Сонячна корона

Со́нячна коро́на — зовнішня частина атмосфери Сонця, яка відстежується до відстані майже у два радіуси Сонця від сонячної фотосфери. Сонячна плазма в цій частині має малу густину й розігрівається до температур у кілька мільйонів Кельвінів.

Висока температура корони зумовлює незвичайні спектральні характеристики, що змусило деяких дослідників XIX сторіччя припустити наявність в ній раніше невідомого хімічного елемента — «коронію» (спектр корони спостерігається з 1869 року). Ці спектральні характеристики пізніше були пояснені наявністю високоіонізованих атомів заліза (Fe-XIV). Бенгт Едлен, по кроках праці Гротріана (1939), вперше ідентифікував спектральні лінії корони у 1940 році як переходи між низькими метастабільними рівнями базових конфігурацій високоіонізованих металів (зелена лінія заліза Fe-XIV довжиною 5303 Å та червона лінія заліза Fe-X — 6374 Å). Такі високі стадії іонізації означають температуру плазми понад 1 мільйон кельвінів, що значно гарячіше температури поверхні Сонця.

Яскравість корони значно менша від яскравості поверхні Сонця та походить із трьох основних джерел, які всі займають один просторовий об'єм. K-корона (K від , «продовжувана») створена сонячним світлом, відбитим від вільних електронів; Доплерівське розширення відбитих фотосферичних ліній поглинання настільки сильно їх розширює, що повністю їх ховає, створюючи враження спектра без ліній поглинання. F-корона (F від Фраунгофер) створена сонячним світлом, відбитим від часточок пилу, і її можна спостерігати, бо її світло містить лінії поглинання Фраунгофера, які видимі у звичайному світлі; F-корона простягається до дуже високих кутів елонгації від Сонця, на яких вона отримала назву зодіакальне світло. E-корона (E від «емісія») є наслідком ліній спектральної емісії, які створюються іонами корональної плазми; її можна спостерігати у широких або заборонених або гарячих емісійних лініях, що є основним джерелом інформації про хімічний склад корони.

Історія

У 1724 році франко-італійський астроном Джакомо Ф. Маральді визнав, що аура, видима під час сонячного затемнення, належить Сонцю, а не Місяцю. У 1809 році іспанський астроном Хосе Хоакін де Феррер ввів термін «корона». Ґрунтуючись на власних спостереженнях сонячного затемнення 1806 року в Кіндерхуку (штат Нью-Йорк), де Феррер також припустив, що корона є частиною Сонця, а не Місяця. Англійський астроном Норман Лок'єр виявив у хромосфері Сонця перший невідомий на Землі елемент, який був названий гелієм (від грецького helios — сонце). Французький астроном Жуль Жансен, порівнявши свої спостереження між затемненнями 1871 і 1878 років, зауважив, що розмір і форма корони змінюються з циклом сонячних плям . У 1930 році Бернар Ліо винайшов «коронограф», який дозволяє спостерігати корону без повного затемнення. У 1952 році американський астроном Юджин Паркер припустив, що сонячна корона може нагріватися міріадами крихітних «наноспалахів» — мініатюрних сяйв, що нагадують сонячні спалахи, які виникають по всій поверхні Сонця.

Історичні теорії Висока температура сонячної корони надає їй незвичайних спектральних особливостей, що змусило декого в XIX столітті припустити, що вона містить раніше невідомий елемент — «короній». Натомість ці спектральні особливості відтоді пояснюються високоіонізованим залізом (Fe-XIV, або Fe13+). Бенгт Едлен, наслідуючи роботу Вальтера Гротріана в 1939 році, вперше ідентифікував корональні спектральні лінії в 1940 році (спостерігаються з 1869 року) як переходи з низько розташованих метастабільних рівнів основної конфігурації високоіонізованих металів (зелена лінія Fe-XIV від Fe13+ при 5303Å, а також червона лінія Fe-X від Fe9+ при 6374Å).

