Войти
Во время полного солнечного затмения Солнце корона и выступы видны невооруженным глазом.A корона (латинское означает «корона», в свою очередь, происходит от древнегреческого κορώνη, korṓnē, 'гирлянда, венок') - это аура плазмы, которая окружает Солнце и другие звезды. Корона Солнца простирается на миллионы километров в космическое пространство, и ее легче всего увидеть во время полного солнечного затмения, но ее также можно наблюдать с помощью коронографа. Спектроскопические измерения указывают на сильную ионизацию в короне и температуру плазмы, превышающую 1000000 кельвин, что намного выше, чем поверхность Солнца.
Свет от короны исходит от трех основных источников из одного и того же объема пространства:
Корона, нарисованная Хосе Хоакином де Феррером во время солнечного затмения от 16 июня 1806 г. в Киндерхук, штат Нью-Йорк.В 1724 г., Французско-итальянский астроном Джакомо Ф. Маральди признал, что аура, видимая во время солнечного затмения, принадлежит Солнцу, а не Луне. В 1809 году испанский астроном Хосе Хоакин де Феррер ввел термин «корона». Основываясь на собственных наблюдениях за солнечным затмением 1806 года в Киндерхуке (Нью-Йорк), де Феррер также предположил, что корона была частью Солнца, а не Луны. Английский астроном Норман Локьер идентифицировал первый неизвестный на Земле элемент в хромосфере Солнца, который получил название гелий. Французский астроном Жюль Йенссен заметил, что размер и форма короны меняются с циклом солнечных пятен. В 1930 году Бернар Лио изобрел коронограф, который позволяет наблюдать корону без полного затмения. В 1952 году американский астроном Юджин Паркер предположил, что солнечная корона может быть нагрета мириадами крошечных «нановспышек», миниатюрных яркостей, напоминающих солнечные вспышки, которые могут возникнуть по всей поверхности Солнца.
Высокая температура короны Солнца придает ему необычные спектральные особенности, которые заставили некоторых в 19 веке предположить, что в нем содержится ранее неизвестный элемент, «короний ». Вместо этого эти спектральные особенности с тех пор объясняются высокоионизированным железом (Fe-XIV или Fe). Бенгт Эдлен, следуя работе Гротриана (1939), впервые идентифицировал корональные спектральные линии в 1940 году (наблюдаемые с 1869 года) как переходы с низколежащих метастабильных уровней основной конфигурации высокоионизированные металлы (зеленая линия Fe-XIV от Fe при 5303 Å, но также красная линия Fe-X от Fe при 6374Å).
Рисунок, демонстрирующий конфигурация солнечного магнитного потока во время солнечного цикла Корона Солнца намного горячее (в 150-450 раз), чем видимая поверхность Солнца: среднее значение фотосферы температура составляет около ~ 5800 кельвин по сравнению с 1–3 миллионами кельвинов в короне. Корона в 10 раз плотнее фотосферы, и поэтому производит примерно одну миллионную часть видимого света. Корона отделена от фотосферы относительно неглубокой хромосферой. Точный механизм, с помощью которого нагревается корона, все еще является предметом некоторых дискуссий, но вероятные возможности включают индукцию магнитного поля Солнца и магнитогидродинамические волны снизу. Внешние края солнечной короны постоянно уносятся из-за открытого магнитного потока и, следовательно, генерируют солнечный ветер.
. Корона не всегда равномерно распределяется 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 экваториальной и полярной областях, хотя наиболее заметна в областях с активностью солнечных пятен. солнечный цикл охватывает примерно 11 лет, от солнечного минимума до следующего минимума. Так как солнечное магнитное поле постоянно накручивается из-за более быстрого вращения массы на экваторе Солнца (дифференциальное вращение ), активность солнечных пятен будет более выражена на солнечном максимуме, где магнитное поле более закручено. С пятнами связаны корональные петли, петли магнитного потока, восходящие из недр Солнца. Магнитный поток отталкивает более горячую фотосферу, обнажая более холодную плазму внизу, тем самым создавая относительно темные солнечные пятна.
