Звездная корона

Самый внешний слой атмосферы звезды

Во время полного солнечного затмения солнечная корона и протуберанцы видны невооруженным глазом .

Корона ( мн.: coronas или coronae ) — самый внешний слой атмосферы звезды . Он состоит из плазмы .

Корона Солнца лежит над хромосферой и простирается на миллионы километров в космическое пространство. Его легче всего увидеть во время полного солнечного затмения , но его также можно наблюдать с помощью коронографа . Спектроскопические измерения указывают на сильную ионизацию в короне и температуру плазмы, превышающую 1 000 000 Кельвинов , ^[1] намного более горячую, чем поверхность Солнца, известная как фотосфера .

Corona ( лат . «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, Нью-Йорк .

В 1724 году французско-итальянский астроном Джакомо Ф. Маральди признал, что аура, видимая во время солнечного затмения, принадлежит Солнцу, а не Луне . ^[2] В 1809 году испанский астроном Хосе Хоакин де Феррер ввёл термин «корона». ^[3] Основываясь на своих собственных наблюдениях солнечного затмения 1806 года в Киндерхуке (Нью-Йорк), де Феррер также предположил, что корона была частью Солнца, а не Луны. Английский астроном Норман Локьер выделил в хромосфере Солнца первый неизвестный на Земле элемент, который назвал гелием (от греческого helios «солнце»). Французский астроном Жюль Женссен после сравнения своих показаний между затмениями 1871 и 1878 годов отметил, что размер и форма короны меняются в зависимости от цикла солнечных пятен . ^[4] В 1930 году Бернар Лио изобрел «коронограф» (ныне «коронограф») , который позволяет наблюдать корону без полного затмения. В 1952 году американский астроном Юджин Паркер предположил, что солнечная корона может нагреваться множеством крошечных «нановспышек» — миниатюрных просветлений, напоминающих солнечные вспышки , которые могут возникать по всей поверхности Солнца.

Исторические теории

Высокая температура солнечной короны придает ей необычные спектральные особенности, что побудило некоторых в XIX веке предположить, 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 Уолтера Гротриана в 1939 году, впервые идентифицировал корональные спектральные линии в 1940 году (наблюдаемые с 1869 года) как переходы с низколежащих метастабильных уровней основной конфигурации высокоионизированных металлов (зеленая линия Fe-XIV от Fe ¹³⁺ при 5 303 Å , а также красную линию Fe-X от Fe ⁹⁺ при 6 374 Å ). ^[1]

Наблюдаемые компоненты

Солнечная корона имеет три признанных и различных источника света, занимающих один и тот же объем: «F-корона» (от «Фраунгофера»), «К-корона» (от «continuierlich») и «Е-корона». корона» (от «эмиссия»). ^[5]

«F-корона» названа в честь фраунгоферовского спектра линий поглощения обычного солнечного света, которые сохраняются при отражении от небольших материальных объектов. F-корона слаба вблизи самого Солнца, но ее яркость падает лишь постепенно вдали от Солнца, распространяясь далеко по небу и становясь зодиакальным светом . Принято считать, что F-корона возникает из небольших пылинок, вращающихся вокруг Солнца; они образуют тонкое облако, простирающееся через большую часть Солнечной системы.

«К-корона» названа в честь того факта, что ее спектр представляет собой континуум без каких-либо основных спектральных особенностей. Это солнечный свет, рассеянный по методу Томсона свободными электронами в горячей плазме внешней атмосферы Солнца. Непрерывный характер спектра возникает из-за доплеровского уширения солнечных линий фраунгоферовского поглощения в системе отсчета (горячих и, следовательно, быстро движущихся) электронов. Хотя К-корона представляет собой явление электронов в плазме, этот термин часто используется для описания самой плазмы (в отличие от пыли, которая порождает F-корону).

«Электронная корона» — это компонент короны со спектром линий излучения , находящимся внутри или за пределами диапазона длин волн видимого света. Это явление ионной составляющей плазмы, поскольку отдельные ионы возбуждаются при столкновении с другими ионами или электронами или при поглощении ультрафиолетового света Солнца.

Внешность

Конфигурация солнечного магнитного потока во время 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 5800 Кельвинов . Корона гораздо менее плотна, чем фотосфера, и излучает примерно в одну миллионную часть видимого света. Корона отделена от фотосферы относительно мелкой хромосферой . Точный механизм нагрева короны все еще является предметом некоторых дискуссий, но вероятные варианты включают эпизодические выбросы энергии из всепроникающего магнитного поля и магнитогидродинамических волн снизу. Внешние края солнечной короны постоянно отодвигаются, создавая «открытый» магнитный поток, увлекаемый солнечным ветром .

Корона не всегда равномерно распределена по поверхности Солнца. В периоды затишья корона более или менее ограничивается экваториальными областями , а корональные дыры покрывают полярные области. Однако в периоды активности Солнца корона равномерно распределяется по экваториальным и полярным областям, хотя наиболее заметна она в районах с солнечной активностью. Солнечный цикл длится примерно 11 лет, от солнечного минимума до следующего минимума. Поскольку солнечное магнитное поле постоянно скручивается из-за более быстрого вращения массы на экваторе Солнца ( дифференциальное вращение ), активность солнечных пятен будет более выражена в солнечном максимуме , где магнитное поле более искривлено. 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 внизу, создавая тем самым относительно темные солнечные пятна.

Поскольку корона была сфотографирована с высоким разрешением в рентгеновском диапазоне спектра спутником Скайлэб в 1973 году, а затем Йоко и другими космическими инструментами, было видно, что структура короны весьма разнообразна. и сложным: на корональном диске сразу были классифицированы различные зоны. ^{[6] [7] [8]} Астрономы обычно выделяют несколько регионов, ^[9] как описано ниже.

