Солнечная корона

Солнечная корона — это внешняя, наиболее разреженная часть атмосферы Солнца, простирающаяся на миллионы километров от его видимой поверхности (фотосферы). Она состоит из чрезвычайно горячей плазмы, температура которой достигает 1–2 миллионов кельвинов, что значительно выше температуры нижележащих слоёв. Солнечная корона видна невооружённым глазом только во время полных солнечных затмений в виде жемчужно-белого сияния вокруг закрытого Луной диска Солнца, а в обычных условиях наблюдается с помощью специальных приборов — коронографов.

Физические характеристики

Температура и плотность

Одной из главных загадок солнечной короны является парадокс нагрева: температура фотосферы составляет около 5 800 К, а в короне она возрастает до 1–2 млн К. При этом плотность вещества в короне чрезвычайно мала — порядка 10⁻¹⁵ г/см³, что в триллионы раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. Высокая температура при низкой плотности означает, что отдельные частицы (ионы и электроны) движутся с огромными скоростями, но сталкиваются редко, поэтому общая тепловая энергия короны относительно невелика.

Состав

Химический состав короны в целом аналогичен солнечному: около 90% водорода, 10% гелия и менее 0,1% более тяжёлых элементов (углерод, азот, кислород, железо и др.). Однако в короне все элементы находятся в состоянии высокой ионизации. Например, железо теряет до 13–14 электронов (Fe XIV), что является индикатором экстремально высоких температур.

Свечение

Свечение короны складывается из трёх компонентов:

• E-корона (эмиссионная) — излучение в линиях многократно ионизованных атомов (например, зелёная линия Fe XIV с длиной волны 530,3 нм).
• K-корона (континуальная) — рассеянный на свободных электронах свет фотосферы, дающий непрерывный спектр.
• F-корона (фраунгоферова) — рассеянный на пылевых частицах свет, наблюдаемый на больших расстояниях от Солнца.

Структура и формы

Внутренняя и внешняя корона

Корону условно делят на внутреннюю (до 0,3–0,5 солнечных радиусов от фотосферы) и внешнюю (до нескольких радиусов). Внутренняя корона имеет сложную волокнистую структуру, связанную с магнитным полем Солнца. Внешняя корона постепенно переходит в солнечный ветер — поток заряженных частиц, заполняющий всю гелиосферу.

Коронные дыры

Это области с пониженной плотностью и температурой, где магнитное поле Солнца открыто в межпланетное пространство. Через коронные дыры происходит наиболее интенсивный истечение солнечного ветра. Они выглядят как тёмные участки на снимках в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах.

Коронные петли и аркады

Замкнутые магнитные структуры, удерживающие горячую плазму в виде дуг и петель, соединяющих области с разной полярностью магнитного поля. Размеры петель варьируются от тысяч до сотен тысяч километров. Вдоль петель происходит перенос энергии из нижних слоёв атмосферы.

Протуберанцы и выбросы

Крупные образования из относительно холодного (10 000–50 000 К) и плотного вещества, удерживаемые магнитным полем в короне. При потере устойчивости протуберанцы могут выбрасываться в межпланетное пространство, формируя корональные выбросы массы (CME) — один из главных факторов космической погоды.

Механизмы нагрева короны

Вопрос о том, почему корона горячее фотосферы, остаётся одной из ключевых проблем солнечной физики. Основные гипотезы:

Волновой нагрев

Акустические и магнитогидродинамические волны, генерируемые турбулентными движениями в фотосфере, распространяются вверх по короне и диссипируют (затухают), передавая энергию плазме. Наблюдения подтверждают наличие таких волн, но их энергия, по-видимому, недостаточна для полного объяснения нагрева.

Нагрев магнитным пересоединением

В короне постоянно происходят микро- и нановспышки — мелкомасштабные пересоединения магнитных силовых линий, при которых выделяется энергия. Суммарная энергия множества таких событий может быть достаточной для поддержания высокой температуры. Эта гипотеза подтверждается наблюдениями с высоким пространственным разрешением (например, телескопом IRIS).

Комбинированные модели

Современные теории предполагают, что нагрев короны обеспечивается комбинацией волновых механизмов и пересоединения, причём в разных областях (например, в корональных дырах и над активными областями) преобладают разные механизмы.

