Звездная корона

Самый внешний слой атмосферы звезды

Солнечная корона с ее тянущимися корональными полосами , а также солнечные протуберанцы (красного цвета) вдоль края освещенной пепельным светом Луны во время полного солнечного затмения 21 августа 2017 г.

Корона ( мн. ч .: coronas или coronae ) — внешний слой атмосферы звезды . Это горячая, но относительно тусклая область плазмы , населённая прерывистыми корональными структурами , известными как солнечные протуберанцы или нити.

Корона Солнца находится над хромосферой и простирается на миллионы километров в открытый космос. Корональный свет обычно затеняется диффузным излучением неба и бликами от солнечного диска, но его можно легко увидеть невооруженным глазом во время полного солнечного затмения или с помощью специального коронографа . ^[1] Спектроскопические измерения указывают на сильную ионизацию в короне и температуру плазмы, превышающую 1 000 000 кельвинов , ^[2] намного горячее, чем поверхность Солнца, известная как фотосфера .

Corona ( латинское слово , означающее «корона»), в свою очередь, происходит от древнегреческого κορώνη ( korṓnē )  — «гирлянда, венок».

История

Корона, зарисованная Хосе Хоакином де Феррером во время солнечного затмения 16 июня 1806 года в Киндерхуке, штат Нью-Йорк .

В 1724 году франко-итальянский астроном Джакомо Ф. Маральди признал, что аура, видимая во время солнечного затмения, принадлежит Солнцу, а не Луне . [ ^3] В 1809 году испанский астроном Хосе Хоакин де Феррер ввел термин «корона». ^[4] Основываясь на собственных наблюдениях солнечного затмения 1806 года в Киндерхуке (Нью-Йорк), де Феррер также предположил, что корона является частью Солнца, а не Луны. Английский астроном Норман Локьер идентифицировал первый неизвестный на Земле элемент в хромосфере Солнца, который был назван гелием (от греческого helios «солнце»). Французский астроном Жюль Йенссен отметил, сравнив свои показания между затмениями 1871 и 1878 годов, что размер и форма короны изменяются в зависимости от цикла солнечных пятен . ^[5] В 1930 году Бернард Лио изобрел «коронограф» (теперь «коронограф») , который позволяет наблюдать корону без полного затмения. В 1952 году американский астроном Юджин Паркер предположил, что солнечная корона может нагреваться мириадами крошечных «нановспышек», миниатюрных вспышек, напоминающих солнечные вспышки , которые происходят по всей поверхности Солнца.

Исторические теории

Высокая температура короны Солнца придает ей необычные спектральные особенности, что привело некоторых в 19 веке к предположению, что она содержит ранее неизвестный элемент, « короний ». Вместо этого эти спектральные особенности с тех пор были объяснены высокоионизированным железом (Fe-XIV или Fe ¹³⁺ ). Бенгт Эдлен , следуя работе Вальтера Гротриана в 1939 году, впервые идентифицировал корональные спектральные линии в 1940 году (наблюдаемые с 1869 года) как переходы из низколежащих метастабильных уровней основной конфигурации высокоионизированных металлов (зеленая линия Fe-XIV от Fe ¹³⁺ при 5 303 Å , а также красная линия Fe-X от Fe ⁹⁺ при 6 374 Å ). ^[2]

Наблюдаемые компоненты

Солнечная корона имеет три признанных и различных источника света, которые занимают один и тот же объем: «F-корона» (от «Фраунгофера»), «K-корона» (от «непрерывного») и «E-корона» (от «излучения»). ^[6]

«F-корона» названа по спектру Фраунгофера линий поглощения в обычном солнечном свете, которые сохраняются при отражении от небольших материальных объектов. F-корона слаба вблизи самого Солнца, но ее яркость падает постепенно вдали от Солнца, простираясь далеко по небу и становясь зодиакальным светом . Известно, что F-корона возникает из мелких пылинок, вращающихся вокруг Солнца; они образуют разреженное облако, которое простирается через большую часть Солнечной системы.

«K-корона» названа так из-за того, что ее спектр представляет собой континуум без каких-либо существенных спектральных особенностей. Это солнечный свет, рассеиваемый Томсоном свободными электронами в горячей плазме внешней атмосферы Солнца. Непрерывная природа спектра возникает из-за доплеровского уширения линий поглощения Фраунгофера Солнца в системе отсчета (горячих и, следовательно, быстро движущихся) электронов. Хотя K-корона — это явление электронов в плазме, этот термин часто используется для описания самой плазмы (в отличие от пыли, которая порождает F-корону).

«E-корона» — это компонент короны с эмиссионно-линейчатым спектром, либо внутри, либо вне диапазона длин волн видимого света. Это явление ионного компонента плазмы, когда отдельные ионы возбуждаются при столкновении с другими ионами или электронами, либо при поглощении ультрафиолетового света Солнца.

Физические характеристики

Конфигурация солнечного магнитного потока в течение солнечного цикла

Корона Солнца намного горячее (в 150–450 раз), чем видимая поверхность Солнца: температура короны составляет от 1 до 3 миллионов кельвинов по сравнению со средней температурой фотосферы – около 5 800 кельвинов . Корона гораздо менее плотная, чем фотосфера, и производит около одной миллионной видимого света. Корона отделена от фотосферы относительно мелкой хромосферой . Точный механизм, посредством которого корона нагревается, все еще является предметом некоторых споров, но вероятные возможности включают эпизодические выбросы энергии из всепроникающего магнитного поля и магнитогидродинамических волн снизу. Внешние края короны Солнца постоянно переносятся, создавая «открытый» магнитный поток, увлекаемый солнечным ветром .

Корона не всегда равномерно распределена по поверхности Солнца. В периоды затишья корона более или менее ограничена экваториальными областями , а корональные дыры покрывают полярные области. Однако в периоды активности Солнца корона равномерно распределена по экваториальным и полярным областям, хотя она наиболее заметна в областях с активностью солнечных пятен . Солнечный цикл длится приблизительно 11 лет, от одного солнечного минимума до следующего минимума. Поскольку солнечное магнитное поле постоянно закручивается из-за более быстрого вращения массы на экваторе Солнца ( дифференциальное вращение ), активность солнечных пятен более выражена в солнечном максимуме , когда магнитное поле более закручено. С солнечными пятнами связаны корональные петли , петли магнитного потока , поднимающиеся из недр Солнца. Магнитный поток отталкивает более горячую фотосферу в сторону, обнажая более холодную плазму ниже, тем самым создавая относительно темные солнечные пятна.