Спостережувані компоненти Сонячна корона має три визнаних і різних джерела світла, які займають однаковий об'єм: «F-корона» (для «фраунгоферівської»), «K-корона» (для «континуальної») і «E-корона» (для «емісійної»)Golub & Pasachoff (1997). «The Solar Corona», Cambridge University Press (London), ISBN 0 521 48082 5, p. 4. «F-корона» названа на честь фраунгоферівського спектра ліній поглинання у звичайному сонячному світлі, які зберігаються при відбитті від невеликих матеріальних об'єктів. F-корона є слабкою поблизу самого Сонця, але лише поступово зменшує свою яскравість вдалині від нього, поширюючись далеко по небу і стаючи зодіакальним світлом. Вважається, що F-корона виникає з дрібних пилинок, що обертаються навколо Сонця; вони утворюють неміцну хмару, яка простягається через більшу частину Сонячної системи.

«R-корона» названа так за те, що її спектр є суцільним, без основних спектральних особливостей. Це сонячне світло, яке завдяки Томсоновському розсіюванню на вільних електронах у гарячій плазмі зовнішньої атмосфери Сонця. Континуальна природа спектра виникає через доплерівське розширення фраунгоферівських ліній поглинання Сонця в системі відліку (гарячих і, отже, швидко рухомих) електронів. Хоча K-корона — це явище електронів у плазмі, цей термін часто використовується для опису самої плазми (на відміну від пилу, який породжує F-корону).

«E-корона» — це компонент корони зі спектром емісійної лінії, що знаходиться всередині або за межами діапазону довжин хвиль видимого світла. Це явище іонної складової плазми, оскільки окремі іони збуджуються при зіткненні з іншими іонами або електронами, або при поглинанні ультрафіолетового світла від Сонця.

Фізичні риси

Сонячна корона значно гарячіша (у 150—450 разів) за саме Сонце: середня температура фотосфери 5800 кельвінів, а температура корони — від одного до трьох мільйонів кельвінів. Щільність корони становить лише 10−12 щільності фотосфери, а її світність у видимому світлі становить лише одну мільйонну. Корона відділена від фотосфери відносно тонкою хромосферою. Точний механізм нагрівання корони є предметом суперечки, але ймовірні причини включають індукцію магнітним полем Сонця та магнітогідродинамічні хвилі знизу. Зовнішні хвилі сонячної корони постійно відносяться у космос відкритими магнітними потоками і утворюють сонячний вітер.

Корона не завжди рівно розподілена по поверхні Сонця. Під час тихих періодів корона переважно обмежена екваторіальними регіонами Сонця, а корональні діри покривають полярні регіони. А під час активного періоду Сонця корона рівно розподілена екваторіальними і полярними регіонами, хоча найбільш на територіях з сонячними плямами. Цикли сонячної активності тривають приблизно 11 років, від одного сонячного мінімуму до іншого. Оскільки сонячне магнітне поле постійно закручується через швидше обертання маси на екваторі (диференційне обертання), активність сонячних плям буде більш сильною у сонячному максимумі, коли магнітне поле більш закручене. З сонячними плямами асоціюються і корональні петлі, петлі магнітних потоків, які піднімаються зсередини Сонця. Магнітний потік відштовхує більш гарячу фотосферу, оголюючи холоднішу плазму нижче, що і створює відносно темніші сонячні плями.

З часу, яка супутник Skylab 1973 року вперше сфотографував корону на високій роздільній здатності у рентгенівському діапазоні, що було потім доповнено Yohkoh та іншими, відомо, що структура корони різноманітна та складна. Астрономи зазвичай виділять декілька регіонів: активні регіони: корональні петлі, масштабні структури, зв'язки між активними регіонами, яскраві точки, пустоти філаментів; корональні діри.

Активні регіони Активні регіони — це набори петльових структур, які поєднують точки з різними магнітними полюсами у фотосфері, так звані корональні петлі. Вони переважно поширені у двох активних зонах, паралельних сонячному екватору. Середня температура регіонів перебуває між двома та чотирма мільйонами кельвінів, а щільність — від 109 до 1010 часточок на см3.