Поскольку корона была сфотографирована с высоким разрешением в рентгеновском диапазоне спектра спутником Skylab в 1973 году, а затем Йохко и На других космических инструментах было замечено, что структура короны весьма разнообразна и сложна: различные зоны были немедленно классифицированы на корональном диске. Астрономы обычно выделяют несколько регионов, как описано ниже.
Активные области представляют собой ансамбли петлевых структур, соединяющих точки противоположной магнитной полярности в фотосфере, так называемые корональные петли. Обычно они распределяются по двум зонам активности, параллельным солнечному экватору. Средняя температура составляет от двух до четырех миллионов кельвинов, а плотность - от 10 до 10 частиц на см.
Иллюстрация, изображающая солнечные протуберанцы и солнечные пятна Активные области включают в себя все явления, напрямую связанные с магнитным полем, которые происходят на разной высоте над поверхностью Солнца: солнечные пятна и faculae, встречаются в фотосфере, спикулы, Hα нитей и пластинок в хромосфере, выступов в хромосфере и переходных области, а вспышки и корональные выбросы массы происходят в короне и хромосфере. Если вспышки очень сильные, они также могут возмущать фотосферу и генерировать волну Мортона. Напротив, покоящиеся протуберанцы представляют собой большие, прохладные плотные структуры, которые наблюдаются как темные, «змееподобные» ленты Hα (выглядящие как нити) на солнечном диске. Их температура составляет около 5000–8000 К, и поэтому они обычно считаются хромосферными объектами.
В 2013 году изображения, полученные с помощью Coronal Imager, выявили невиданные ранее "магнитные косы" плазмы во внешних слоях этих активных областей.
TRACE 171Å корональные петли корональные петли являются основными структурами магнитной солнечной короны. Эти петли являются родственниками закрытого магнитного потока открытого магнитного потока, который может быть обнаружен в корональной дыре (полярных) областях и солнечном ветре. Петли магнитного потока поднимаются вверх от солнечного тела и заполняются горячей солнечной плазмой. Из-за повышенной магнитной активности в этих областях корональных петель корональные петли часто могут быть предвестниками солнечных вспышек и корональных выбросов массы (CME).
Солнечная плазма, питающая эти структуры, нагревается от фотосферы до более чем 10 К от фотосферы, через переходную область и в корону. Часто солнечная плазма заполняет эти петли из одной точки и перетекает в другую, называемую опорными точками (сифонный поток из-за разницы давлений или асимметричный поток из-за какого-то другого движителя).
Когда плазма поднимается от точек основания к вершине петли, как всегда происходит во время начальной фазы 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 точек основания петли, вызывающий нарастание массы в петлевой конструкции. В этой области плазма может быстро остывать (из-за тепловой нестабильности), ее темные волокна очевидны на фоне солнечного диска или выступы от лимба Солнца.
Корональные петли могут имеют время жизни в секундах (в случае вспышек), минутах, часах или днях. Там, где существует баланс между источниками и стоками энергии петли, корональные петли могут существовать в течение длительных периодов времени и известны как устойчивое состояние или покоящиеся корональные петли. (пример ).
Корональные петли очень важны для нашего понимания текущей проблемы нагрева короны. Корональные петли представляют собой сильно излучающие источники плазмы, 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 LOS ). 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 НАСА, Parker Solar Probe, приблизится к Солнцу очень близко, что позволит проводить более прямые наблюдения.
Корональные дуги, соединяющие области противоположной магнитной полярности (A) и униполярного магнитного поля в корональной дыре (B) Крупномасштабные структуры представляют собой очень длинные дуги, которые могут перекрывать более четверти солнечного диска, но содержат плазму менее плотную, чем в корональных петлях активных областей.
Впервые они были обнаружены при наблюдении вспышки 8 июня 1968 года во время полета ракеты.
Крупномасштабная структура короны меняется в течение 11-летнего солнечного цикла и становится особенно простым в минимальный период, когда магнитное поле Солнца почти похоже на дипольную конфигурацию (плюс квадрупольный компонент).