Высокоразрешающие рентгеновские снимки солнечной короны, сделанные Skylab в 1973 году, Yohkoh в 1991–2001 годах и последующими космическими приборами, показали, что структура короны весьма разнообразна и сложна, что побудило астрономов классифицировать различные зоны на корональном диске. ^{[7] [8] [9]} Астрономы обычно выделяют несколько областей, ^[10] как описано ниже.

Активные регионы

Активные области представляют собой ансамбли петлевых структур, соединяющих точки противоположной магнитной полярности в фотосфере, так называемые корональные петли. Они обычно распределяются в двух зонах активности, которые параллельны солнечному экватору. Средняя температура составляет от двух до четырех миллионов кельвинов, а плотность — от 10 ⁹ до 10 ¹⁰ частиц на кубический сантиметр.

Солнечные протуберанцы и солнечные пятна

Активные области включают в себя все явления, напрямую связанные с магнитным полем, которые происходят на разных высотах над поверхностью Солнца: ^[10] солнечные пятна и факелы возникают в фотосфере; спикулы , нити Hα и флоккулы в хромосфере; протуберанцы в хромосфере и переходной области; и вспышки и корональные выбросы массы (CME) происходят в короне и хромосфере. Если вспышки очень сильные, они также могут возмущать фотосферу и генерировать волну Мортона . Напротив, спокойные протуберанцы представляют собой большие, холодные, плотные структуры, которые наблюдаются как темные, «змеевидные» ленты Hα (выглядящие как нити) на солнечном диске. Их температура составляет около 5 000 – 8 000 К , и поэтому их обычно считают хромосферными образованиями.

В 2013 году изображения, полученные с помощью коронального сканера высокого разрешения, выявили никогда ранее не наблюдавшиеся «магнитные косы» плазмы во внешних слоях этих активных областей. ^[11]

Коронарные петли

Изображение TRACE на длине волны 171Å ( крайний ультрафиолет ), показывающее корональные петли

Корональные петли являются основными структурами магнитной солнечной короны. Эти петли являются замкнутыми магнитными потоками, кузенами открытого магнитного потока, который можно обнаружить в корональных дырах и солнечном ветре. Петли магнитного потока поднимаются от солнечного тела и заполняются горячей солнечной плазмой. ^[12] Из-за повышенной магнитной активности в этих областях корональных петель корональные петли часто могут быть предшественниками солнечных вспышек и корональных выбросов массы.

Солнечная плазма, питающая эти структуры, нагревается от менее 6 000 К до более чем 10 ⁶  К из фотосферы, через переходную область и в корону. Часто солнечная плазма заполняет эти петли из одной точки и стекает в другую, называемую опорными точками ( сифонный поток из-за разницы давлений ^[13] или асимметричный поток из-за какого-то другого драйвера).

Когда плазма поднимается от точек основания к вершине петли, как это всегда происходит в начальной фазе компактной вспышки, это определяется как хромосферное испарение. Когда плазма быстро остывает и падает к фотосфере, это называется хромосферной конденсацией. Также может быть симметричный поток от обеих точек основания петли, вызывающий накопление массы в структуре петли. Плазма может быстро остывать в этой области (из-за тепловой нестабильности), ее темные нити очевидны на фоне солнечного диска или протуберанцев за пределами лимба Солнца .

Корональные петли могут иметь продолжительность жизни порядка секунд (в случае вспышек), минут, часов или дней. При наличии баланса в источниках и стоках энергии петли корональные петли могут существовать в течение длительных периодов времени и известны как устойчивые или неподвижные корональные петли ( пример ).

Корональные петли очень важны для нашего понимания текущей проблемы коронального нагрева . Корональные петли являются источниками сильного излучения плазмы и поэтому их легко наблюдать с помощью таких инструментов, как TRACE . Объяснение проблемы коронального нагрева остается, поскольку эти структуры наблюдаются удаленно, где присутствует много неоднозначностей (например, вклад излучения вдоль распространения по линии прямой видимости ). Для получения окончательного ответа необходимы измерения на месте , но из-за высоких температур плазмы в короне измерения на месте в настоящее время невозможны. Следующая миссия NASA Parker Solar Probe приблизится к Солнцу очень близко, что позволит проводить более прямые наблюдения.

Крупномасштабные конструкции

Крупномасштабные структуры представляют собой очень длинные дуги, которые могут охватывать более четверти солнечного диска, но содержат плазму менее плотную, чем в корональных петлях активных областей.

Впервые они были обнаружены 8 июня 1968 года при наблюдении за вспышкой во время полета ракеты. ^[14]

Крупномасштабная структура короны меняется в течение 11-летнего солнечного цикла и становится особенно простой в минимальный период, когда магнитное поле Солнца почти аналогично дипольной конфигурации (плюс квадрупольная составляющая).

Взаимосвязь активных регионов

Когда в начале 2021 года зонд Parker Solar Probe проходил через корону Солнца, он пролетал мимо структур, называемых корональными потоками .

Взаимосвязи активных областей представляют собой дуги, соединяющие зоны противоположного магнитного поля, различных активных областей. Значительные изменения этих структур часто наблюдаются после вспышки. ^[15]

Некоторые другие особенности этого типа - шлемовидные стримеры - большие, похожие на шапки корональные структуры с длинными, заостренными пиками, которые обычно покрывают солнечные пятна и активные области. Корональные стримеры считаются источниками медленного солнечного ветра. ^[15]

Полости для нитей

Снимок сделан Обсерваторией солнечной динамики 16 октября 2010 года. В южном полушарии Солнца видна очень длинная полость волокна.