Наблюдения и методы изучения

Наземные наблюдения

• Коронографы — телескопы с искусственным затмением (диском, закрывающим яркий диск Солнца), позволяющие наблюдать корону в любое время. Первый коронограф создал Бернар Лио в 1930 году.
• Спектрографы — приборы для анализа спектра излучения короны, позволяющие определять температуру, плотность и скорость движения плазмы.
• Наблюдения во время полных солнечных затмений — до сих пор остаются важным источником данных о структуре внутренней короны с высоким пространственным разрешением.

Космические аппараты

• SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) — совместный проект ESA и NASA, работающий с 1995 года. Содержит несколько коронографов (LASCO) и спектрометров.
• SDO (Solar Dynamics Observatory) — аппарат NASA, запущенный в 2010 году, обеспечивает непрерывные наблюдения в ультрафиолетовом и экстремально ультрафиолетовом диапазонах.
• Parker Solar Probe — зонд NASA, запущенный в 2018 году, приближающийся к Солнцу на расстояние до 6,2 млн км. Впервые проводит прямые измерения плазмы и магнитного поля в короне.
• Solar Orbiter — аппарат ESA, запущенный в 2020 году, изучает корону с высоким разрешением и с разных ракурсов.

Рентгеновская и ультрафиолетовая астрономия

Поскольку корона излучает в основном в рентгеновском и экстремальном ультрафиолете, её наблюдения возможны только из космоса. Снимки в этих диапазонах позволяют видеть структуру короны, корональные дыры, петли и вспышки.

Солнечная корона и космическая погода

Солнечная корона является источником солнечного ветра и корональных выбросов массы, которые оказывают непосредственное влияние на околоземное космическое пространство. Мощные выбросы вызывают магнитные бури, нарушают работу спутников и радиосвязи, создают полярные сияния. Понимание структуры и динамики короны необходимо для прогнозирования космической погоды и защиты космической инфраструктуры.

История изучения

Первые описания солнечной короны относятся к античности — упоминания о «сиянии» вокруг Солнца во время затмений встречаются у Плутарха и других древних авторов. Однако систематические исследования начались в XIX веке. В 1868 году во время затмения в Индии были обнаружены эмиссионные линии короны, не отождествлённые с известными элементами. В 1869 году Чарльз Янг и Уильям Харкнесс независимо открыли зелёную линию 530,3 нм, приписанную гипотетическому элементу «коронию». Лишь в 1941 году Вальтер Гротриан и Бенгт Эдлен показали, что эти линии принадлежат многократно ионизованному железу.

В 1930 году Бернар Лио изобрёл коронограф, что позволило наблюдать корону вне затмений. В 1950-х годах начались ракетные и спутниковые наблюдения в рентгеновском диапазоне. С 1990-х годов непрерывные наблюдения с космических аппаратов (Yohkoh, SOHO, TRACE, Hinode, SDO) привели к революции в понимании физики короны.

Интересные факты

• Температура короны в 200–300 раз выше температуры фотосферы, хотя она находится дальше от источника энергии — ядра Солнца.
• Солнечная корона простирается до орбиты Земли и далее, постепенно переходя в гелиосферный токовый слой.
• Во время солнечного затмения 29 мая 1919 года наблюдения короны подтвердили предсказание общей теории относительности Эйнштейна об отклонении света звёзд гравитацией Солнца.
• В короне наблюдаются «корональные дожди» — падение сгустков плазмы обратно на фотосферу вдоль магнитных петель.
• Полное затмение Солнца — единственный случай, когда корону можно увидеть невооружённым глазом; продолжительность этого явления редко превышает 7 минут.

Источники

• Гибсон Э. Спокойное Солнце. — М.: Мир, 1977.
• Прист Э. Р. Солнечная магнитогидродинамика. — М.: Мир, 1985.
• Голуб Л., Пасачофф Дж. Солнечная корона. — М.: Мир, 1988.
• Aschwanden M. J. Physics of the Solar Corona. — Springer, 2004.
• Phillips K. J. H. Guide to the Sun. — Cambridge University Press, 1992.
• Материалы миссий SOHO, SDO, Parker Solar Probe, Solar Orbiter (официальные сайты NASA и ESA).