Активні регіони включають всі феномени, які прямо пов'язуються з магнітним полем і відбуваються на різних висотах над поверхнею Сонця: сонячні плями і сонячні факели, що виникають у фотосфері, спікули, Hα філаменти та флокули у хромосфері, протуберанці у хромосфері та перехідному регіоні, та спалахи і корональні викиди маси у короні та хромосфері. Якщо спалахи надзвичайно сильні, вони також можуть торкнутися фотосфери і викликати хвилю Мортона. Натомість тихі протуберанці — це великі, холодні щільні структури, які спостерігаються як темні, «зміїні» Hα-стрічки (схожі на філаменти) на сонячному диску. Їх температура бл. 5000—8000 К, і тому вони зазвичай вважаються рисами хромосфери.

У 2013 році на зображеннях з виявили раніше не бачені «магнітні коси» плазми всередині зовнішніх шарів цих активних регіонівhttp://www.space.com/19400-sun-corona-secrets-suborbital-telescope.html.

Корональні петлі

Корональні петлі є базовими структурами магнітної сонячної корони. Вони ж закритими магнітними потоками і «кузенами» відкритих магнітних потоків, які можна побачити у корональних дірах полярних регіонів і в сонячному вітрі. Петлі магнітних потоків піднімаються зсередини Сонця і заповнюються гарячою сонячною плазмою. Завдяки підвищеній магнітній активності у регіонах корональних петель, вони часто є передумовами сонячних спалахів і корональних викидів маси.

Сонячна плазма, яка харчує ці структури, нагрівається від менше 6000 K до понад 106 K на шляху від фотосфери через перехідний регіон до корони. Часто плазма надходить у петлі з одного кінця (ніжки петлі) та витікає через інший (сифонний потік внаслідок різниці у тиску або асиметричний потік внаслідок якогось іншого фактора).

Коли плазма піднімається з одного кінця на пік петлі, що завжди відбувається на початковій фазі маленького спалаху, це визначається як хромосферичне випаровування, а коли вона швидко охолоджується і падає назад у фотосферу — це хромосферична конденсація. Однак потік може підніматися з обох ніжок петлі симетрично, що спричиняє накопичення маси у структурі петлі. Внаслідок термальної нестабільності плазма може швидко охолоджуватись у цьому регіоні, що видно як філаменти (тріщини) на диску Сонця або протуберанці на фоні края сонячного диска.

Період існування корональних петель може тривати секунди (при спалахах), хвилини, години чи дні. Якщо існує баланс між джерелами та зануренням енергії петлі, вона може довго існувати і відома як стаціонарні або тихі корональні петлі. (приклад).

Корональні петлі є важливими для розуміння поточної проблеми нагрівання корони. Вони є джерелами сильного випромінення плазми і тому їх легко спостерігати астрономічними інструментами, такими як TRACE. Проблема є невирішеною, оскільки ці структури спостерігаються лише з відстані і присутні багато невизначеностей (наприклад, внесок випромінення вздовж лінії прямої видимості). Отримання остаточної відповіді потребуватиме вимірів in situ, але через високу температуру плазми корони на поточний час такі виміри неможливі. Наступна місія НАСА, Solar Probe Plus, наблизиться до Сонця досить близько, що дозволить більш прямі спостереження.

Масштабні структури Масштабні структури — це дуже довгі арки, які можуть покривати до чверті сонячного диска, але містять менш щільну плазму, ніж корональні петлі активних регіонів.

Їх вперше зафіксували при спостереженні спалаху на Сонці 8 червня 1968 року ракетним зондом.

Масштабні структури корони змінюються протягом 11-річного циклу сонячної активності та стають особливо простими під час сонячного мінімуму, коли магнітне поле Сонця майже схоже на біполярну конфігурацію (плюс квадрупольний компонент).

Зв'язки між активними регіонами Зв'язки між активними регіонами — це арки, які поєднують зони протилежних за знаком магнітних полів різних активних регіонів. Після спалахів спостерігаються значні варіації цих структур.

Одним з видів таких зв'язків є хелметові потоки — великі, схожі на ковпак, корональні структури з довгими вузькими вершинами, які зазвичай покривають сонячні плями та активні регіони. Корональні потоки вважаються джерелом повільного сонячного вітру.

Пустоти філаментів