Полости волокон — это зоны, которые выглядят темными в рентгеновских лучах и находятся над областями, где наблюдаются волокна Hα в хромосфере. Они были впервые обнаружены в двух полетах ракет в 1970 году, которые также обнаружили корональные дыры . ^[14]

Полости нитей представляют собой более холодные облака плазмы, подвешенные над поверхностью Солнца магнитными силами. Области интенсивного магнитного поля выглядят темными на снимках, потому что они пусты от горячей плазмы. Фактически, сумма магнитного давления и давления плазмы должна быть постоянной повсюду на гелиосфере , чтобы иметь равновесную конфигурацию: где магнитное поле выше, плазма должна быть холоднее или менее плотной. Давление плазмы можно рассчитать с помощью уравнения состояния идеального газа: , где — плотность числа частиц , постоянная Больцмана и температура плазмы. Из уравнения очевидно, что давление плазмы уменьшается, когда температура плазмы уменьшается по отношению к окружающим областям или когда зона интенсивного магнитного поля пустеет. Тот же физический эффект делает солнечные пятна кажущимися темными в фотосфере. ^{[ необходима цитата ]} ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle p=nk_{B}T}$ ${\displaystyle n}$ ${\displaystyle k_{B}}$ ${\displaystyle T}$

Яркие моменты

Яркие точки — это небольшие активные области, обнаруженные на солнечном диске. Рентгеновские яркие точки были впервые обнаружены 8 апреля 1969 года во время полета ракеты. ^[14]

Доля солнечной поверхности, покрытая яркими точками, меняется в зависимости от солнечного цикла. Они связаны с небольшими биполярными областями магнитного поля. Их средняя температура колеблется от 1,1 МК до 3,4 МК. Изменения температуры часто коррелируют с изменениями рентгеновского излучения. ^[16]

Корональные дыры

Корональные дыры — это униполярные области, которые выглядят темными в рентгеновских лучах, поскольку они не испускают много радиации. ^[17] Это широкие зоны Солнца, где магнитное поле униполярно и открыто в межпланетное пространство. Высокоскоростной солнечный ветер возникает в основном из этих областей.

На УФ-снимках корональных дыр часто видны небольшие структуры, похожие на вытянутые пузыри, которые зависли в солнечном ветре. Это корональные шлейфы. Точнее, это длинные тонкие стримеры, которые выступают наружу из северного и южного полюсов Солнца. ^[18]

Тихое Солнце

Солнечные области, не входящие в активные области и корональные дыры, обычно определяются как спокойное 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 солнечного цикла, в то время как они почти исчезают в период каждого минимума. Поэтому спокойное Солнце всегда совпадает с экваториальной зоной, и его поверхность менее активна в период максимума солнечного цикла. Приближаясь к минимуму солнечного цикла (также называемому циклом бабочки), протяженность спокойного Солнца увеличивается, пока не покроет всю поверхность диска, за исключением некоторых ярких точек на полушарии и полюсах, где находятся корональные дыры.

Поверхность Альфвена

Анимация NASA Parker Solar Probe, проходящего через корону Солнца. Внутри границы короны, ее альфвеновской поверхности , плазменные волны движутся вперед и назад к поверхности Солнца.

Поверхность Альвена — это граница, разделяющая корону и солнечный ветер , определяемая как место, где скорость Альвена корональной плазмы и скорость крупномасштабного солнечного ветра равны. ^{[19] [20]}

Исследователи не были уверены, где именно находится критическая поверхность Альвена Солнца. На основе удаленных снимков короны оценки показали, что она находится где-то между 10 и 20 солнечными радиусами от поверхности Солнца. 28 апреля 2021 года во время своего восьмого пролета мимо Солнца солнечный зонд Parker NASA столкнулся с определенными магнитными и частицевыми условиями на расстоянии 18,8 солнечных радиусов, которые указывали на то, что он проник через поверхность Альвена. ^[21]

Изменчивость короны

Портрет, столь же разнообразный, как и тот, который уже был отмечен для корональных особенностей, подчеркивается анализом динамики основных структур короны, которые развиваются в разное время. Изучение корональной изменчивости в ее сложности нелегко, поскольку времена развития различных структур могут значительно различаться: от секунд до нескольких месяцев. Типичные размеры областей, где происходят корональные события, различаются таким же образом, как это показано в следующей таблице.

Вспышки

31 августа 2012 года в 16:36 по восточному поясному времени произошло извержение длинного волокна солнечного материала, находившегося во внешней атмосфере Солнца, короны.

Вспышки происходят в активных областях и характеризуются внезапным увеличением потока излучения, испускаемого небольшими областями короны. Это очень сложные явления, видимые на разных длинах волн; они охватывают несколько зон солнечной атмосферы и множество физических эффектов, как тепловых, так и нетепловых, а иногда и широкие пересоединения линий магнитного поля с выбросом материала.

Вспышки — это импульсивные явления, средней продолжительностью 15 минут, а наиболее энергичные события могут длиться несколько часов. Вспышки вызывают высокое и быстрое увеличение плотности и температуры.

Излучение в белом свете наблюдается лишь изредка: обычно вспышки наблюдаются только в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне длин волн и в рентгеновском диапазоне, характерном для хромосферного и коронального излучения.

В короне морфология вспышек описывается наблюдениями в ультрафиолетовом, мягком и жестком рентгеновском диапазонах, а также в диапазоне длин волн Hα и является очень сложной. Однако можно выделить два типа основных структур: ^[22]

• Компактные вспышки , когда каждая из двух арок, где происходит событие, сохраняет свою морфологию: наблюдается только увеличение эмиссии без существенных структурных изменений. Излучаемая энергия составляет порядка 1022 ^–  1023 ^Дж .
• Вспышки большой продолжительности , связанные с извержениями протуберанцев, транзиентами в белом свете и двухленточными вспышками : ^[23] в этом случае магнитные петли меняют свою конфигурацию во время события. Энергии, излучаемые во время этих вспышек, имеют такую ​​большую пропорцию, что могут достигать 10 ²⁵ Дж.

Волокно, вырывающееся во время солнечной вспышки, видно в диапазоне длин волн EUV ( TRACE )

Что касается временной динамики, то обычно выделяют три различные фазы, длительность которых несопоставима. Длительность этих периодов зависит от диапазона длин волн, используемых для наблюдения за событием:

• Начальная импульсная фаза , продолжительность которой составляет порядка минут, часто сопровождается сильными выбросами энергии даже в микроволнах, длинах волн EUV и в жестком рентгеновском диапазоне.
• Максимальная фаза
• Фаза распада , которая может длиться несколько часов.

Иногда можно наблюдать также фазу, предшествующую вспышке, обычно называемую «предвспышечной» фазой.

