СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА

Солнечная корона - самая внешняя часть солнечной атмосферы. Она прослеживается фактически от края солнечного диска (лимба) до расстояний в десятки и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве. Яркость короны очень мала (ок. 10-6 яркости фотосферы) и резко (в 103 раз на расстоянии ) спадает при удалении от лимба. Поэтому излучение короны, обычно теряющееся в арссеянном свете неба близ Солнца (в т.н. околосолнечном ореоле, рис. 1), может регистрироваться либо во время полных солнечных затмений, либо вне затмений при помощи спец. вне затменных коронографов, устанавливаемых высоко в горах, где яркость ореола ничтожна. При наблюдениях из космоса С.к. можно исследовать непосредственно на диске Солнца в рентг. области спектра, где излучение фотосферы отсутствует. Рис. 1. Сравнение интенсивности излучения различных компонентов (K, L, F) солнечной короны с яркостью неба близ Солнца вне и во время затмения. По оси абсцисс отложено расстояние от Солнца в , по оси ординат - логарифмы интенсивности излучения в относительныхединицах. В излучении С.к. можно выделить следующие компоненты. 1) L-корона: запрещенные спектральные линии высокоионизованных атомов FeX - FeXIV, NiXII - NiXVI, CaXII - CaXV; самыми яркими линиями являются: зеленая линия FeXIV с , красная линия FeX с . Линии наблюдаются только во внутр. короне, до от лимба (при затмении - ). Поскольку энергия, излучаемая в линии, сконцентрирована в интервале длин волн , интенсивность в центрах корональных линий примерно в 1000 раз больше интенсивности непрерывного спектра короны. 2) K-корона: непрерывное излучение - рассеянный на свободных электронах короны свет фотосферы. При рассеянии излучение поляризуется, степень поляризации достигает 40-50%. Линии поглощения спектра фотосферы в K-короне оказываются абсолютно размытыми вследствие того, что при рассеиянии на быстрых электронах частота фотонов изменяется из-за эффекта Доплера. 3) F-корона: непрерывное излучение с линиями поглощения, появление к-рого связано с дифракцией солнечного излучения на пылевых частицах, находящихся между Солнцем и орбитой Земли. Тепловое излучение самой пыли, переизлучающей поглощенную солнечную энергию, проявляется в повышении яркости при мкм на расстоянии близ экваториальной плоскости (локальная F-корона). Эта часть с С.к. физически не связана. Изучены также генерирующиеся в короне непрерывное радиоизлучение в метровом диапазоне длин волн (см. Радиоизлучение Солнца) и многочисленные разрешенные линии высокоионизованных атомов в области спектра . Корона представляет собой область, заполненную разреженной плазмой с темп-рой К. О причинах, обусловливающих более высокое значение темп-ры короны по сравнению с хромосферой и фотосферой, см. в ст. Солнце. Уточнение оценки темп-ры С.к. проводится рядом независимых методов: по анализу состояния ионизации коронального газа, по ширинам линий, по характеру спада плотности с высотой, по рентг. и радиоизлучению. Особо следует отметить, что кромезапрещенных линий типа наблюдавшихся ранее в видимой оласти, в диапазон 400-10 попадают многочисл. разрешенные линии (рис. 2) ионов в основном с 1-3 эелктронами над заполненной оболочкой. По этим линиям определяют значение темп-ры в различных областях короны. Для ряда ионов в мягкой рентг. области наблюдаются все переходы с ближайших верхних уровней энергии на основной, т.н. резонансная, сателлитная и сильно запрещенная линии. Сателлитная линия, возникающая в основном при диэлектронных рекомбинациях, аналогична резонансной, но излучается в присутствии еще одного электрона на одном из верхних уровней. Одновременное наблюдение линий указанных трех типов возможно лишь в горячей и очень разреженной плазме, и отношение их интенсивностей используется для определения физ. условий в той области С.к., где излучение генерируется. Рис. 2. Спектр Солнца, полученный 28 ноября 1970 г. на ракете "Вертикаль-1" (СССР). При довольно низкой активности Солнца впервые зарегистрированы линии 8,4 (Mg XII) и 9,2 (Mg XI). Из отношения интенсивности этих линий следует, что значение температуры в области над развитыми пятнами млн. К. Интенсивность определялась по числу импульсов в 1 с, регистрируемых счетчиком рентгеновских фотонов. Оценка плотности плазмы С.к. прямо вытекает из яркости K-короны. Действительно, один свободный электрон рассеивает малую долю () от количества излучения, падающего на площадку в 1 см2 (см. Томсоновское рассеяние). Т.к. у короны яркость в 1 млн. раз меньше, чем у фотосферы, это означает, что в короне в столбике сечением 1 см2 вдоль луча зрения находится 10-6/10-24=1018 свободных электронов. Принимая для С.