Активные регионы

Активные области представляют собой ансамбли петлевых структур, соединяющих точки противоположной магнитной полярности в фотосфере, так называемые корональные петли. Обычно они распределяются в двух зонах активности, параллельных 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, непосредственно связанные с магнитным полем, которые происходят на разных высотах над поверхностью Солнца: ^[9] в фотосфере возникают солнечные пятна и факелы ; спикулы , На- нити и плаги в хромосфере; протуберанцы в хромосфере и переходной области; а вспышки и корональные выбросы массы (КВМ) происходят в короне и хромосфере. Если вспышки очень сильные, они также могут возмущать фотосферу и генерировать волну Мортона . Напротив, неподвижные протуберанцы представляют собой большие, холодные и плотные структуры, которые наблюдаются как темные, «змееподобные» ленты Ha (выглядящие как нити) на солнечном диске. Их температура составляет около 5 000–8 000 К , поэтому их обычно считают хромосферными элементами .

В 2013 году изображения, полученные с помощью корональной камеры высокого разрешения, выявили невиданные ранее «магнитные косы» плазмы внутри внешних слоев этих активных областей. ^[10]

Корональные петли

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

Корональные петли являются основными структурами магнитной солнечной короны. Эти петли являются кузенами закрытого магнитного потока открытого магнитного потока, который можно обнаружить в корональных дырах и солнечном ветре. Петли магнитного потока поднимаются вверх от солнечного тела и наполняются горячей солнечной плазмой. ^[11] Из-за повышенной магнитной активности в этих областях корональной петли корональные петли часто могут быть предшественниками солнечных вспышек и КВМ.

Солнечная плазма, питающая эти структуры, нагревается от температуры менее 6 000 К до более 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 ^[12] или асимметричный поток из-за какой-либо другой движущей силы).

Когда плазма поднимается от нижней точки к вершине петли, как всегда происходит на начальной фазе компактной вспышки, это определяется как хромосферное испарение . Когда плазма быстро охлаждается и падает в сторону фотосферы, это называется хромосферной конденсацией . Также может быть симметричный поток из обеих нижних точек петли, что приводит к накоплению массы в конструкции петли. В этой области плазма может быстро остывать (из-за тепловой нестабильности), ее темные нити заметны на фоне солнечного диска или протуберанцев на краю Солнца .

Корональные петли могут иметь время жизни порядка секунд (в случае вспышек), минут, часов или дней. Там, где существует баланс между источниками и стоками энергии в петлях, корональные петли могут существовать в течение длительных периодов времени и известны как корональные петли в устойчивом состоянии или покоя ( пример ).

Корональные петли очень важны для нашего понимания текущей проблемы нагрева короны . Корональные петли являются источниками плазмы с сильным излучением, и поэтому их легко наблюдать с помощью таких инструментов, как TRACE . Объяснение проблемы нагрева короны остается, поскольку эти структуры наблюдаются удаленно, где присутствует много неоднозначностей (т. е. вклады излучения вдоль луча зрения ). Прежде чем можно будет дать окончательный ответ, необходимы измерения на месте , но из-за высоких температур плазмы в короне измерения на месте в настоящее время невозможны. Следующая миссия солнечного зонда НАСА «Паркер» приблизится к Солнцу очень близко, что позволит проводить более прямые наблюдения.

Крупномасштабные конструкции

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

Впервые они были обнаружены 8 июня 1968 года при наблюдении вспышки во время полета ракеты. ^[13]

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

Взаимосвязь активных областей

Когда в начале 2021 года солнечный зонд Паркер проходил через солнечную корону, космический корабль пролетал мимо структур, называемых корональными стримерами .

Взаимосвязь активных областей представляет собой дуги, соединяющие зоны противоположного магнитного поля разных активных областей. После вспышки часто наблюдаются значительные изменения этих структур. ^[14]

Некоторыми другими особенностями этого типа являются стримеры-шлемы — большие корональные структуры, похожие на шапки, с длинными заостренными вершинами, которые обычно перекрывают солнечные пятна и активные области. Корональные стримеры считаются источниками медленного солнечного ветра. ^[14]

Полости нитей

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

Полости нитей представляют собой зоны, которые в рентгеновских лучах выглядят темными и находятся над областями, где в хромосфере наблюдаются нити Ha. Впервые они были обнаружены во время двух полетов ракет в 1970 году, во время которых также были обнаружены корональные дыры . ^[13]

Полости нитей представляют собой более холодные облака плазмы, подвешенные над поверхностью Солнца под действием магнитных сил. Области интенсивного магнитного поля выглядят на изображениях темными, поскольку в них нет горячей плазмы. Фактически, чтобы иметь равновесную конфигурацию, сумма магнитного давления и давления плазмы должна быть постоянной повсюду в гелиосфере : там, где магнитное поле выше, плазма должна быть холоднее или менее плотной. Давление плазмы можно рассчитать по уравнению состояния идеального газа: , где – плотность числа частиц , постоянная Больцмана и температура плазмы. Из уравнения видно, что давление плазмы падает, когда температура плазмы уменьшается по отношению к окружающим областям или когда зона интенсивного магнитного поля опустошается. Тот же физический эффект делает солнечные пятна в фотосфере темными. ^{[ нужна цитата ]} ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle p=nk_{B}T}$ ${\displaystyle n}$ ${\displaystyle k_{B}}$ ${\displaystyle T}$

Яркие точки

Яркие точки — это небольшие активные области, расположенные на солнечном диске. Яркие рентгеновские точки были впервые обнаружены 8 апреля 1969 года во время полета ракеты. ^[13]

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. ^[15]

Корональные дыры

Корональные дыры — это униполярные области, которые в рентгеновских лучах выглядят темными, поскольку они не излучают много радиации. ^[16] Это широкие зоны Солнца, где магнитное поле униполярно и открыто в межпланетное пространство. Высокоскоростной солнечный ветер возникает в основном из этих регионов.