Корональные выбросы массы

Часто сопровождающие крупные солнечные вспышки и протуберанцы корональные выбросы массы (CME). Это огромные выбросы коронального материала и магнитного поля, которые движутся от Солнца со скоростью до 3000 км/с, ^[24] содержащие примерно в 10 раз больше энергии солнечной вспышки или протуберанца, которые их сопровождают. Некоторые более крупные CME могут выбрасывать сотни миллионов тонн материала в межпланетное пространство со скоростью примерно 1,5 миллиона километров в час. ^{[ требуется ссылка ]}

Звездные короны

Корональные звезды повсеместно встречаются среди звезд в холодной половине диаграммы Герцшпрунга-Рассела . ^[25] Эти короны можно обнаружить с помощью рентгеновских телескопов . Некоторые звездные короны, особенно у молодых звезд, намного ярче солнечных. Например, FK Comae Berenices является прототипом для класса переменных звезд FK Com . Это гиганты спектральных типов G и K с необычно быстрым вращением и признаками экстремальной активности. Их рентгеновские короны являются одними из самых ярких ( L _x ≥ 10 ³² эрг·с ⁻¹ или 10 ²⁵ Вт) и самых горячих из известных с доминирующей температурой до 40 МК. ^[25]

Астрономические наблюдения, запланированные Джузеппе Вайяной и его группой в обсерватории Эйнштейна ^[26], показали, что звезды F, G, K и M имеют хромосферы и часто короны, очень похожие на солнечные. Звезды OB , у которых нет поверхностных конвекционных зон, имеют сильное рентгеновское излучение. Однако у этих звезд нет корон, но внешние оболочки звезд испускают это излучение во время ударов из-за тепловой нестабильности в быстро движущихся газовых сгустках. Также у звезд A нет конвекционных зон, но они не испускают в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Таким образом, у них, по-видимому, нет ни хромосфер, ни корон.

Физика короны

На этом снимке, сделанном Хиноде 12 января 2007 года, видна нитевидная природа короны.

Вещество во внешней части солнечной атмосферы находится в состоянии плазмы , при очень высокой температуре (несколько миллионов кельвинов) и при очень низкой плотности (порядка 10 ¹⁵ частиц/м ³ ). Согласно определению плазмы, это квазинейтральный ансамбль частиц, который демонстрирует коллективное поведение.

Состав аналогичен составу внутри Солнца, в основном водород, но с гораздо большей ионизацией его более тяжелых элементов, чем в фотосфере. Более тяжелые металлы, такие как железо, частично ионизированы и потеряли большую часть внешних электронов. Состояние ионизации химического элемента строго зависит от температуры и регулируется уравнением Саха в самой нижней атмосфере, но столкновительным равновесием в оптически тонкой короне. Исторически наличие спектральных линий, испускаемых высокоионизированными состояниями железа, позволило определить высокую температуру корональной плазмы, показав, что корона намного горячее внутренних слоев хромосферы.

Корона ведет себя как газ, который очень горячий, но в то же время очень легкий: давление в короне обычно составляет всего 0,1–0,6 Па в активных областях, в то время как на Земле атмосферное давление составляет около 100 кПа, что примерно в миллион раз выше, чем на поверхности Солнца. Однако это не совсем газ, поскольку он состоит из заряженных частиц, в основном протонов и электронов, движущихся с разными скоростями. Если предположить, что в среднем они имеют одинаковую кинетическую энергию (для теоремы о равнораспределении ), электроны имеют массу примерно в 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 могут распространяться в этой плазме ^[27] , хотя до сих пор не ясно, как они могут передаваться или генерироваться в короне.

Радиация

Корональная плазма оптически тонка и, следовательно, прозрачна для электромагнитного излучения , которое она испускает, и для того, что исходит из нижних слоев. Плазма очень разрежена, и длина свободного пробега фотона намного превосходит все другие масштабы длины, включая типичные размеры обычных корональных особенностей. ^{[ необходима цитата ]}

Было обнаружено, что электромагнитное излучение короны исходит из трех основных источников, расположенных в одном и том же объеме пространства:

• К-корона (K от немецкого kontinuierlich , «непрерывный») создается в результате томсоновского рассеяния солнечного света на свободных электронах ; доплеровское уширение отраженных фотосферных линий поглощения раздвигает их настолько, что они полностью скрываются, создавая спектральный вид континуума без линий поглощения.
• F-корона (F от Fraunhofer ) создается солнечным светом, отражающимся от частиц пыли, и ее можно наблюдать, поскольку ее свет содержит линии поглощения Фраунгофера, которые видны в чистом солнечном свете; F-корона простирается до очень больших углов элонгации от Солнца, где ее называют зодиакальным светом .
• Электронная корона (E для излучения) обусловлена ​​спектральными линиями излучения, создаваемыми ионами, присутствующими в корональной плазме; ее можно наблюдать в широких или запрещенных или горячих спектральных линиях излучения , и она является основным источником информации о составе короны. ^[28]

Теплопроводность

Мозаика из изображений в экстремальном ультрафиолете, полученных со STEREO 4 декабря 2006 года. Эти изображения в ложных цветах показывают атмосферу Солнца в диапазоне различных температур. По часовой стрелке от верхнего левого угла: 1 миллион градусов по Цельсию (171 Å — синий), 1,5 миллиона °C ( 195 Å — зеленый), 60 000–80 000 ° 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.

При наличии магнитного поля теплопроводность плазмы становится выше в направлении, параллельном линиям поля, а не в перпендикулярном направлении. ^[29] Заряженная частица, движущаяся в направлении, перпендикулярном линии магнитного поля, подвергается действию силы Лоренца , которая нормальна к плоскости, разделенной скоростью и магнитным полем. Эта сила искривляет траекторию частицы. В общем, поскольку частицы также имеют компонент скорости вдоль линии магнитного поля, сила Лоренца заставляет их изгибаться и двигаться по спиралям вокруг линий поля на циклотронной частоте.

Если столкновения между частицами происходят очень часто, они рассеиваются во всех направлениях. Это происходит в фотосфере, где плазма переносит магнитное поле в своем движении. В короне, напротив, средняя длина свободного пробега электронов составляет порядка километров и даже больше, поэтому каждый электрон может совершить геликоидальное движение задолго до того, как будет рассеян после столкновения. Поэтому передача тепла усиливается вдоль линий магнитного поля и тормозится в перпендикулярном направлении.