соединения активных областей представляют собой дуги, соединяющие зоны противоположного магнитного поля различных активных областей. Существенные изменения этих структур часто наблюдаются после вспышки.
Некоторые другие особенности этого типа - стримеры на шлеме - большие шапкообразные корональные структуры с длинными заостренными пиками, которые обычно покрывают солнечные пятна и активные регионы. Корональные стримеры считаются источниками медленного солнечного ветра.
Изображение, полученное Обсерваторией солнечной динамики 16 октября 2010 г. Полость с очень длинной нитью видна поперек Южное полушарие Солнца. Полости волокон - это зоны, которые выглядят темными в рентгеновских лучах и находятся над областями, где в хромосфере наблюдаются волокна Hα. Впервые они были обнаружены во время двух полетов ракет 1970 года, которые также обнаружили корональные дыры.
Полости волокон - это более холодные облака газов (плазмы), подвешенные над поверхностью Солнца под действием магнитных сил. Области сильного магнитного поля на изображениях выглядят темными, поскольку в них нет горячей плазмы. Фактически, сумма магнитного давления и давления плазмы должна быть постоянной везде на гелиосфере, чтобы иметь равновесную конфигурацию: где магнитное поле выше, плазма должна быть более прохладный или менее плотный. Давление плазмы 
Яркие точки - это небольшие активные области, обнаруженные на солнечном диске. Яркие рентгеновские точки были впервые обнаружены 8 апреля 1969 года во время полета ракеты.
Доля солнечной поверхности, покрытая яркими точками, изменяется в зависимости от солнечного цикла. Они связаны с небольшими биполярными областями магнитного поля. Их средняя температура колеблется от (1,1E6K) до (3,4E6K). Изменения температуры часто коррелируют с изменениями в рентгеновском излучении.
Корональные дыры - это полярные области, которые выглядят темными в рентгеновских лучах, поскольку они не испускают много радиации. Это широкие зоны Солнца, где магнитное поле униполярно и открывается в сторону межпланетного пространства. Высокоскоростной солнечный ветер исходит в основном из этих регионов.
На УФ-изображениях корональных дыр часто видны небольшие структуры, похожие на удлиненные пузыри, поскольку они были подвешены в солнечном ветре. Это корональные плюмы . Точнее, это длинные тонкие стримеры, которые выступают наружу от северного и южного полюсов Солнца.
Обычно идентифицируются солнечные области, не являющиеся частью активных областей и корональных дыр. 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 во время каждого минимума. Следовательно, спокойное Солнце всегда совпадает с экваториальной зоной, и его поверхность менее активна во время максимума солнечного цикла. Приближаясь к минимуму солнечного цикла (также называемого циклом бабочки), протяженность спокойного Солнца увеличивается до тех пор, пока оно не покроет всю поверхность диска, за исключением некоторых ярких точек на полушарии и полюсах, где есть корональные дыры.
Такой же разнообразный портрет, как тот, который уже отмечен для корональных особенностей, подчеркивается анализом динамики основных структур короны, которые эволюционируют во времени. очень разные среди них. Изучить корональную изменчивость в ее сложности непросто, потому что время эволюции различных структур может значительно различаться: от секунд до нескольких месяцев. Типичные размеры областей, где происходят корональные события, варьируются таким же образом, как это показано в следующей таблице.
| Корональное событие | Типичная шкала времени | Типичная шкала длины (мм) |
|---|---|---|
| Активная область вспышка | от 10 до 10000 секунд | 10–100 |
| X -поясная точка | минуты | 1–10 |
| Переходный процесс в крупномасштабных структурах | от минут до часов | ~ 100 |
| Переходный процесс в соединительных дугах | от минут до часов | ~ 100 |
| Тихое Солнце | от часов до месяцев | 100–1000 |
| Корональный дыра | несколько оборотов | 100–1000 |
31 августа 2012 г. длинная нить солнечного вещества, которая парила во внешней атмосфере Солнца, короне, вспыхнула в 4: 36 вечера EDT 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 затрагивают несколько зон солнечной атмосферы и множество физических эффектов, тепловых и нетепловых, а иногда и широкие пересоединения силовых линий магнитного поля с выбросом материала.