На УФ-изображениях корональных дыр часто видны небольшие структуры, похожие на вытянутые пузыри, подвешенные в солнечном ветре. Это корональные шлейфы. Точнее, это длинные тонкие стримеры, выступающие наружу от северного и южного полюсов Солнца. ^[17]

Тихое Солнце

Области Солнца, не являющиеся частью активных областей и корональных дыр, обычно называют тихим Солнцем.

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, а во время каждого минимума они почти исчезают. Поэтому спокойное Солнце всегда совпадает с экваториальной зоной и его поверхность менее активна в максимум солнечного цикла. Приближаясь к минимуму солнечного цикла (также называемого циклом бабочки), протяженность спокойного Солнца увеличивается, пока не покроет всю поверхность диска, за исключением некоторых ярких точек на полушарии и полюсах, где есть корональные дыры.

Альфвеновская поверхность

Анимация НАСА пролета солнечного зонда Паркер через солнечную корону. Внутри границы короны, ее альфвеновской поверхности , плазменные волны движутся взад и вперед к поверхности Солнца.

Поверхность Альфвена — это граница, отделяющая корону от солнечного ветра, определяемая как точка, где альфвеновская скорость корональной плазмы и крупномасштабная скорость солнечного ветра равны. ^{[18] [19]}

Исследователи не были уверены, где именно находится альфвенская критическая поверхность Солнца. По оценкам, основанным на удаленных изображениях короны, она находится на расстоянии от 10 до 20 солнечных радиусов от поверхности Солнца. 28 апреля 2021 года во время восьмого пролёта вокруг Солнца солнечный зонд НАСА «Паркер» столкнулся с особыми магнитными условиями и условиями частиц на солнечном радиусе 18,8, которые указывали на то, что он проник через поверхность Альфвена. ^[20]

Переменность короны

Портрет, столь же разнообразный, как и уже отмеченный для особенностей короны, подчеркивается анализом динамики основных структур короны, которые развиваются в разное время. Изучение корональной изменчивости в ее сложности непростая задача, поскольку времена эволюции различных структур могут значительно различаться: от секунд до нескольких месяцев. Типичные размеры регионов, где происходят корональные события, варьируются таким же образом, как показано в следующей таблице.

Вспышки

31 августа 2012 года в 16:36 по восточному времени в 16:36 по восточному времени вспыхнуло длинное волокно солнечного материала, которое висело во внешней атмосфере Солнца, короне.

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

Вспышки — это импульсивные явления, средняя продолжительность которых составляет 15 минут, а наиболее энергичные явления могут длиться несколько часов. Вспышки вызывают высокий и быстрый рост плотности и температуры.

Излучение белого света наблюдается лишь изредка: обычно вспышки наблюдаются только в экстремальных длинах волн УФ и рентгеновских лучах, типичных для хромосферного и коронального излучения.

В короне морфология вспышек описывается наблюдениями в УФ, мягком и жестком рентгеновском диапазоне, а также на длинах волн Ha и является очень сложной. Однако можно выделить два вида базовых структур: ^[21]

• Компактные вспышки , когда каждая из двух арок, где происходит событие, сохраняет свою морфологию: наблюдается лишь увеличение излучения без существенных структурных изменений. Излучаемая энергия порядка 10 ²²  – 10 ²³ Дж .
• Вспышки большой продолжительности , связанные с извержениями протуберанцев, транзиенты в белом свете и двухленточные вспышки : ^[22] в этом случае магнитные петли меняют свою конфигурацию во время события. Энергии, излучаемые во время этих вспышек, настолько велики, что могут достигать 10 ²⁵ Дж .

Нить, извергающаяся во время солнечной вспышки, видимая в EUV-диапазоне ( TRACE )

Что касается временной динамики, то обычно выделяют три разные фазы, продолжительность которых несопоставима. Продолжительность этих периодов зависит от диапазона длин волн, используемого для наблюдения за событием:

• На начальной импульсивной фазе , продолжительность которой составляет порядка минут, часто наблюдаются сильные выбросы энергии даже в микроволнах, EUV-диапазонах и на частотах жесткого рентгеновского излучения.
• Максимальная фаза
• Фаза распада , которая может длиться несколько часов.

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

Корональные выбросы массы

Часто крупные солнечные вспышки и протуберанцы сопровождаются корональными выбросами массы (КВМ). Это огромные выбросы коронального материала и магнитного поля, которые движутся от Солнца со скоростью более миллиона километров в час и содержат примерно в 10 раз больше энергии, чем сопровождающая их солнечная вспышка или протуберанец. Некоторые более крупные КВМ могут выбрасывать сотни миллионов тонн материала в межпланетное пространство со скоростью примерно 1,5 миллиона километров в час. ^{[ нужна цитата ]}

Звездные короны

Корональные звезды повсеместно распространены среди звезд в холодной половине диаграммы Герцшпрунга-Рассела . ^[23] Эти короны можно обнаружить с помощью рентгеновских телескопов . Некоторые звездные короны, особенно у молодых звезд, гораздо ярче, чем у Солнца. Например, FK Comae Berenices является прототипом класса переменных звезд FK Com . Это гиганты спектральных классов G и K с необычайно быстрым вращением и признаками чрезвычайной активности. Их рентгеновские короны являются одними из самых ярких ( L _x ≥ 10 ³² эрг·с ^-1 или 10 ²⁵ Вт) и самыми горячими из известных с преобладающими температурами до 40 МК. ^[23]

Астрономические наблюдения, запланированные Джузеппе Вайаной и его группой в Обсерватории Эйнштейна ^[24], показали, что F-, G-, K- и M-звезды имеют хромосферы и часто короны, очень похожие на Солнце. OB -звезды , не имеющие зон поверхностной конвекции, обладают сильным рентгеновским излучением. Однако у этих звезд нет короны, но внешние оболочки звезд испускают это излучение во время толчков из-за тепловой нестабильности в быстро движущихся газовых сгустках. Также у А-звезд нет зон конвекции, но они не излучают ультрафиолетовые и рентгеновские лучи. Таким образом, они, по-видимому, не имеют ни хромосфер, ни корон.

