavleniya koronalnye vybrosy massy Vo vremya zatmenij pri nablyudeniyah v belom svete korona vidna kak luchistaya struktura forma i struktura kotoroj zavisit ot fazy solnechnogo cikla V epohu maksimuma solnechnyh pyaten ona imeet sravnitelno okrugluyu formu Pryamye i napravlennye vdol radiusa Solnca luchi korony nablyudayutsya kak u solnechnogo ekvatora tak i v polyarnyh oblastyah Kogda zhe pyaten malo koronalnye luchi obrazuyutsya lish v ekvatorialnyh i srednih shirotah Forma korony stanovitsya vytyanutoj U polyusov poyavlyayutsya harakternye korotkie luchi tak nazyvaemye polyarnye shyotochki Pri etom obshaya yarkost korony umenshaetsya Vytyanutaya forma korony vo vremya polnogo solnechnogo zatmeniya 1 avgusta 2008 goda blizko k minimumu mezhdu 23 m i 24 m ciklami solnechnoj aktivnosti Izmeneniya solnechnoj korony v solnechnom cikle obnaruzhil v 1897 godu pulkovskij astronom Aleksej Pavlovich Ganskij Problema nagreva solnechnoj koronyProblema nagreva solnechnoj korony ostayotsya nereshyonnoj Sushestvuet mnogo predpolozhenij otnositelno neobychno vysokoj temperatury v korone po sravneniyu s hromosferoj i fotosferoj Izvestno chto energiya prihodit iz nizhelezhashih sloyov vklyuchayushih v chastnosti fotosferu i hromosferu Vot tolko nekotorye iz elementov vozmozhno uchastvuyushih v nagreve korony magnitozvukovye i alfvenovskie volny magnitnoe peresoedinenie mikrovspyshki v korone Vozmozhno mehanizm nagreva korony tot zhe chto i dlya hromosfery Podnimayushiesya iz glubiny Solnca konvektivnye yachejki proyavlyayushiesya v fotosfere v vide granulyacii privodyat k lokalnomu narusheniyu ravnovesiya v gaze kotoroe privodit k rasprostraneniyu akusticheskih voln dvizhushihsya v razlichnyh napravleniyah Pri etom haoticheskoe izmenenie plotnosti temperatury i skorosti veshestva v kotorom rasprostranyayutsya eti volny privodit k tomu chto menyaetsya skorost chastota i amplituda akusticheskih voln prichyom izmeneniya mogut byt stol vysokimi chto dvizhenie gaza stanovitsya sverhzvukovym Voznikayut udarnye volny dissipaciya kotoryh i privodit k nagrevu gaza Odin iz vozmozhnyh mehanizmov nagreva Solnechnoj korony ispuskanie Solncem aksionov ili aksionopodobnyh chastic kotorye prevrashayutsya v fotony v oblastyah s silnym magnitnym polem PrimechaniyaSO LNEChNAYa KORO NA arh 26 noyabrya 2020 Kim I S Sen Zhermenskij mir 1679 Socialnoe obespechenie M Bolshaya rossijskaya enciklopediya 2015 S 652 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 35 t gl red Yu S Osipov 2004 2017 t 30 ISBN 978 5 85270 367 5 Solnechnaya korona Fizicheskaya enciklopediya Gl red A M Prohorov M Bolshaya Rossijskaya enciklopediya 1994 T 4 Pojntinga Robertsona Strimery S 579 580 704 s ISBN 5852700878 Arhivirovano 22 marta 2012 goda Solnechnyj veter Fizicheskaya enciklopediya Gl red A M Prohorov M Bolshaya Rossijskaya enciklopediya 1994 T 4 Pojntinga Robertsona Strimery S 586 588 704 s ISBN 5852700878 Arhivirovano 19 avgusta 2011 goda Dzhej Pasachoff Velikoe solnechnoe zatmenie 2017 goda V mire nauki 2017 10 S 22 31 Arhivirovano 19 oktyabrya 2017 goda The enigmatic Sun a crucible for new physics neopr Data obrasheniya 27 sentyabrya 2014 Arhivirovano 17 fevralya 2015 goda LiteraturaFotografii korony Solnca ezhednevnye izobrazheniya Laboratoriya rentgenovskoj astronomii Solnca FIAN Solnechnaya korona enciklopediya Solnca Laboratoriya rentgenovskoj astronomii Solnca FIAN Aschwanden Markus J Physics of the Solar Corona An Introduction with Problems and Solutions angl Chichester UK Praxis Publishing 2005 ISBN 978 3 540 22321 4 Corfield Richard Lives of the Planets Basic Books 2007 ISBN 978 0 465 01403 3 Volfson R Aktivnaya solnechnaya korona V mire nauki 1983 N4 s 60 70 SsylkiMediafajly na Vikisklade de Ferrer Jose Joaquin Observations of the eclipse of the sun June 16th 1806 made at Kinderhook in the State of New York angl Transactions of the American Philosophical Society journal 1809 Vol 6 P 264 275 doi 10 2307 1004801 JSTOR 1004801