В продольном магнитному полю направлении теплопроводность короны равна ^[29] где - постоянная Больцмана , - температура в кельвинах, - масса электрона, - электрический заряд электрона, - кулоновский логарифм, - дебаевская длина плазмы с плотностью частиц . Кулоновский логарифм составляет примерно 20 в короне со средней температурой 1 МК и плотностью 10 ¹⁵ частиц/м ³ и около 10 в хромосфере, где температура составляет примерно 10 кК, а плотность частиц порядка 10 ¹⁸ частиц/м ³ , и на практике его можно считать постоянным. $${\displaystyle k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{\text{B}}T\right)^{5/2}k_{\text{B}}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx {\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}\times 1.8\times 10^{-10}~\mathrm {Wm^{-1}K^{-1}} }$$ ${\displaystyle k_{\text{B}}}$ ${\displaystyle T}$ ${\displaystyle m_{e}}$ ${\displaystyle e}$ $${\displaystyle \ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)}$$ $${\displaystyle \lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{\text{B}}T}{4\pi ne^{2}}}}}$$ ${\displaystyle n}$ ${\displaystyle \ln \Lambda }$

Отсюда, если мы укажем тепло для единицы объема, выраженное в Дж м ⁻³ , уравнение Фурье теплопередачи, вычисляемое только вдоль направления силовой линии, становится ${\displaystyle q}$ ${\displaystyle x}$ $${\displaystyle {\frac {\partial q}{\partial t}}=0.9\times 10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial x^{2}}}.}$$

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

Корональная сейсмология

Корональная сейсмология — это метод изучения плазмы солнечной короны с использованием магнитогидродинамических (МГД) волн. МГД изучает динамику электропроводящих жидкостей — в данном случае жидкостью является корональная плазма. Философски корональная сейсмология похожа на земную сейсмологию , гелиосейсмологию Солнца и МГД-спектроскопию лабораторных плазменных приборов . Во всех этих подходах для зондирования среды используются волны различных видов. Потенциал корональной сейсмологии в оценке коронального магнитного поля, высоты шкалы плотности , тонкой структуры и нагрева был продемонстрирован различными исследовательскими группами.

Проблема коронарного нагрева

Нерешенная задача по физике :

Почему корона Солнца намного горячее поверхности Солнца?

(еще нерешенные проблемы по физике)

Новый метод визуализации может дать ключ к решению проблемы нагрева короны.

Проблема нагрева короны в физике Солнца связана с вопросом, почему температура короны Солнца на миллионы кельвинов больше, чем температура поверхности на тысячи кельвинов. Было предложено несколько теорий для объяснения этого явления, но все еще сложно определить, какая из них верна. ^[30] Проблема впервые возникла после идентификации неизвестных спектральных линий в солнечном спектре с высокоионизированными атомами железа и кальция. ^{[31] [30]} Сравнение корональной и фотосферной температур в 6 000 К приводит к вопросу о том, как может поддерживаться в 200 раз более высокая корональная температура. ^[31] Проблема в первую очередь связана с тем, как энергия переносится в корону, а затем преобразуется в тепло в пределах нескольких солнечных радиусов. ^[32]

Высокие температуры требуют , чтобы энергия передавалась из недр Солнца в корону посредством нетепловых процессов, поскольку второй закон термодинамики препятствует прямому переносу тепла из солнечной фотосферы (поверхности), температура которой составляет около 5800 К , в гораздо более горячую корону с температурой около 1–3 МК (некоторые части короны могут достигать даже 10 МК ).

Между фотосферой и короной тонкая область, через которую температура повышается, известна как переходная область . Она имеет толщину от десятков до сотен километров. Энергия не может быть передана из более холодной фотосферы в корону путем обычной теплопередачи, поскольку это нарушило бы второй закон термодинамики. Аналогом этого могла бы быть лампочка, повышающая температуру окружающего ее воздуха до чего-то большего, чем ее стеклянная поверхность. Следовательно, в нагреве короны должен быть задействован какой-то другой способ передачи энергии.

Количество энергии, необходимое для нагрева солнечной короны, можно легко рассчитать как разницу между потерями коронального излучения и нагревом за счет теплопроводности в направлении хромосферы через переходную область. Это около 1 киловатта на каждый квадратный метр поверхности хромосферы Солнца, или 1/40 000 количества световой энергии, которая покидает Солнце.

Было предложено много теорий нагрева короны ^[33], но две теории остались наиболее вероятными кандидатами: волновой нагрев и магнитное пересоединение (или нановспышки ). ^[34] За последние 50 лет ни одна из теорий не смогла объяснить экстремальные температуры короны.

В 2012 году высокое разрешение (<0,2″) мягкого рентгеновского изображения с помощью High Resolution Coronal Imager на борту зондирующей ракеты выявило плотно скрученные косы в короне. Предполагается, что повторное соединение и распутывание кос могут выступать в качестве основных источников нагрева активной солнечной короны до температур до 4 миллионов кельвинов. Предполагается, что основным источником тепла в спокойной короне (около 1,5 миллионов кельвинов) являются МГД-волны. ^[35]

Зонд Parker Solar Probe от NASA должен приблизиться к Солнцу на расстояние около 9,5 солнечных радиусов, чтобы исследовать корональный нагрев и происхождение солнечного ветра. Он был успешно запущен 12 августа 2018 года ^[36] и по состоянию на осень 2022 года завершил первые 13 из более чем 20 запланированных близких сближений с Солнцем. ^[37]

Теория волнового нагрева

Теория волнового нагрева, предложенная в 1949 году Эври Шатцманом , предполагает, что волны переносят энергию из недр Солнца в солнечную хромосферу и корону. Солнце состоит из плазмы, а не из обычного газа, поэтому оно поддерживает несколько типов волн, аналогичных звуковым волнам в воздухе. Наиболее важными типами волн являются магнитоакустические волны и волны Альвена . ^[38] Магнитоакустические волны — это звуковые волны, которые были изменены присутствием магнитного поля, а волны Альвена похожи на сверхнизкочастотные радиоволны , которые были изменены взаимодействием с веществом в плазме. Оба типа волн могут быть запущены турбулентностью грануляции и супергрануляции 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 с волновым нагревом является доставка тепла в соответствующее место. Магнитоакустические волны не могут переносить достаточно энергии вверх через хромосферу в корону, как из-за низкого давления в хромосфере, так и из-за того, что они имеют тенденцию отражаться обратно в фотосферу. Альвеновские волны могут переносить достаточно энергии, но не рассеивают ее достаточно быстро после попадания в корону. Волны в плазме, как известно, трудно понять и описать аналитически, но компьютерное моделирование, проведенное Томасом Богданом и коллегами в 2003 году, похоже, показывает, что альвеновские волны могут трансформироваться в другие волновые моды у основания короны, обеспечивая путь, который может переносить большие объемы энергии из фотосферы через хромосферу и переходную область и, наконец, в корону, где она рассеивается в виде тепла.

Еще одной проблемой с волновым нагревом 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 через нее, было сделано в 1997 году с помощью космической солнечной обсерватории Solar and Heliospheric Observatory , первой платформы, способной наблюдать Солнце в экстремальном ультрафиолете (EUV) в течение длительных периодов времени со стабильной фотометрией . Это были магнитоакустические волны с частотой около 1 миллигерца (мГц, что соответствует периоду волны в 1000 секунд ) , которые несут только около 10% энергии, необходимой для нагрева короны. Существует много наблюдений локализованных волновых явлений, таких как волны Альвена, испускаемые солнечными вспышками, но эти события являются временными и не могут объяснить равномерное корональное тепло.

