1 Солнце и солнечная активность С. А. Красоткин 1, Э. В. Кононович 2



страница11/18
Дата22.06.2019
Размер1.08 Mb.
ТипГлава
1   ...   7   8   9   10   11   12   13   14   ...   18



4.6 Корона


Солнечная корона – самая внешняя и очень разреженная часть атмосферы Солнца, продолжающаяся в виде движущейся от Солнца плазмы – солнечного ветра – в межпланетное пространство (рис. 4.6.1). Корона – замечательный объект для демонстрации возможностей современной всеволновой астрономии: видимое излучение короны в прошлом изучалось только во время полных солнечных затмений, да и то только вблизи Солнца, в течение общего времени порядка часа. Зато радиоизлучение можно регистрировать непрерывно, а на метровых волнах даже сквозь облака и на больших удалениях от Солнца. С развитием внеатмосферных методов появилась возможность непосредственно получать изображение всей короны в рентгеновских лучах.



Рисунок 4.6.1. Солнечная корона (снимок получен S. Koutchmy 31 июля 1981 г.)

Яркость короны в миллион раз меньше яркости фотосферы и примерно равна поверхностной яркости Луны. Поскольку вблизи Солнца Луна не видна, невооруженным глазом наблюдать солнечную корону можно только во время полной фазы солнечных затмений. Вне затмений с поверхности Земли корону наблюдают при помощи специальных телескопов – коронографов. В этих приборах устраивается искусственное затмение Солнца и максимально устраняется рассеянный свет неба и самого инструмента. Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Об этом можно судить, сопоставляя ее фотографии, полученные во время различных затмений. Яркость короны уменьшается в десятки раз при удалении от края Солнца на величину его радиуса. Изменение яркости в ≈2.7 раз происходит на протяжении порядка 1010 см, т.е. около RС/7 (шкала высоты).

Наиболее яркую часть короны, удаленную от лимба не более чем на 0.2 – 0.3 радиуса Солнца, принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяженную часть – внешней короной. Важной особенностью короны является ее лучистая структура. Лучи бывают разной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. Внутренняя корона также богата структурными образованиями, напоминающими дуги, шлемы и отдельные облака (корональные конденсации). Особенно характерна структура, временами наблюдаемая у полюсов: короткие прямые лучи образуют так называемые полярные щеточки.

Спектр короны обладает рядом важных особенностей. Основой его является слабый непрерывный фон с распределением энергии, в точности повторяющим распределение энергии в непрерывном спектре Солнца. На фоне этого непрерывного спектра во внутренней короне наблюдаются яркие эмиссионные линии, интенсивность которых уменьшается по мере удаления от Солнца. Большинство из этих линий не удается получить в лабораторных спектрах. Во внешней короне наблюдаются фраунгоферовы линии солнечного спектра, отличающиеся от фотосферных большей остаточной интенсивностью. Излучение короны поляризовано, причем в пределах расстояния до 0.5 RС от края Солнца степень поляризации увеличивается примерно до 50%, а на больших расстояниях она снова уменьшается. Подобное распределение энергии в непрерывных спектрах короны и фотосферы говорит о том, что излучение короны является рассеянным светом фотосферы. Поляризованность этого света позволяет установить природу частиц, на которых происходит рассеяние. Столь сильную поляризацию могут вызвать только свободные электроны. Известно, что излучение, рассеянное на свободных электронах под углом 90 к направлению падающих лучей, полностью поляризовано. Поскольку вдоль луча зрения расположены участки короны, которые рассеивают падающее на них излучение фотосферы не только под углом 90, но и под другими углами (рис. 4.6.2), наблюдаемая суммарная поляризация оказывается частичной. С удалением от Солнца оно видно из данной точки под меньшим углом, и угол рассеяния в среднем оказывается ближе к 90. Поэтому с увеличением расстояния от лимба степень поляризации должна возрастать, что и наблюдается во внутренней короне. Однако во внешней короне это увеличение сменяется уменьшением, что говорит о наличии неполяризованной части излучения, относительная доля которой растет с высотой. Природу этого неполяризованного излучения мы рассмотрим ниже.