Физика короны

Это изображение, сделанное Хиноде 12 января 2007 года, показывает нитевидную природу короны.

Вещество во внешней части солнечной атмосферы находится в состоянии плазмы , с очень высокой температурой (несколько миллионов Кельвинов) и очень низкой плотностью (порядка 10 ¹⁵ частиц/м ³ ). Согласно определению плазмы, это квазинейтральный ансамбль частиц, демонстрирующий коллективное поведение.

Состав аналогичен составу недр Солнца, в основном водород, но с гораздо большей ионизацией 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 нижних слоях атмосферы, но столкновительным равновесием в оптически тонкой короне. Исторически наличие спектральных линий, излучаемых высокоионизованными состояниями железа, позволило определить высокую температуру корональной плазмы, показав, что корона намного горячее, чем внутренние слои хромосферы.

Корона ведет себя как газ, который очень горячий, но в то же время очень легкий: давление в короне обычно составляет всего от 0,1 до 0,6 Па в активных областях, тогда как на Земле атмосферное давление составляет около 100 кПа, что примерно в миллион раз больше. выше, чем на поверхности Солнца. Однако это не газ, поскольку он состоит из заряженных частиц, в основном протонов и электронов, движущихся с разными скоростями. Если предположить, что они имеют в среднем одинаковую кинетическую энергию (по теореме о равнораспределении ), электроны имеют массу примерно в 1800 раз меньшую, чем протоны, поэтому они приобретают большую скорость. Ионы металлов всегда медленнее. Этот факт имеет важные 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. В этой плазме также могут распространяться магнитогидродинамические волны (МГД-волны) ^[25] , хотя до сих пор не ясно, как они могут передаваться или генерироваться в короне.

Радиация

Корональная плазма оптически тонка и поэтому прозрачна для излучаемого ею электромагнитного излучения, а также для излучения, исходящего из нижних слоев. Плазма очень разрежена, и длина свободного пробега фотонов значительно превосходит все другие масштабы длин, включая типичные размеры обычных корональных деталей. ^{[ нужна цитата ]}

Выявлено электромагнитное излучение короны, исходящее от трех основных источников, расположенных в одном объеме космоса:

• K-корона (K для kontinuierlich , «непрерывный» на немецком языке) создается солнечным светом, рассеянным Томсоном на свободных электронах ; Доплеровское уширение отраженных линий фотосферного поглощения расширяет их настолько, что полностью затеняет их, создавая спектральный вид континуума без линий поглощения.
• F-корона (F для Фраунгофера ) создается солнечным светом, отражающимся от частиц пыли, и ее можно наблюдать, поскольку ее свет содержит линии поглощения Фраунгофера, которые видны при ярком солнечном свете; F-корона простирается на очень большие углы удлинения от Солнца, где ее называют зодиакальным светом .
• Е-корона (E — излучение) возникает из-за спектральных линий излучения, создаваемых ионами, присутствующими в корональной плазме; его можно наблюдать в широких, запрещенных или горячих спектральных линиях излучения , и он является основным источником информации о составе короны. ^[26]

Теплопроводность

Мозаика изображений в крайнем ультрафиолете, полученных с помощью STEREO 4 декабря 2006 года. Эти изображения в искусственных цветах показывают атмосферу Солнца в диапазоне различных температур. По часовой стрелке сверху слева: 1 миллион градусов C (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, как объяснялось выше, намного легче ионов и движутся быстрее.

При наличии магнитного поля теплопроводность плазмы становится выше в направлении, параллельном силовым линиям, а не в перпендикулярном направлении. ^[27] На заряженную частицу, движущуюся в направлении, перпендикулярном силовой линии магнитного поля, действует сила Лоренца , нормальная к плоскости, определяемой скоростью и магнитным полем. Эта сила искривляет траекторию частицы. В общем, поскольку частицы также имеют составляющую скорости вдоль силовой линии магнитного поля, сила Лоренца заставляет их изгибаться и двигаться по спиралям вокруг силовых линий на циклотронной частоте.

Если столкновения между частицами очень часты, они разлетаются во всех направлениях. Это происходит в фотосфере, где плазма в своем движении увлекает за собой магнитное поле. В короне, наоборот, длина свободного пробега электронов составляет порядка километров и даже больше, поэтому каждый электрон может совершать винтовое движение задолго до того, как рассеется после столкновения. Поэтому теплообмен усиливается вдоль силовых линий магнитного поля и замедляется в перпендикулярном направлении.

В направлении, продольном магнитному полю, теплопроводность короны равна ^[27]

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

постоянная Больцмана ${\displaystyle k_{\text{B}}}$ ${\displaystyle T}$ ${\displaystyle m_{e}}$ ${\displaystyle e}$

$${\displaystyle \ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)}$$

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

дебаевская длина¹⁵³¹⁸³ ${\displaystyle n}$ ${\displaystyle \ln \Lambda }$

Следовательно, если мы укажем теплоту единицы объема, выраженную в Дж м ^-3 , уравнение теплопередачи Фурье, вычисляемое только вдоль направления силовой линии, примет вид ${\displaystyle q}$ ${\displaystyle x}$

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

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

Корональная сейсмология

Корональная сейсмология — метод исследования плазмы солнечной короны с использованием магнитогидродинамических (МГД) волн. МГД изучает динамику электропроводящих жидкостей – в данном случае жидкостью является корональная плазма. С философской точки зрения корональная сейсмология аналогична сейсмологии Земли, гелиосейсмологии Солнца и МГД-спектроскопии лабораторных плазменных устройств. Во всех этих подходах для зондирования среды используются волны разного типа. Потенциал корональной сейсмологии в оценке коронального магнитного поля, высоты шкалы плотности , тонкой структуры и нагрева был продемонстрирован различными исследовательскими группами.

