Оглавление
- 1 Звездная корона
- 1.1 Определение и структура короны
- 1.2 История изучения короны
- 1.3 Спектральные особенности и компоненты
- 1.4 Физические особенности
- 1.5 Активные области и корональные петли
- 1.6 Будущие исследования
- 1.7 Крупномасштабные структуры короны
- 1.8 Взаимосвязи активных областей
- 1.9 Полости для накаливания
- 1.10 Яркие точки
- 1.11 Корональные дыры
- 1.12 Тихое солнце
- 1.13 Поверхность Альфвена
- 1.14 Изменчивость короны
- 1.15 Вспышки
- 1.16 Выброс корональной массы
- 1.17 Звездные короны
- 1.18 Физика короны
- 1.19 Физические свойства короны
- 1.20 Излучение короны
- 1.21 Теплопроводность короны
- 1.22 Корональная сейсмология
- 1.23 Проблема коронарного нагрева
- 1.24 Теория волнового нагрева
- 1.25 Проблемы волнового нагрева
- 1.26 Наблюдения и доказательства
- 1.27 Теория магнитного пересоединения
- 1.28 Спикулы и корональное тепло
- 1.29 Полный текст статьи:
- 2 Звездная корона
Звездная корона
-
Определение и структура короны
- Корона – внешний слой атмосферы звезды, состоящий из горячей плазмы.
- Солнечная корона простирается на миллионы километров и имеет температуру выше 1 000 000 Кельвинов.
- Корональные структуры включают солнечные протуберанцы и нити накала.
-
История изучения короны
- В 1724 году Джакомо Ф. Маральди признал, что корона принадлежит Солнцу.
- В 1809 году Хосе Хоакин де Феррер ввел термин “корона”.
- В 1930 году Бернар Лио изобрел коронограф для наблюдения короны без затмения.
-
Спектральные особенности и компоненты
- Высокая температура короны придает ей необычные спектральные особенности.
- Бенгт Эдлен идентифицировал корональные спектральные линии в 1940 году.
- Солнечная корона имеет три компонента: F-корона, K-корона и E-корона.
-
Физические особенности
- Солнечная корона намного горячее фотосферы и менее плотная.
- Корона отделена от фотосферы хромосферой.
- Корона нагревается эпизодическими выбросами энергии и магнитогидродинамическими волнами.
-
Активные области и корональные петли
- Активные области включают корональные петли, соединяющие точки с противоположной магнитной полярностью.
- Корональные петли являются замкнутыми магнитными потоками, поднимающимися от Солнца.
- Плазма в петлях нагревается и охлаждается, что приводит к различным явлениям.
-
Будущие исследования
- Необходимы натурные измерения для полного понимания коронального нагрева.
- Следующая миссия солнечного зонда NASA Parker Solar Probe позволит проводить более прямые наблюдения.
-
Крупномасштабные структуры короны
- Длинные дуги, охватывающие более четверти солнечного диска
- Менее плотная плазма, чем в корональных петлях
- Обнаружены в 1968 году
-
Взаимосвязи активных областей
- Дуги, соединяющие зоны противоположного магнитного поля
- Изменения после вспышек
- Серпантины на шлеме, корональные стримеры
-
Полости для накаливания
- Темные зоны над областями с нитями Ha
- Обнаружены в 1970 году
- Холодные облака плазмы, подвешенные магнитными силами
-
Яркие точки
- Небольшие активные области на солнечном диске
- Обнаружены в 1969 году
- Связаны с биполярными областями магнитного поля
-
Корональные дыры
- Однополярные области, темные в рентгеновских лучах
- Высокоскоростной солнечный ветер
- Корональные шлейфы на ультрафиолетовых изображениях
-
Тихое солнце
- Экваториальная область с более высокой скоростью вращения
- Активные области возникают в двух полосах, параллельных экватору
- Протяженность увеличивается в периоды максимума солнечного цикла
-
Поверхность Альфвена
- Граница между короной и солнечным ветром
- Находится между 10 и 20 солнечными радиусами
- Обнаружена в 2021 году
-
Изменчивость короны
- Разнообразие структур, развивающихся в разное время
- Типичные размеры областей варьируются
-
Вспышки
- Внезапное увеличение потока излучения
- Импульсивные явления, средняя продолжительность 15 минут
- Излучение в белом свете редко, обычно в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах
-
Выброс корональной массы
- Сопровождает крупные солнечные вспышки и протуберанцы
- Скорость до 3000 км/с, содержит в 10 раз больше энергии
-
Звездные короны
- Обнаруживаются с помощью рентгеновских телескопов
- Яркие и горячие у молодых звезд
- У F-, G-, K- и M-звезд хромосферы и короны похожи на Солнечные
-
Физика короны
- Вещество в состоянии плазмы при высокой температуре и низкой плотности
- Состав аналогичен составу в недрах Солнца, но с большей ионизацией
- Состояние ионизации регулируется уравнением Саха и равновесием столкновений
-
Физические свойства короны
- Корональная плазма состоит из заряженных частиц, в основном протонов и электронов.