Рисунок 4.6.2. Рассеяние фотосферного излучения на свободных электронах в короне

Четкая угловая зависимость степени поляризации излучения, рассеянного на свободных электронах, позволяет рассчитать число рассеивающих частиц на различных расстояниях от Солнца и найти распределение плотности вещества в короне. Действительно, в каждой точке наблюдаемой на небе короны яркость пропорциональна числу свободных электронов на луче зрения. Один свободный электрон рассеивает примерно 10-24 долю излучения, приходящегося на площадку в 1 см2. Так как яркость короны составляет 10-6 от фотосферной, то в столбике короны сечением в 1 см2 вдоль луча зрения должно находиться 10-6/10-24=1018 свободных электронов. При шкале высоты 1010 см это означает, что в среднем в 1 см3 вещества короны должно находиться 108 свободных электронов.

Появление этих свободных электронов может быть вызвано только ионизацией вещества. Однако ионизованный газ (плазма) в целом должен быть нейтрален. Следовательно, концентрация ионов в короне также должна быть порядка 108 см-3. Большая часть этих ионов возникает в результате ионизации наиболее обильного на Солнце элемента – водорода. Вместе с тем нейтрального водорода в короне не должно быть, так как в ее эмиссионном спектре линии водорода полностью отсутствуют. Таким образом, общая концентрация частиц в короне должна равняться сумме концентраций ионов и свободных электронов, т.е. должна быть порядка 2∙10см-3. Эмиссионные линии солнечной короны, расположенные в видимой и близкой инфракрасной области спектра, принадлежат обычным химическим элементам, но находящимся в очень высоких степенях ионизации. Наиболее интенсивна зеленая корональная линия с длиной волны 5303 Å, испускаемая ионом FeXIV, т.е. атомом железа, лишенным 13 электронов. Другая интенсивная линия – красная корональная (λ = 6374 Å) – принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа FeX. Остальные эмиссионные линии отождествлены с ионами FeXI, FeXIII, NiXIII, NiXV, NiXVI,CaXII, CaXV, ArX и др. Корональные линии являются запрещенными. Их возникновение в спектре короны говорит о чрезвычайной разреженности ее вещества. Для образования высокоионизованных корональных ионов нужны большие энергии в сотни электрон-вольт (например, потенциал ионизации FeX составляет 233 В, FeXIV – 335 В, CaXV – 814 В). Для сравнения напомним, что для отрыва единственного электрона от атома водорода требуется энергия всего в 13.6 эВ.

В излучении Солнца (фотосферы) нет фотонов, способных вызвать сильную ионизацию вещества в короне, ее собственное излучение также ничтожно. Поэтому причиной ионизации являются столкновения атомов, прежде всего со свободными электронами. Энергия этих электронов составляет сотни электрон-вольт, а их скорость достигает многих тысяч километров в секунду.

Температуры короны приближается к миллиону кельвинов. Высокая скорость электронов короны, рассеивающих солнечный свет, объясняет почему при этом в непрерывном спектре внутренней короны не наблюдаются фраунгоферовы линии: они полностью «размываются» вследствие очень сильного расширения, связанного с доплеровским эффектом от быстро движущихся электронов. Таким образом, солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой порядка миллиона кельвинов. Такая плазма сильно излучает в рентгеновском диапазоне спектра, что мы рассмотрим ниже. Следствием высокой температуры короны является уже отмечавшаяся огромная ее протяженность, составляющую сотни тысяч километров.

Излучение солнечной короны, не связанное с рассеянием на свободных электронах, имеет иную природу. Оно является причиной появления во внешней короне фраунгоферовых линий, почему ее и называют фраунгоферовой короной. Она не имеет отношения к солнечной атмосфере и представляет собой свет Солнца, рассеянный на мелких межпланетных пылинках, расположенных в околосолнечном пространстве. Рассеивая свет, эти пылинки очень слабо его поляризуют. Они обладают свойством большую часть падающего на них излучения рассеивать под малыми углами к первоначальному направлению лучей (рис. 4.6.3). Поэтому максимальная наблюдаемая интенсивность рассеяния на пылинках возникает в пространстве между Землей и Солнцем, создавая вблизи него впечатление «ложной короны». Это свечение можно видеть и на больших расстояниях от Солнца в виде зодиакального света, наблюдаемого в темные безлунные ночи весной и осенью в южных широтах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. В это время эклиптика высоко поднимается над горизонтом и становится заметной проходящая вдоль нее светлая полоса. По мере приближения к Солнцу, находящемуся под горизонтом, свечение усиливается, а полоса расширяется, образуя треугольник. С увеличением углового расстояния от Солнца яркость зодиакального света уменьшается, но в виде едва заметной полосы оно иногда прослеживается вдоль всей эклиптики. В области неба, противоположной Солнцу (антисолнечная область), яркость зодиакального света слегка возрастает, образуя эллиптическое туманное пятно, называемое противосиянием. Оно обусловлено тем, что пылинки отражают свет Солнца.