Проблема коронального нагрева

Нерешенная задача по физике :

Почему солнечная корона намного горячее поверхности Солнца?

(еще нерешенные задачи по физике)

Новая техника визуализации может дать ключ к разгадке проблемы нагрева короны.

Проблема нагрева короны в физике Солнца связана с вопросом, почему температура солнечной короны составляет миллионы кельвинов, а не тысячи кельвинов на поверхности. Для объяснения этого явления было предложено несколько теорий, но определить, какая из них правильная, до сих пор сложно. ^[28] Проблема впервые возникла после идентификации неизвестных спектральных линий в солнечном спектре с высокоионизованными атомами железа и кальция. ^{[29] [28]} Сравнение корональной и фотосферной температур 6 000 К приводит к вопросу о том, как можно поддерживать корональную температуру, в 200 раз более высокую. ^[29] Проблема в первую очередь связана с тем, как энергия переносится вверх в корону, а затем преобразуется в тепло в пределах нескольких солнечных радиусов. ^[30]

Высокие температуры требуют, чтобы энергия переносилась из недр Солнца в корону посредством нетепловых процессов, поскольку второй закон термодинамики не позволяет теплу течь непосредственно из солнечной фотосферы ( поверхности ), температура которой составляет около 5800 К , к солнечному свету. гораздо более горячая корона примерно от 1 до 3 МК (части короны могут достигать даже 10 МК ).

Между фотосферой и короной тонкая область, через которую повышается температура, известна как переходная область . Его толщина составляет от десятков до сотен километров. Энергия не может быть передана из более холодной фотосферы в корону обычным теплообменом, поскольку это нарушит второй закон термодинамики. Аналогией этому может служить лампочка, повышающая температуру окружающего ее воздуха до уровня, превышающего температуру ее стеклянной поверхности. Следовательно, при нагреве короны должен быть задействован какой-то другой способ передачи энергии.

Количество энергии, необходимой для нагрева солнечной короны, можно легко рассчитать как разницу между корональными радиационными потерями и нагревом за счет теплопроводности к хромосфере через переходную область. Это примерно 1 киловатт на каждый квадратный метр поверхности хромосферы Солнца, или 1/40 000 количества световой энергии, выходящей за пределы Солнца.

Было предложено множество теорий нагрева короны ^[31] , но наиболее вероятными кандидатами остались две теории: волновой нагрев и магнитное пересоединение (или нановспышки ). ^[32] На протяжении большей части последних 50 лет ни одна из теорий не могла объяснить экстремальные корональные температуры.

В 2012 году мягкие рентгеновские снимки высокого разрешения (<0,2 дюйма) с помощью корональной камеры высокого разрешения на борту зондирующей ракеты выявили плотно скрученные переплетения в короне. Предполагается, что пересоединение и распутывание кос могут выступать первичными источниками нагрева активной солнечной короны до температур до 4 миллионов Кельвинов. Предполагается, что основным источником тепла в спокойной короне (около 1,5 млн К) являются МГД-волны. ^[33]

Солнечный зонд НАСА «Паркер» предназначен для приближения к Солнцу на расстояние примерно 9,5 солнечных радиусов для исследования нагрева короны и происхождения солнечного ветра. Он был успешно запущен 12 августа 2018 г. ^[34] и по состоянию на осень 2022 г. завершил первые 13 из более чем 20 запланированных сближений с Солнцем. ^[35]

Теория волнового нагрева

Теория волнового нагрева, предложенная в 1949 году Эври Шацманом , 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 альфвеновские волны . ^[36] Магнитоакустические волны — это звуковые волны, которые были изменены наличием магнитного поля, а альфвеновские волны подобны радиоволнам сверхнизкой частоты , которые были изменены в результате взаимодействия с веществом в плазме. Оба типа волн могут возникать в результате турбулентности грануляции и супергрануляции солнечной фотосферы, и оба типа волн могут переносить энергию на некоторое расстояние через солнечную атмосферу, прежде чем превратиться в ударные волны , которые рассеивают свою энергию в виде тепла.

Одной из проблем волнового отопления является доставка тепла в нужное место. Магнитоакустические волны не могут переносить достаточную энергию вверх через хромосферу к короне как из-за низкого давления в хромосфере, так и из-за того, что они имеют тенденцию отражаться обратно в фотосферу. Волны Альвена могут нести достаточно энергии, но не рассеивают эту энергию достаточно быстро, когда попадают в корону. Волны в плазме, как известно, трудно понять и описать аналитически, но компьютерное моделирование, проведенное Томасом Богданом и его коллегами в 2003 году, похоже, показывает, что альфвеновские волны могут трансмутировать в другие волновые моды у основания короны, обеспечивая путь, который может переносят большое количество энергии из фотосферы через хромосферу и переходную область и, наконец, в корону, где рассеивают ее в виде тепла.

Другой проблемой волнового нагрева было полное отсутствие до конца 1990-х годов каких-либо прямых свидетельств распространения волн через солнечную корону. Первое прямое наблюдение волн, распространяющихся в солнечную корону и через нее, было выполнено в 1997 году с помощью космической солнечной обсерватории Solar and Heliological Observatory , первой платформы, способной наблюдать Солнце в крайнем ультрафиолете (EUV) в течение длительных периодов времени с стабильная фотометрия . Это были магнитоакустические волны с частотой около 1 миллигерца (мГц, что соответствует периоду волны 1000 секунд ), которые несут лишь около 10% энергии, необходимой для нагрева короны . Существует множество наблюдений локализованных волновых явлений, таких как альфвеновские волны, запускаемые солнечными вспышками, но эти события кратковременны и не могут объяснить однородное корональное тепло.