Пока точно неизвестно, сколько волновой энергии доступно для нагрева короны. Результаты, опубликованные в 2004 году с использованием данных с космического корабля TRACE , по-видимому, указывают на то, что в солнечной атмосфере есть волны на частотах до 100 мГц (период 10 секунд). Измерения температуры различных ионов в солнечном ветре с помощью прибора UVCS на борту SOHO дают веские косвенные доказательства того, что есть волны на частотах до 200 Гц , что находится в диапазоне человеческого слуха. Эти волны очень трудно обнаружить в обычных условиях, но доказательства, собранные во время солнечных затмений группами из колледжа Уильямса, предполагают наличие таких волн в диапазоне 1–10 Гц .

Недавно альвеновские движения были обнаружены в нижней солнечной атмосфере ^{[39] [40]} , а также на спокойном Солнце, в корональных дырах и в активных регионах с использованием наблюдений с помощью AIA на борту Обсерватории солнечной динамики . ^[41] Эти альвеновские колебания имеют значительную мощность и, по-видимому, связаны с хромосферными альвеновскими колебаниями, ранее зарегистрированными с помощью космического аппарата Hinode . ^[42]

Наблюдения за солнечным ветром с помощью космического аппарата Wind недавно продемонстрировали доказательства в поддержку теорий альфвеновско-циклотронной диссипации, приводящей к локальному нагреву ионов. ^[43]

Теория магнитного пересоединения

Дуговая активная область, полученная Обсерваторией солнечной динамики

Теория магнитного пересоединения опирается на солнечное магнитное поле для индуцирования электрических токов в солнечной короне. ^[44] Затем токи внезапно разрушаются, высвобождая энергию в виде тепла и волновой энергии в короне. Этот процесс называется «пересоединением» из-за особого способа, которым магнитные поля ведут себя в плазме (или любой электропроводящей жидкости, такой как ртуть или морская вода ). В плазме линии магнитного поля обычно привязаны к отдельным частям материи, так что топология магнитного поля остается прежней: если конкретные северный и южный магнитные полюса соединены одной линией поля, то даже если плазма перемешивается или если магниты перемещаются, эта линия поля будет продолжать соединять эти конкретные полюса. Соединение поддерживается электрическими токами, которые индуцируются в плазме. При определенных условиях электрические токи могут разрушаться, позволяя магнитному полю «пересоединяться» с другими магнитными полюсами и высвобождать в этом процессе тепловую и волновую энергию.

Магнитное пересоединение, как предполагается, является механизмом, лежащим в основе солнечных вспышек, крупнейших взрывов в Солнечной системе. Кроме того, поверхность Солнца покрыта миллионами небольших намагниченных областей диаметром 50–1 000 км . Эти небольшие магнитные полюса подвергаются ударам и перемешиванию из-за постоянной грануляции. Магнитное поле в солнечной короне должно подвергаться почти постоянному пересоединению, чтобы соответствовать движению этого «магнитного ковра», поэтому энергия, высвобождаемая при пересоединении, является естественным кандидатом на корональное тепло, возможно, как серия «микровспышек», которые по отдельности дают очень мало энергии, но вместе составляют необходимую энергию.

Идея о том, что нановспышки могут нагревать корону, была предложена Юджином Паркером в 1980-х годах, но до сих пор остается спорной. В частности, ультрафиолетовые телескопы, такие как TRACE и SOHO /EIT, могут наблюдать отдельные микровспышки как небольшие повышения яркости в экстремальном ультрафиолетовом свете, ^[45], но, похоже, этих небольших событий слишком мало, чтобы учесть энергию, выделяемую в корону. Дополнительная неучтенная энергия может быть получена за счет волновой энергии или постепенного магнитного пересоединения, которое высвобождает энергию более плавно, чем микровспышки, и поэтому не очень хорошо отображается в данных TRACE. Вариации гипотезы микровспышек используют другие механизмы для напряжения магнитного поля или выделения энергии и являются предметом активных исследований в 2005 году.

Спикулы (тип II)

Десятилетиями исследователи считали, что спикулы могут передавать 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 году в Национальном центре атмосферных исследований в Колорадо в сотрудничестве с Лабораторией солнечной и астрофизики компании Lockheed Martin (LMSAL) и Институтом теоретической астрофизики Университета Осло , новый класс спикул (ТИП II), открытый в 2007 году, которые движутся быстрее (до 100 км/с) и имеют более короткую продолжительность жизни, может быть причиной этой проблемы. ^[46] Эти струи выбрасывают нагретую плазму во внешнюю атмосферу Солнца.

Таким образом, в дальнейшем можно ожидать гораздо большего понимания короны и улучшения знаний о тонком влиянии Солнца на верхнюю атмосферу Земли. Сборка атмосферных изображений на недавно запущенной обсерватории солнечной динамики НАСА и пакет Focal Plane Package для солнечного оптического телескопа на японском спутнике Hinode, который использовался для проверки этой гипотезы. Высокое пространственное и временное разрешение новых инструментов выявляет этот запас корональной массы.

Эти наблюдения показывают однозначную связь между плазмой, нагретой до миллионов градусов, и спикулами, которые вводят эту плазму в корону. ^[47]

Смотрите также

• Расширенный обозреватель композиций
• Геокорона
• Сверхновая
• Сверхаркадные нисходящие потоки
• Рентгеновская астрономия