Рисунок 4.6.3. Образование фраунгоферовой короны

Солнечное радиоизлучение отличается переменностью главным образом потому, что оно возникает в короне. Эта переменность усиливается при переходе к низким частотам. Регистрируя наименьшее значение мощности, можно наблюдаемое радиоизлучение разделить на две части: постоянную и переменную}. Первая называется радиоизлучением спокойного Солнца, вторая – радиоизлучением возмущенного Солнца.

Солнечная корона исключительно прозрачна для видимого излучения, но плохо пропускает радиоволны, которые испытывают в ней сильное поглощение, а также преломление (рис. 4.6.4). Следовательно, солнечная корона должна излучать радиоволны почти как абсолютно черное тело с температурой в миллион кельвинов. Поэтому температуру короны определяют, измеряя яркостную температуру солнечного радиоизлучения. На метровых волнах яркостная температура короны действительно составляет около миллиона кельвинов. На более коротких волнах она уменьшается. Это связано с увеличением глубины выхода излучения из-за уменьшения поглощающих свойств плазмы (рис. 4.6.4 б). Так, например, на сантиметровых волнах излучение беспрепятственно выходит из верхней хромосферы, а на миллиметровых волнах – из средних и нижних ее слоев.



Рисунок 4.6.4. Радиоизлучение короны: а – траектория распространения волн с длиной 3 м; б – зависимость яркостной температуры центра солнечного диска от длины волны

Радиометоды позволяют проследить продолжение солнечной короны на огромных расстояниях от Солнца – в несколько десятков радиусов. Это возможно благодаря тому, что ежегодно, в июне, при своем движении по эклиптике Солнце проходит мимо мощного источника радиоизлучения – Крабовидной туманности в созвездии Тельца. Для той же цели используется «просвечивание» короны множеством других, более слабых радиоисточников. При прохождении через солнечную корону радиоволны, принадлежащие этому источнику, рассеиваются на неоднородностях короны. Вследствие этого во время «затмения» Крабовидной туманности внешними частями солнечной короны наблюдается уменьшение радиояркости (т.е. яркости радиоизлучения) источника. Обнаруженные таким путем наиболее далекие от Солнца области короны называют сверхкороной.



При помощи рентгеновских телескопов, устанавливаемых на космических аппаратах, получаются рентгеновские фотографии Солнца, в настоящее время по своему качеству не уступающие лучшим наземным снимкам Солнца.