Вспышки - это импульсивные явления, средняя продолжительность которых составляет 15 минут, а наиболее энергичные события могут длиться несколько часов. Факелы вызывают резкое и быстрое увеличение плотности и температуры.
Излучение в белом свете наблюдается редко: обычно вспышки видны только в крайних длинах волн ультрафиолетового излучения и в рентгеновских лучах, типичных для хромосферного и коронального излучения.
В короне морфология вспышек описывается наблюдениями в УФ, мягком и жестком рентгеновских лучах, а также в длинах волн Hα и является очень сложной. Однако можно выделить два типа основных структур:
Нить, извергающаяся во время солнечной вспышки, наблюдается в диапазоне длин волн EUV (TRACE )Что касается временной динамики, обычно выделяют три разные фазы, продолжительность которых несопоставима. Продолжительность этих периодов зависит от диапазона длин волн, используемых для наблюдения за событием:
Иногда также может фаза, предшествующая вспышке.
, сопровождающие солнечные вспышки или большие солнечные протуберанцы, " корональные транзиенты "(также называемые корональные выбросы массы ) иногда высвобождаются. Это огромные петли корональной материи Они движутся от Солнца со скоростью более миллиона километров в час и содержат примерно в 10 раз больше энергии, чем солнечная вспышка или протуберанец, сопровождающий их. Некоторые более крупные выбросы могут переместить сотни миллионов тонн материала в космос со скоростью примерно 1,5 миллиона километров в час.
Корональные звезды встречаются повсеместно среди звезд в холодной половине диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Эти короны можно обнаружить с помощью рентгеновских телескопов. Некоторые звездные короны, особенно у молодых звезд, намного ярче солнечной. Например, FK Comae Berenices является прототипом для класса FK Com для переменной звезды. Это гиганты спектральных классов G и K с необычно быстрым вращением и признаками экстремальной активности. Их рентгеновские короны являются одними из самых ярких (L x ≥ 10 эрг · с или 10 Вт) и самых горячих из известных с преобладающими температурами до 40 МК.
Астрономические наблюдения, запланированные с Обсерватория Эйнштейна Джузеппе Вайана и его группа показали, что F-, G-, K- и M-звезды имеют хромосферы и часто короны очень похожи на наше Солнце. Звезды O-B, не имеющие зон поверхностной конвекции, обладают сильным рентгеновским излучением. Однако у этих звезд нет короны, но внешние звездные оболочки 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 в УФ и рентгеновских длинах волн. Таким образом, кажется, что у них нет ни хромосфер, ни корон.
Это изображение, сделанное Хиноде 12 января 2007 года, показывает нитевидную природу короны. Материя во внешней части Солнца Атмосфера находится в состоянии плазмы, при очень высокой температуре (несколько миллионов кельвинов) и очень низкой плотности (порядка 10 частиц / м). Согласно определению плазмы, это квазинейтральный ансамбль частиц, который демонстрирует коллективное поведение.
Состав аналогичен составу внутренних частей Солнца, в основном водород, но с гораздо большей ионизацией, чем в фотосфере. Более тяжелые металлы, такие как железо, частично ионизируются и теряют большую часть внешних электронов. Состояние ионизации химического элемента строго зависит от температуры и регулируется уравнением Саха в самой низкой атмосфере, но с помощью столкновительного равновесия в оптически тонкой короне. Исторически сложилось так, что наличие спектральных линий, испускаемых из высокоионизированных состояний железа, позволило определить высокую температуру корональной плазмы, обнаружив, 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 от 0,1 до 0,6 Па в активных областях, в то время как на Землеатмосферное давление составляет около 100 кПа, что примерно в миллион раз выше, чем на поверхности Солнца. Однако это не совсем газ, потому что он состоит из заряженных частиц, в основном протонов и электронов, движущихся с разными скоростями. Предположим, что у них в среднем одинаковая энергия (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 физические последствия либо для радиационных процессов (которые 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 плазме, если до сих пор не ясно, как они передаются или генерируются в короне.