Ссылки

1. Либераторе, Алессандро; Капобьянко, Херардо; Финески, Сильвано; Массоне, Джузеппе; Зангрилли, Лука; Сусино, Роберто; Николини, Джанальфредо (март 2022 г.). «Оценка яркости неба на станции Конкордия, Купол C, Антарктида, для наземных наблюдений солнечной короны». Солнечная физика . 297 (3): 29. arXiv : 2201.00660 . Бибкод : 2022SoPh..297...29L. doi : 10.1007/s11207-022-01958-x. ПМЦ  8889400 . ПМИД  35250102.
2. Aschwanden, Markus J. (2005). Физика солнечной короны: Введение с проблемами и решениями . Чичестер, Великобритания: Praxis Publishing. ISBN 978-3-540-22321-4.
3. Холл, Грэм и др. (2007). "Маральди, Джакомо Филиппо". Биографическая энциклопедия астрономов . Нью-Йорк: Springer. стр. 736. doi :10.1007/978-0-387-30400-7_899. ISBN 978-0-387-31022-0. Получено 31 октября 2021 г. .
4. де Феррер, Хосе Хоакин (1809). «Наблюдения затмения солнца 16 июня 1806 года, сделанные в Киндерхуке в штате Нью-Йорк». Труды Американского философского общества . 6 : 264–275. doi :10.2307/1004801. JSTOR  1004801.
5. Эспенак, Фред. «Хронология открытий о Солнце». Г-н Эклипс . Архивировано из оригинала 19 октября 2020 г. Получено 6 ноября 2020 г.
6. Голуб и Пасахофф (1997). "Солнечная корона", Cambridge University Press (Лондон), ISBN 0 521 48082 5, стр. 4
7. Vaiana, GS; Krieger, AS; Timothy, AF (1973). «Идентификация и анализ структур в короне с помощью рентгеновской фотографии». Solar Physics . 32 (1): 81–116. Bibcode : 1973SoPh...32...81V. doi : 10.1007/BF00152731. S2CID  121940724.
8. Vaiana, GS; Tucker, WH (1974). "Солнечное рентгеновское излучение". В R. Giacconi; H. Gunsky (ред.). Рентгеновская астрономия . стр. 169.
9. Vaiana, GS; Rosner, R (1978). «Последние достижения в физике корон». Annual Review in Astronomy and Astrophysics . 16 : 393–428. Bibcode : 1978ARA&A..16..393V. doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.002141.
10. Gibson, EG (1973). Тихое солнце . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, Вашингтон, округ Колумбия
11. «Как НАСА раскрыло самую горячую тайну Солнца за 5 минут космического полета». Space.com . 23 января 2013 г. Архивировано из оригинала 24.01.2013.
12. Кацукава, Юкио; Цунета, Саку (2005). «Магнитные свойства в опорных точках горячих и холодных петель». The Astrophysical Journal . 621 (1): 498–511. Bibcode : 2005ApJ...621..498K. doi : 10.1086/427488 .
13. Бетта, Рита; Орландо, Сальваторе; Перес, Джованни; Серио, Сальваторе (1999). «О стабильности сифонных потоков в корональных петлях». Space Science Reviews . 87 : 133–136. Bibcode : 1999SSRv...87..133B. doi : 10.1023/A:1005182503751. S2CID  117127214.
14. Giacconi, Riccardo (1992). "Лекция памяти GS Vaiana". В Linsky, JF; Serio, S. (ред.). Физика солнечных и звездных корон: Симпозиум памяти GS Vaiana: Симпозиум памяти GS Vaiana : Труды конференции Международного астрономического союза . Нидерланды: Kluwer Academic. стр. 3–19. ISBN 978-0-7923-2346-4.
15. Ofman, Leon (2000). "Исходные области медленного солнечного ветра в корональных стримерах". Geophysical Research Letters . 27 (18): 2885–2888. Bibcode : 2000GeoRL..27.2885O. doi : 10.1029/2000GL000097 .
16. Kariyappa, R.; Deluca, EE; Saar, SH; Golub, L.; Damé, L.; Pevtsov, AA; Varghese, BA (2011). "Изменчивость температуры в ярких точках рентгеновского излучения, наблюдаемых с помощью Hinode/XRT". Astronomy & Astrophysics . 526 : A78. Bibcode :2011A&A...526A..78K. doi : 10.1051/0004-6361/201014878 .
17. Ито, Хироаки; Цунета, Саку; Сиота, Дайко; Токумару, Мунетоси; Фудзики, Кен'Ичи (2010). «Отличается ли полярная область от спокойной области Солнца?». The Astrophysical Journal . 719 (1): 131–142. arXiv : 1005.3667 . Bibcode : 2010ApJ...719..131I. doi : 10.1088/0004-637X/719/1/131. S2CID  118504417.
18. Del Zanna, G.; Bromage, BJI; Mason, HE (2003). «Спектроскопические характеристики полярных шлейфов». Astronomy & Astrophysics . 398 (2): 743–761. Bibcode :2003A&A...398..743D. doi : 10.1051/0004-6361:20021628 .
19. Адхикари, Л.; Занк, ГП; Чжао, Л.-Л. (30 апреля 2019 г.). «Выключается ли турбулентность на критической поверхности Альвена?». The Astrophysical Journal . 876 (1): 26. Bibcode : 2019ApJ...876...26A. doi : 10.3847/1538-4357/ab141c . S2CID  156048833.
20. ДеФорест, CE; Ховард, TA; МакКомас, DJ (12 мая 2014 г.). «Входящие волны в солнечной короне: прямой индикатор расположения поверхности Альвена». The Astrophysical Journal . 787 (2): 124. arXiv : 1404.3235 . Bibcode :2014ApJ...787..124D. doi :10.1088/0004-637X/787/2/124. S2CID  118371646.
21. В этой статье используется текст из этого источника, который находится в общественном достоянии : Хэтфилд, Майлз (13 декабря 2021 г.). «NASA впервые входит в солнечную атмосферу». NASA .
22. Паллавичини, Р.; Серио, С.; Вайана, Г.С. (1977). «Обзор изображений бликов на лимбе в мягком рентгеновском диапазоне – Связь между их структурой в короне и другими физическими параметрами». The Astrophysical Journal . 216 : 108. Bibcode : 1977ApJ...216..108P. doi : 10.1086/155452.
23. Голуб, Л.; Херант, М.; Калата, К.; Ловас, И.; Нистром, Г.; Пардо, Ф.; Шпиллер, Э.; Вильчинский, Дж. (1990). «Субдуговые наблюдения солнечной рентгеновской короны». Nature . 344 (6269): 842–844. Bibcode :1990Natur.344..842G. doi :10.1038/344842a0. S2CID  4346856.
24. "Выбросы корональной массы". Центр прогнозирования космической погоды NOAA / NWS . 3 апреля 2024 г. Получено 3 апреля 2024 г.