к. характерную протяженность - шкалу высот ~1010 см (это следует из указанного выше темпа уменьшения яркости с высотой), получаем, что в 1 см3 содержится 1018/1010=108 свободных электронов. В силу электронейтральности плазмы плотность ионов (в основном протонов) должна быть такой же. Над полюсами во внутр. короне при невысокой солнечной активности плотность электронов в 1,5-2 раз меньше, чем над экватором, и гораздо быстрее уменьшается с высотой. Рис. 3. Фотография солнечной короны, полученная (7 марта 1970 г.) с фильтром, сглаживающим большие различия яркости внутренней и внешней короны. Отчетливо видны шлемовидные образования (опахала), переходящие в корональные лучи. В период минимума активности различие экваториальных и полярных областей резко выражено:осн. свечение исходит из экваториальных областей, над полюсами на сравнительно низких высотах наблюдаются тонкие лучи - т.н. корональные щеточки. На фотографиях Солнца в этот период корона выглядит сильно сжатой. Постепенно (через 1-2 года) над центрами активности в ср. широтах развиваются конденсации с арочной структурой - мощные корональные лучи, простирающиеся на расстояние многих радиусов Солнца. В этой короне промежуточного типа (рис. 3) корональные щеточки над обоими или одним полюсом еще сохраняются. Наконец, в период максимума активности вся С.к. оказывается возмущенной, а ее форма - близкой к сферической. Рис.4. Фотографии Солнца, полученные 20 мая 1966 г. с ракеты "Аэроби" (США): а - в жестких рентгеновских лучах (), б - в лучах с , в - в мягких рентгеновских лучах (), г - в водородной линии . Жесткое излучение связано с развитыми группами пятен, мягкое - с корональными конденсациями, имеющими температуру 2,5 млн. К. На рентг. изображениях короны отчетливо выявляются: яркие источники (размерами в неск. угловых минут) над активными областями (рис. 4), разбросанные по всему диску яркие точки размерами менее 30", участки пониженной яркости - корональные дыры. Источники над центрами активности (флокулами, пятнами) наз. корональными конденсациями. В них плотность плазмы в неск. раз выше по сравнению со спокойной короной (на одинаковых высотах). Внутри конденсаций, связанных с большими группами cолнечных пятен, а также при развитии любых нестационарных процессов (рождении новой группы пятен, выбросе эруптивных протуберанцев, вспышках на Солнце) появляется плазма с темп-рой, превышающей ср. значение К. Вне вспышек лишь весьма небольшое количество вещества разогревается до T ~ 107 К. При вспышках образуется большое корональное облако с К (иногда до 108 К). Именно повышение темп-ры при одноврем. увеличении плотности и объясняет большую яркость этих образований в рентг. диапазоне. Ионизованный горячий корональный газ оказывается сосредоточенным преимущественно в отдельных арках, трубках, к-рые создаются выходящими в корону магн. полями. Системы низких арок соединяют участки с противоположно направленными сильными магн. полями внутри активной области, высокие системы арок связывают протяженные участки слабых фоновых полей. Часто в свете отдельных эмиссионных линий и в белом свете выделяются близ экватора арки, соединяющие участки различной полярности в разных полушариях (рис. 5). Над границами раздела полярностей фоновых магн. полей существуют системы высоких петель. Форма опахал ("луковиц", рис. 3), переходящих в мощные корональные лучи, показывает, что влияние поля сказывается по крайней мере до расстояний порядка неск. . Рис. 5. а - фотография солнечной короны промежуточного типа, полученная 12 ноября 1966 г.; б - стурктура магнитного поля короны в то же время (черные линии - силовые линии магнитного поля Солнца). Те участки внутр. короны, где магн. силовые линии уходят в межпланетное пространство, лишены арочных структур. Это и есть корональные дыры, занимающие обычно полярные шапки и лишь иногда, на фазе спада 11-летних циклов, опускающиеся нанизкие широты и даже пересекающие экватор. С.к., в отличие от состоящей из отдельных струй солнечной хромосферы, представляется образованием, лишенным вблизиСолнца мощных крупномасштабных движений. Только иногда в конденсациях наблюдаются движения арок со скоростями км/с, более мощные потоки (100-1000 км/с) связаны только со вспышками на Солнце. Но во внеш. короне число проявлений нестационарных движений возрастает: кроме потоков, обусловленных вспышками, наблюдается большое число т.н. корональных транзиентов - движущихся облаков, ударных волн, связанных с эруптивными протуберанцами. На расстояниях постепенно формируется поток частиц, ухдящих от Солнца (cолнечный ветер). Для образования короны необходим нагрев коронального газа. Он может быть связан с диссипацией волн или магн. поля, торможением ускоренных электронов в короне. В петлях (закрытых магн. структурах) темп-ра плазмы определяетсяиз баланса нагрева и радиац. потерь. Существенным оказывается процесс, при к-ром тепловой поток, направленный из вершины трубки вниз, в ее основание, "испаряет" часть плотного газа,к-рый затем заполняет всю трубку. В корональных дырах, где магн. поле почти не мешает уходу частиц, энергия нагрева в основном расходуется на ускорение солнечного ветра. Плотность плазмы в дырах оказывается пониженной, и темп-ра устанавливается на уровне К, определяемом балансом силы гравитации и силы, ускоряющей протоны. Лит. см. при ст. Солнце. (М.А. Лившиц)