На рентгеновских фотографиях видна корона и Солнце выглядит весьма необычно. Общая картина сильно напоминает распределение радиояркости, получаемое при помощи многоантенных радиоинтерферометров. Привычного резко очерченного круга практически не видно, рентгеновское Солнце имеет неправильную форму с множеством ярких пятен и клочковатой структурой. Вблизи оптического лимба заметно увеличение яркости в виде неоднородного кольца. Особенно яркие пятна наблюдаются над центрами солнечной активности, в областях, где находятся мощные источники радиоизлучения на дециметровых и метровых волнах. Это означает, что рентгеновское излучение возникает, как и радиоизлучение, в основном в солнечной короне. При температуре в несколько миллионов кельвинов рентгеновское излучение короны оказывается во много раз интенсивнее излучения глубже расположенных и менее горячих хромосферы и короны. Поэтому рентгеновские наблюдения Солнца позволяют проводить детальные исследования структуры короны в проекции на диск Солнца. На рентгеновских фотографиях Солнца, полученных, например во время работы американского космического аппарата «Скайлаб» в 1973 г., было обнаружено множество ранее неизвестных образований в солнечной короне. Яркие активные области оказались состоящими из систем тонких протяженных волокон или трубок в виде петель, совпадающих с направлением силовых линий магнитных полей. Трубки магнитного поля заполнены горячей корональной плазмой, нагретой до температуры, превышающей два миллиона кельвинов. Рядом с яркими областями свечения короны часто наблюдаются обширные темные области, не связанные ни с какими заметными образованиями в видимых лучах. Они называются корональными дырами и, по-видимому, связаны с участками солнечной атмосферы, в которых магнитные силовые линии не образуют петель и вытянуты радиально далеко от Солнца. В этих областях происходит усиление истечения плазмы солнечного ветра, оказывающего существенное влияние на геофизические явления. Корональные дыры могут существовать в течение нескольких оборотов Солнца и тем самым вызывать на Земле 27-дневную периодичность тех явлений, которые наиболее чувствительны к корпускулярному излучению Солнца. На рентгеновских фотографиях Солнца можно также заметить сотни ярких точек с размерами не более нескольких тысяч километров, каждая из которых существует в среднем 8 – 10 часов и нередко вспыхивает в течение одной – двух минут. Спектр рентгеновского излучения Солнца в настоящее время изучен уже достаточно подробно. В основном он состоит из эмиссионных резонансных линий многократно ионизованных корональных ионов. Во время солнечных вспышек интенсивность рентгеновского излучения от всего Солнца в мягком диапазоне (λ<10 Å) усиливается в десятки раз. Спектр этого излучения тепловой и соответствует температурам в десятки миллионов кельвинов. Во время сильных вспышек иногда наблюдаются всплески жесткого рентгеновского излучения с длинами волн короче 0.1 Å, длящиеся несколько минут. В это время возникает нетепловое рентгеновское излучение вспышек, обусловленное теми же причинами, что и связанные со вспышками большие всплески радиоизлучения. Изучение рентгеновского излучения вспышек позволяет установить детали процессов, связанные с важнейшими проявлениями солнечной активности.

Солнечная корона имеет динамическое продолжение далеко за орбиту Земли до расстояний порядка 100 а.е. от Солнца. Об этом свидетельствует обнаруженная слабая поляризация зодиакального света. Кроме того, на основании изучения движения вещества в хвостах комет выяснилось, что из солнечной короны происходит постоянное истечение плазмы со скоростью, постепенно увеличивающейся по мере удаления от Солнца и на расстоянии Земли достигающей 300 – 400 км/с. Это расширение солнечной короны в межпланетное пространство называется солнечным ветром. Исследование межпланетной плазмы, осуществленное при помощи космических аппаратов, позволило непосредственно зарегистрировать вблизи Земли поток протонов и электронов солнечного ветра, соответствующий скорости движения от Солнца порядка нескольких сотен километров в секунду и концентрации частиц 1 – 10 протонов/см3.

Из корональных дыр исходят более быстрые потоки со скоростями 600 – 700 км/с на расстоянии Земли. Солнечный ветер уносит с собой в межпланетную среду корональное магнитное поле, что приводит к образованию межпланетного магнитного поля. Вследствие вращения Солнца силовые линии этого поля закручиваются в спираль. При этом полярность поля сохраняет то же значение, что и в активных областях, явившихся дополнительным источником солнечного ветра. Вследствие этого межпланетное поле имеет своеобразную секторную структуру чередующейся полярности магнитного поля. Чаще всего наблюдаются два или четыре сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Поток солнечного ветра является сверхзвуковым течением. Поэтому при встрече с препятствиями в виде планет или их магнитных полей образуются ударные волны.


Каталог: model
model -> Общие положения 1Назначение Модели угроз 8
model -> Проект ниох со ран «Фундаментальные основы создания органических и гибридных наноструктурированных материалов для фотоники, сенсорики, электроники»
model -> Изложение двигатель, коробка передач и полный привод Ходовая часть нового Porsche Cayenne 14
model -> Материалы и инструменты
model -> Деятельности музея муниципального образования ульяновской области
model -> Масштабные изменения в структуре нашего общества привели к увеличению количества проблем воспитания детей во многих семьях, вследствие чего возникает острая необходимость в пересмотре системы воспитания детей в целом, а именно


Поделитесь с Вашими друзьями:
1   ...   7   8   9   10   11   12   13   14   ...   18


База данных защищена авторским правом ©vossta.ru 2019
обратиться к администрации

    Главная страница