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

Недавно с помощью наблюдений с помощью AIA на борту Обсерватории солнечной динамики альвеновские движения были обнаружены в нижних слоях солнечной атмосферы ^{[37] [38]} , а также на спокойном Солнце, в корональных дырах и в активных областях . ^[39] Эти альвеновские колебания имеют значительную мощность и, по-видимому, связаны с хромосферными альфвеновскими колебаниями, о которых ранее сообщалось на космическом корабле «Хиноде» . ^[40]

Наблюдения за солнечным ветром с помощью космического корабля Wind недавно предоставили доказательства в поддержку теорий альфвеновского циклотронного рассеяния, приводящего к локальному нагреву ионов. ^[41]

Теория магнитного пересоединения

Дуговая активная область Обсерватории солнечной динамики

Теория магнитного пересоединения основана на том, что солнечное магнитное поле индуцирует электрические токи в солнечной короне. ^[42] Затем токи внезапно схлопываются, высвобождая энергию в виде тепла и волновой энергии в короне. Этот процесс называется «пересоединением» из-за своеобразного поведения магнитных полей в плазме (или любой электропроводящей жидкости, такой как ртуть или морская вода ). В плазме силовые линии магнитного поля обычно привязаны к отдельным частям материи, так что топология магнитного поля остается той же: если отдельные северный и южный магнитные полюса соединены одной силовой линией, то даже если плазма перемешивается или если магниты перемещаются, эта силовая линия будет продолжать соединять эти конкретные полюса. Соединение поддерживается электрическими токами, которые индуцируются в плазме. При определенных условиях электрические токи могут схлопнуться, позволяя магнитному полю «воссоединиться» с другими магнитными полюсами и при этом высвободить тепло и волновую энергию.

Предполагается, что магнитное пересоединение является механизмом солнечных вспышек, крупнейших взрывов в Солнечной системе. Кроме того, поверхность Солнца покрыта миллионами мелких намагниченных областей диаметром 50–1 000 км . Эти маленькие магнитные полюса сотрясаются и перемешиваются в результате постоянной грануляции. Магнитное поле солнечной короны должно подвергаться почти постоянному переподключению, чтобы соответствовать движению этого «магнитного ковра», поэтому энергия, выделяемая при переподключении, является естественным кандидатом на корональное тепло, возможно, в виде серии «микровспышек», которые индивидуально обеспечивают 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 просветления в крайнем ультрафиолетовом свете, ^[43] но, похоже, таких небольших событий слишком мало, чтобы можно было объяснить энергию, выделяемую в корону. Неучтенная дополнительная энергия может быть составлена ​​за счет волновой энергии или постепенного магнитного пересоединения, которое высвобождает энергию более плавно, чем микровспышки, и поэтому плохо отражается в данных TRACE. Вариации гипотезы микровспышек используют другие механизмы для воздействия на магнитное поле или высвобождения энергии и являются предметом активных исследований в 2005 году.

Спикулы (тип II)

На протяжении десятилетий исследователи полагали, что спикулы могут передавать тепло в корону. Однако после наблюдательных исследований 1980-х годов 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 Lockheed Martin (LMSAL) и Институтом теоретической астрофизики Университета Осло , появился новый класс спикул (ТИП II). Открытые в 2007 году, которые движутся быстрее (до 100 км/с) и имеют более короткую продолжительность жизни, могут стать причиной проблемы. ^[44] Эти струи выбрасывают нагретую плазму во внешнюю атмосферу Солнца.

Таким образом, отныне можно ожидать гораздо большего понимания короны и улучшения знаний о тонком влиянии Солнца на верхние слои атмосферы Земли. Сборка изображений атмосферы на недавно запущенной обсерватории солнечной динамики НАСА и пакет фокальной плоскости НАСА для солнечного оптического телескопа на японском спутнике Хиноде, который использовался для проверки этой гипотезы. Высокое пространственное и временное разрешение новых инструментов выявляет этот запас корональной массы.

Эти наблюдения показывают прямую связь между плазмой, нагретой до миллионов градусов, и спикулами, которые вводят эту плазму в корону. ^[45]

Смотрите также

• Расширенный обозреватель композиций
• Геокорона
• Супрааркадные нисходящие потоки
• Рентгеновская астрономия