- Давление в короне составляет 0,1-0,6 Па, что в миллион раз ниже, чем на поверхности Солнца.
- Электроны движутся быстрее ионов, что влияет на процессы излучения и теплопроводности.
-
Излучение короны
- Корональная плазма оптически тонка и прозрачна для электромагнитного излучения.
- Излучение исходит от трех основных источников: K-корона, F-корона и электронная корона.
- K-корона создается рассеянием солнечного света на свободных электронах.
- F-корона создается отражением солнечного света от частиц пыли.
- Электронная корона возникает из-за спектральных линий излучения ионов.
-
Теплопроводность короны
- Теплопроводность происходит от внешней более горячей атмосферы к внутренним более холодным слоям.
- Электроны, движущиеся быстрее ионов, отвечают за рассеивание тепла.
- Теплопередача усиливается вдоль силовых линий магнитного поля и замедляется в перпендикулярном направлении.
-
Корональная сейсмология
- Корональная сейсмология изучает плазму солнечной короны с помощью МГД-волн.
- Метод аналогичен сейсмологии Земли и МГД-спектроскопии.
- Потенциал метода в оценке коронального магнитного поля и тонкой структуры.
-
Проблема коронарного нагрева
- Температура короны на миллионы кельвинов выше, чем температура поверхности Солнца.
- Проблема связана с переносом энергии из недр Солнца в корону.
- Основные теории: волновой нагрев и магнитное пересоединение.
- В 2012 году обнаружены плотно скрученные нити в короне, которые могут быть источником нагрева.
- Солнечный зонд Parker Solar Probe исследует нагрев короны и происхождение солнечного ветра.
-
Теория волнового нагрева
- Волны переносят энергию из недр Солнца в хромосферу и корону
- Магнитоакустические волны и волны Альфвена играют важную роль
- Волны могут быть вызваны турбулентностью в фотосфере
-
Проблемы волнового нагрева
- Магнитоакустические волны не могут переносить энергию через хромосферу
- Альфвеновские волны не рассеивают энергию быстро в короне
- Компьютерное моделирование показывает, что альфвеновские волны могут преобразовываться в другие режимы
-
Наблюдения и доказательства
- Первое прямое наблюдение волн в короне проведено в 1997 году
- Данные TRACE указывают на волны с частотами до 100 МГц
- Измерения температуры ионов подтверждают наличие волн с частотами до 200 Гц
-
Теория магнитного пересоединения
- Магнитное поле Солнца индуцирует электрические токи в короне
- Токи разрушаются, высвобождая тепло и волновую энергию
- Магнитное пересоединение может быть механизмом солнечных вспышек
-
Спикулы и корональное тепло
- Спикулы могут излучать тепло в корону, но не достигают корональных температур
- Новый класс спикул (ТИП II) может объяснить проблему
- Наблюдения с помощью обсерватории солнечной динамики подтверждают связь между плазмой и спикулами