25. Güdel M (2004). "Рентгеновская астрономия звездных корон" (PDF) . The Astronomy and Astrophysics Review . 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph/0406661 . Bibcode :2004A&ARv..12...71G. doi :10.1007/s00159-004-0023-2. S2CID  119509015. Архивировано из оригинала (PDF) 2011-08-11.
26. Vaiana, GS; et al. (1981). "Результаты обширного звездного обзора Эйнштейна". The Astrophysical Journal . 245 : 163. Bibcode : 1981ApJ...245..163V. doi : 10.1086/158797.
27. Джеффри, Алан (1969). Магнитогидродинамика . УНИВЕРСИТЕТСКИЕ МАТЕМАТИЧЕСКИЕ ТЕКСТЫ.
28. Корфилд, Ричард (2007). Жизни планет . Базовые книги. ISBN 978-0-465-01403-3.
29. Spitzer, L. (1962). Физика полностью ионизированного газа . Межнаучные трактаты физики и астрономии.
30. "2004ESASP.575....2K Страница 2". adsbit.harvard.edu . Получено 28.02.2019 .
31. Aschwanden, Markus (2006). Физика солнечной короны: Введение с проблемами и решениями . Берлин: Springer Science & Business Media. стр. 355. doi :10.1007/3-540-30766-4_9. ISBN 978-3-540-30765-5.
32. Фальгароне, Эдит; Пассо, Тьерри (2003). Турбулентность и магнитные поля в астрофизике . Берлин: Springer Science & Business Media. С. 28. ISBN 978-3-540-00274-1.
33. Ulmshneider, Peter (1997). JC Vial; K. Bocchialini; P. Boumier (ред.). Нагрев хромосфер и корон в космической солнечной физике , Труды, Орсе, Франция . Springer. стр. 77–106. ISBN 978-3-540-64307-4.
34. Малара, Ф.; Велли, М. (2001). Пол Брекке; Бернхард Флек; Джозеф Б. Гурман (ред.). Наблюдения и модели нагрева короны в недавнем понимании физики Солнца и гелиосферы: основные моменты из SOHO и других космических миссий , Труды симпозиума МАС 203. Астрономическое общество Тихого океана. стр. 456–466. ISBN 978-1-58381-069-9.
35. Cirtain, JW; Golub, L.; Winebarger, AR; De Pontieu, B.; Kobayashi, K.; Moore, RL; Walsh, RW; Korreck, KE; Weber, M.; McCauley, P.; Title, A.; Kuzin, S.; Deforest, CE (2013). «Выделение энергии в солнечной короне из пространственно разрешенных магнитных кос». Nature . 493 (7433): 501–503. Bibcode :2013Natur.493..501C. doi :10.1038/nature11772. PMID  23344359. S2CID  205232074.
36. "Parker Solar Probe: The Mission". parkersolarprobe.jhuapl.edu . Архивировано из оригинала 2017-08-22.
37. "Parker Solar Probe завершил третий близкий подход к Солнцу". blogs.nasa.gov . 3 сентября 2019 г. Получено 06.12.2019 .
38. Альфвен, Ханнес (1947). «Магнитогидродинамические волны и нагрев солнечной короны». MNRAS . 107 (2): 211–219. Bibcode : 1947MNRAS.107..211A. doi : 10.1093/mnras/107.2.211 .
39. «Волны Альвена – наше Солнце совершает магнитный поворот». прочитано 6 января 2011 г. Архивировано из оригинала 23 июля 2011 г.
40. Джесс, ДБ; Матиудакис, М.; Эрдейи, Р.; Крокетт, П.Дж.; Кинан, Ф.П.; Кристиан, Д.Дж. (2009). «Альфвеновские волны в нижней солнечной атмосфере». Science . 323 (5921): 1582–1585. arXiv : 0903.3546 . Bibcode :2009Sci...323.1582J. doi :10.1126/science.1168680. hdl :10211.3/172550. PMID  19299614. S2CID  14522616.
41. Макинтош, SW; де Понтье, Б.; Карлссон, М.; Ханстин, В. Х.; Sdo; Aia Mission Team (осень 2010 г.). «Повсеместные альфвеновские движения в спокойном Солнце, корональной дыре и активной короне». Американский геофизический союз . аннотация #SH14A-01: SH14A–01. Bibcode : 2010AGUFMSH14A..01M.
42. "Sun's Magnetic Secret Revealed". Space.com . 22 января 2008 г. Архивировано из оригинала 2010-12-24 . Получено 6 января 2011 г.
43. Kasper, JC; et al. (декабрь 2008 г.). "Горячий гелий солнечного ветра: прямое доказательство локального нагрева за счет диссипации циклотрона Альвена". Physical Review Letters . 101 (26): 261103. Bibcode : 2008PhRvL.101z1103K. doi : 10.1103/PhysRevLett.101.261103. PMID  19113766.
44. Прист, Эрик (1982). Солнечная магнитогидродинамика . Дордрехт, Голландия: D.Reidel. ISBN 978-90-277-1833-4.
45. Patsourakos, S.; Vial, J.-C. (2002). «Прерывистое поведение в переходной области и низкая корона спокойного Солнца». Астрономия и астрофизика . 385 (3): 1073–1077. Bibcode :2002A&A...385.1073P. doi : 10.1051/0004-6361:20020151 .
46. "Тайна горячей внешней атмосферы Солнца 'решена'". Rediff . 2011-01-07. Архивировано из оригинала 2012-04-15 . Получено 2012-05-21 .
47. Де Понтье, Б.; Макинтош, SW; Карлссон, М.; Ханстин, VH; Тарбелл, TD; Бёрнер, П.; Мартинес-Сикора, J.; Шрайвер, CJ; Заголовок, AM (2011). «Происхождение горячей плазмы в солнечной короне». Science . 331 (6013): 55–58. Bibcode :2011Sci...331...55D. doi :10.1126/science.1197738. PMID  21212351. S2CID  42068767.

Внешние ссылки

• Описание солнечной короны от NASA. Архивировано 23 февраля 2010 г. на Wayback Machine.
• Проблема коронарного нагрева в Innovation Reports
• Описание проблемы нагрева короны от NASA/GSFC
• Часто задаваемые вопросы о коронарном нагреве
• Солнечная и гелиосферная обсерватория, включающая изображения солнечной короны в режиме, близком к реальному времени
• Коронарные рентгеновские снимки с рентгеновского телескопа Hinode XRT
• Астрономическая фотография дня от nasa.gov 26 июля 2009 г. – комбинация из тридцати трех фотографий солнечной короны, которые были подвергнуты цифровой обработке для выделения слабых деталей полного затмения, произошедшего в марте 2006 г.
• Анимированное объяснение ядра Солнца. Архивировано 16 ноября 2015 г. в Wayback Machine (Университет Южного Уэльса)
• Альвеновские волны могут нагревать корону Солнца
• Область солнечного интерфейса – Видео Барта де Понтье (SETI Talks)