Рекомендации

1. Ашванден, Маркус Дж. (2005). Физика солнечной короны: введение, проблемы и решения . Чичестер, Великобритания: Издательство Praxis. ISBN 978-3-540-22321-4.
2. Холл, Грэм; и другие. (2007). «Маральди, Джакомо Филиппо». Биографическая энциклопедия астрономов . Нью-Йорк: Спрингер. п. 736. дои : 10.1007/978-0-387-30400-7_899. ISBN 978-0-387-31022-0. Проверено 31 октября 2021 г.
3. де Феррер, Хосе Хоакин (1809). «Наблюдения солнечного затмения 16 июня 1806 года, сделанные в Киндерхуке в штате Нью-Йорк». Труды Американского философского общества . 6 : 264–275. дои : 10.2307/1004801. JSTOR  1004801.
4. Эспенак, Фред. «Хронология открытий о Солнце». Мистер Эклипс . Архивировано из оригинала 19 октября 2020 года . Проверено 6 ноября 2020 г.
5. Голуб и Пасачофф (1997). «Солнечная корона», издательство Кембриджского университета (Лондон), ISBN 0 521 48082 5, стр. 4
6. Вайана, GS; Кригер, А.С.; Тимоти, AF (1973). «Идентификация и анализ структур короны по рентгеновским фотографиям». Солнечная физика . 32 (1): 81–116. Бибкод : 1973SoPh...32...81В. дои : 10.1007/BF00152731. S2CID  121940724.
7. Вайана, GS; Такер, WH (1974). «Солнечное рентгеновское излучение». У Р. Джаккони; Х. Гунски (ред.). Рентгеновская астрономия . п. 169.
8. Вайана, GS; Рознер, Р. (1978). «Последние достижения в физике корон». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 : 393–428. Бибкод : 1978ARA&A..16..393В. дои : 10.1146/annurev.aa.16.090178.002141.
9. Гибсон, Э.Г. (1973). Тихое Солнце . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, Вашингтон, округ Колумбия
10. «Как НАСА раскрыло самый горячий секрет Солнца в 5-минутном космическом полете» . Space.com . 23 января 2013 г. Архивировано из оригинала 24 января 2013 г.
11. Кацукава, Юкио; Цунета, Саку (2005). «Магнитные свойства у подножия горячих и холодных петель». Астрофизический журнал . 621 (1): 498–511. Бибкод : 2005ApJ...621..498K. дои : 10.1086/427488 .
12. Бетта, Рита; Орландо, Сальваторе; Перес, Джованни; Серио, Сальваторе (1999). «Об устойчивости сифонных потоков в корональных петлях». Обзоры космической науки . 87 : 133–136. Бибкод :1999ССРв...87..133Б. дои : 10.1023/А: 1005182503751. S2CID  117127214.
13. Джаккони, Риккардо (1992). «Лекция памяти Г.С. Вайаны». В Лински, Дж. Ф.; Серио, С. (ред.). Физика солнечных и звездных корон: Симпозиум Мемориала Г.С. Вайаны: Симпозиум Мемориала Г.С. Вайаны: Материалы конференции Международного астрономического союза . Нидерланды: Kluwer Academic. стр. 3–19. ISBN 978-0-7923-2346-4.
14. Офман, Леон (2000). «Источники медленного солнечного ветра в корональных стримерах». Письма о геофизических исследованиях . 27 (18): 2885–2888. Бибкод : 2000GeoRL..27.2885O. дои : 10.1029/2000GL000097 .
15. Карияппа, Р.; Делука, Э.Э.; Саар, SH; Голуб, Л.; Даме, Л.; Певцов А.А.; Варгезе, бакалавр наук (2011). «Изменчивость температуры в ярких рентгеновских точках, наблюдаемая с помощью Hinode/XRT». Астрономия и астрофизика . 526 : А78. Бибкод : 2011A&A...526A..78K. дои : 10.1051/0004-6361/201014878 .
16. Ито, Хироаки; Цунета, Саку; Сиота, Дайко; Токумару, Мунетоши; Фуджики, Кен'Ичи (2010). «Отличается ли полярная область от спокойной области Солнца?». Астрофизический журнал . 719 (1): 131–142. arXiv : 1005.3667 . Бибкод : 2010ApJ...719..131I. дои : 10.1088/0004-637X/719/1/131. S2CID  118504417.
17. Дель Занна, Г.; Бромедж, BJI; Мейсон, HE (2003). «Спектроскопические характеристики полярных шлейфов». Астрономия и астрофизика . 398 (2): 743–761. Бибкод : 2003A&A...398..743D. дои : 10.1051/0004-6361:20021628 .
18. Адхикари, Л.; Занк, врач общей практики; Чжао, Л.-Л. (30 апреля 2019 г.). «Выключается ли турбулентность на критической поверхности Альфвена?». Астрофизический журнал . 876 (1): 26. Бибкод : 2019ApJ...876...26A. дои : 10.3847/1538-4357/ab141c . S2CID  156048833.
19. ДеФорест, CE; Ховард, штат Техас; МакКомас, диджей (12 мая 2014 г.). «Приходящие волны в солнечной короне: прямой индикатор местоположения поверхности Альфвена». Астрофизический журнал . 787 (2): 124. arXiv : 1404.3235 . Бибкод : 2014ApJ...787..124D. дои : 10.1088/0004-637X/787/2/124. S2CID  118371646.
20. В эту статью включен текст из источника, находящегося в свободном доступе : Хэтфилд, Майлз (13 декабря 2021 г.). «НАСА впервые входит в солнечную атмосферу». НАСА .
21. Паллавичини, Р.; Серио, С.; Вайана, Г.С. (1977). «Обзор изображений вспышек лимбов в мягком рентгеновском луче - связь между их структурой в короне и другими физическими параметрами». Астрофизический журнал . 216 : 108. Бибкод : 1977ApJ...216..108P. дои : 10.1086/155452.
22. Голуб, Л.; Херант, М.; Калата, К.; Ловас, И.; Нистром, Г.; Пардо, Ф.; Спиллер, Э.; Вильчинский, Дж. (1990). «Субуговые наблюдения солнечной рентгеновской короны». Природа . 344 (6269): 842–844. Бибкод : 1990Natur.344..842G. дои : 10.1038/344842a0. S2CID  4346856.
23. Гюдель М (2004). «Рентгеновская астрономия звездных корон» (PDF) . Обзор астрономии и астрофизики . 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph/0406661 . Бибкод : 2004A&ARv..12...71G. дои : 10.1007/s00159-004-0023-2. S2CID  119509015. Архивировано из оригинала (PDF) 11 августа 2011 г.