Корона испускает излучение в основном в рентгеновских лучах, наблюдаемых только из космоса.
Плазма прозрачна для собственного излучения и для излучения снизу, поэтому мы говорим, что она оптически тонкая . Фактически, газ очень разрежен, длина свободного пробега фотонов превос превосходит все другие размеры размеров деталей, включая типичные размеры корональных деталей.
В испускании происходят различные процессы из-за парных столкновений между частями плазмы, взаимодействие с фотонами, идущие снизу; очень редки. Энергия излучаемая из единицы объема в единицу времени, пропорциональна квадрату количества частиц в единице объема, или точнее, произведению плотности электронов и плотности протонов..
Мозаика из изображений в крайнем ультрафиолете, сделанных с STEREO 4 декабря 2006 г. Эти изображения в искусственных цветах создают атмосферу Солнца при различных температурах. По часовой стрелке от верхнего левого угла: 1 миллион градусов C (171 Å - синий), 1,5 миллиона ° C (195 A - зеленый), 60000–80000 ° 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 электроны, которые легче быстрее и быстрее, как объясняется выше.
При наличии магнитного поля теплопроводность плазмы становится выше в направлении, параллельном силовым линиям, а не в перпендикулярном направлении. На заряженную частьцу, движущуюся в направлении, перпендикулярном силовой линии магнитного поля, действует сила Лоренца, которая определяет скорость и магнитным полем. Эта сила искривляет путь частиц. В общем, поскольку частицы имеют компоненты скорости вдоль силовой линии магнитного поля, сила Лоренца вынуждает их изгибаться и двигаться по спирали вокруг силовых линий на циклотронной частоты.
Если столкновения между частями очень часты, они рассеиваются во всех направлениях. Это происходит в фотосфере, где плазма несет в себе магнитное поле. В короне же, напротив, длина свободного пробега электронов составляет порядка километров и даже больше, поэтому электрон может совершать геликоидальное движение задолго до того, как рассеивается после столкновения. Следовательно, теплопередача усиливается вдоль силовых линий магнитного поля и замедляется в перпендикулярном направлении.
В, продольном магнитному полюсу, теплопроводность короны составляет
где 
- кулоновский логарифм, а
- длина Дебая плазмы с плотностью частиц ty 
Отсюда, если мы укажем с помощью 
.Численные расчеты показали, что теплопроводность короны сравнима с теплопроводностью меди.
Корональная сейсмология - это новый способ изучения плазмы солнечной короны с использованием магнитогидродинамических (МГД) волн. Магнитогидродинамика изучает динамику электропроводящих флюидов - в данном случае флюид представляет собой корональную плазму. С философской точки зрения корональная сейсмология аналогична земной сейсмологии, солнечной гелиосейсмологии и МГД-спектроскопии лабораторных плазменных устройств. Во всех этих подходах для зондирования среды используются различные виды волн. Возможности корональной сейсмологии в оценке коронального магнитного поля, плотности шкалы высоты, тонкой структуры.
 | Нерешенная проблема в физике :. Почему корона Солнца намного горячее, чем поверхность Солнца? (больше нерешенных проблем в физике) |
Воспроизвести медиа Новый метод визуализации может дать ключ к разгадке проблемы системы короны. Проблема системы короны в физике Солнца связана с вопросом о том, почему температура короны Солнца на миллионы кельвинов выше, чем температура короны Солнца. поверхность. Было предложено несколько теорий для объяснения этого явления, но все еще сложно определить, какая из них верна. Проблема впервые возникла, когда Бенгт Эдлен и Уолтер Гротриан идентифицировали линии Fe IX и Ca XIV в солнечном спектре. Это привело к открытию, что эмиссионные линии, наблюдаемые во время солнечных затмений, вызваны не неизвестным под названием «короний », находящимися на очень высоких стадиях ионизации. Сравнение корональной и фотосферной температуры 6000К приводит к вопросу о том, как можно поддерживать в 200 более высокую корональную температуру. Проблема в первую очередь связана с тем, как энергия транспортируется в корону, а затем преобразуется в тепло в пределах нескольких солнечных радиусов.