24. Вайана, GS; и другие. (1981). «Результаты обширного звездного обзора Эйнштейна». Астрофизический журнал . 245 : 163. Бибкод : 1981ApJ...245..163В. дои : 10.1086/158797.
25. Джеффри, Алан (1969). Магнитогидродинамика . УНИВЕРСИТЕТСКИЕ МАТЕМАТИЧЕСКИЕ ТЕКСТЫ.
26. Корфилд, Ричард (2007). Жизнь планет . Основные книги. ISBN 978-0-465-01403-3.
27. Спитцер, Л. (1962). Физика полностью ионизованного газа . Межнаучные направления физики и астрономии.
28. "2004ESASP.575....2K Страница 2". Adsbit.harvard.edu . Проверено 28 февраля 2019 г.
29. Ашванден, Маркус (2006). Физика солнечной короны: введение, проблемы и решения . Берлин: Springer Science & Business Media. п. 355. дои : 10.1007/3-540-30766-4_9. ISBN 978-3-540-30765-5.
30. Фальгароне, Эдит; Пассо, Тьерри (2003). Турбулентность и магнитные поля в астрофизике . Берлин: Springer Science & Business Media. стр. 28. ISBN 978-3-540-00274-1.
31. Ульмшнайдер, Питер (1997). JC флакон; К. Боккиалини; П. Бумье (ред.). Нагрев хромосфер и корон в космической солнечной физике , Труды, Орсе, Франция . Спрингер. стр. 77–106. ISBN 978-3-540-64307-4.
32. Малара, Ф.; Велли, М. (2001). Пол Брекке; Бернхард Флек; Джозеф Б. Гурман (ред.). Наблюдения и модели коронального нагрева в последних исследованиях физики Солнца и гелиосферы: основные моменты SOHO и других космических миссий , материалы симпозиума МАС 203 . Астрономическое общество Тихого океана. стр. 456–466. ISBN 978-1-58381-069-9.
33. Киртайн, JW; Голуб, Л.; Уайнбаргер, Арканзас; Де Понтье, Б.; Кобаяши, К.; Мур, РЛ; Уолш, RW; Коррек, Кентукки; Вебер, М.; МакКоли, П.; Титул, А.; Кузин С.; Дефорест, CE (2013). «Выделение энергии в солнечной короне из пространственно разрешенных магнитных кос». Природа . 493 (7433): 501–503. Бибкод : 2013Natur.493..501C. дои : 10.1038/nature11772. PMID  23344359. S2CID  205232074.
34. «Солнечный зонд Паркер: Миссия» . parkersolarprobe.jhuapl.edu . Архивировано из оригинала 22 августа 2017 г.
35. «Солнечный зонд Паркер завершил третий сближение с Солнцем» . blogs.nasa.gov . 3 сентября 2019 года . Проверено 6 декабря 2019 г.
36. Альфвен, Ханнес (1947). «Магнитогидродинамические волны и нагрев солнечной короны». МНРАС . 107 (2): 211–219. Бибкод : 1947MNRAS.107..211A. дои : 10.1093/mnras/107.2.211 .
37. «Альфвеновы волны - наше Солнце совершает магнитный поворот» . прочитано 6 января 2011 г. Архивировано из оригинала 23 июля 2011 г.
38. Джесс, Д.Б.; Матиудакис, М.; Эрдели, Р.; Крокетт, П.Дж.; Кинан, ФП; Кристиан, диджей (2009). «Альфвеновские волны в нижней солнечной атмосфере». Наука . 323 (5921): 1582–1585. arXiv : 0903.3546 . Бибкод : 2009Sci...323.1582J. дои : 10.1126/science.1168680. hdl : 10211.3/172550. PMID  19299614. S2CID  14522616.
39. Макинтош, Юго-Запад; де Понтье, Б.; Карлссон, М.; Ханстин, В.Х.; СДО; Команда миссии Айя (осень 2010 г.). «Повсеместные альвеновские движения в спокойном Солнце, корональной дыре и короне активной области». Американский геофизический союз . аннотация #SH14A-01: SH14A–01. Бибкод : 2010АГУФМШ14А..01М.
40. «Раскрыт магнитный секрет Солнца» . Space.com . 22 января 2008 г. Архивировано из оригинала 24 декабря 2010 г. Проверено 6 января 2011 г.
41. Каспер, JC; и другие. (декабрь 2008 г.). «Горячий гелий солнечного ветра: прямое свидетельство локального нагрева за счет альфвен-циклотронной диссипации». Письма о физических отзывах . 101 (26): 261103. Бибкод : 2008PhRvL.101z1103K. doi : 10.1103/PhysRevLett.101.261103. ПМИД  19113766.
42. Священник, Эрик (1982). Солнечная магнитогидродинамика . Дордрехт, Голландия: Д.Рейдель. ISBN 978-90-277-1833-4.
43. Патсуракос, С.; Виаль, Ж.-К. (2002). «Периодическое поведение в переходной области и низкой короне спокойного Солнца». Астрономия и астрофизика . 385 (3): 1073–1077. Бибкод : 2002A&A...385.1073P. дои : 10.1051/0004-6361:20020151 .
44. «Тайна горячей внешней атмосферы Солнца раскрыта» . Редифф . 07.01.2011. Архивировано из оригинала 15 апреля 2012 г. Проверено 21 мая 2012 г.
45. Де Понтье, Б.; Макинтош, Юго-Запад; Карлссон, М.; Ханстин, В.Х.; Тарбелл, Т.Д.; Бернер, П.; Мартинес-Сикора, Дж.; Шрийвер, CJ; Название, АМ (2011). «Происхождение горячей плазмы в солнечной короне». Наука . 331 (6013): 55–58. Бибкод : 2011Sci...331...55D. дои : 10.1126/science.1197738. PMID  21212351. S2CID  42068767.

Внешние ссылки

• Описание солнечной короны НАСА
• Проблема коронального нагрева в Innovation Reports
• Описание НАСА/GSFC проблемы нагрева короны
• Часто задаваемые вопросы о корональном нагреве
• Солнечная и гелиосферная обсерватория, включая изображения солнечной короны почти в реальном времени.
• Корональные рентгеновские изображения, полученные с помощью Hinode XRT
• nasa.gov Астрономическая фотография дня 26 июля 2009 г. - комбинация тридцати трех фотографий солнечной короны, которые были обработаны в цифровом формате, чтобы выделить слабые особенности полного затмения, произошедшего в марте 2006 г.
• Анимированное объяснение ядра Солнца. Архивировано 16 ноября 2015 г. в Wayback Machine (Университет Южного Уэльса).
• Волны Альвена могут нагревать солнечную корону
• Регион солнечного интерфейса – Барт де Понтье (SETI Talks) Видео