Высокие температуры требуют, чтобы энергия переносилась из недр Солнца в корону не тепловые процессы, потому что второй закон термодинамики предотвращает попадание тепла непосредственно от солнечной фотосферы (поверхности), которая имеет температуру около 5800K, в гораздо более горячую корону с температурой от 1 до 3 MK (короны достигли даже 10МК).
Между фотосферой и короной тонкая область, через которую увеличивается температура, известна как переходная область. Его толщина составляет всего от десятков до сотен километров. Энергия не может быть передана из более холодной фотосферы в корону с помощью обычного обычного теплопереноса, поскольку это нарушило бы второй закон термодинамики. Аналогом этого может быть электрическая лампочка, повышающая температуру окружающего ее воздуха до температуры, превышающую температуру ее стеклянной поверхности. Следовательно, при нагревании короны должен быть задействован какой-то другой способ передачи энергии.
Количество энергии, необходимое для нагрева солнечной короны, можно легко рассчитать как разницу между потерями на излучение в короне и теплопроводностью к хромосфере через переход область. Это около 1 киловатта на каждый квадратный метр поверхности хромосферы Солнца, или 1/40000 количества световой энергии, уходящей от Солнца.
Было предложено много теорий нагрева короны, но наиболее вероятными кандидатами остались две теории: волновой нагрев и магнитное пересоединение (или нановспышки ). На протяжении большей части последних 50 лет ни одна из теорий не могла объяснить экстремальные корональные температуры.
В 2012 году с высоким разрешением (<0.2″) мягкое рентгеновское излучение с помощью коронального тепловизора высокого разрешения на борту зондирующей ракеты были обнаружены плотно намотанные косы в Предполагается, что повторное соединение и распутывание кос может выступать в качестве основных источников нагрева активной солнечной короны до температур до 4 миллионов кельвинов. Предполагается, что основным источником тепла в покоящейся короне (около 1,5 миллионов кельвинов) исходить из МГД-волн.
Миссия НАСА Parker Solar Probe предназначена для сближения с Солнцем на расстояние примерно 9,5 радиуса Солнца для исследования нагрева короны и его происхождения. солнечного ветра. Он был успешно запущен 12 августа 2018 года и выполнил первые несколько из более чем 20 запланированных сближений с Солнцем.
| Модели нагрева | ||
|---|---|---|
| Гидродинамические | Магнитное | |
| DC (пересоединение) | AC (волны) |
|
| |
| Конкурирующие теории | ||
Теория волнового нагрева, предложенная в 1949 году Эври Шацманом, предполагает, что волны переносят энергию из недр Солнца в хромосферу и корону Солнца. Солнце состоит из плазмы, а не обычного газа, поэтому оно поддерживает несколько типов волн, аналогичных звуковым волнам в воздухе. Наиболее важными типами волн являются магнитоакустические волны и альфвеновские волны. Магнитоакустические волны - это звуковые волны, которые были изменены наличием магнитного поля, а альфвеновские волны подобны сверхнизкочастотным радиоволнам, которые были изменены взаимодействием с вещество 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 волнового нагрева является доставка тепла в нужное место. Магнитоакустические волны не могут нести достаточную энергию вверх через хромосферу к короне как из-за низкого давления, присутствующего в хромосфере, так и из-за того, что они имеют тенденцию отражаться обратно в фотосферу. Альфвеновские волны 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 волны Альфвена могут переходить в другие волновые моды в основании короны, обеспечивая путь, который может переносят большое количество энергии из фотосферы через хромосферу и переходную область и, наконец, в корону, где она рассеивает ее в виде тепла.
Другая проблема волнового нагрева заключалась в полном отсутствии до конца 1990-х годов каких-либо прямых свидетельств распространения волн через солнечную корону. Первое прямое наблюдение волн, распространяющихся в солнечную корону и сквозь нее, было выполнено в 1997 году с помощью космической солнечной обсерватории Солнечной и гелиосферной обсерватории, первой платформы, способной наблюдать Солнце в экстремальном ультрафиолете. (EUV) в течение длительного времени со стабильной фотометрией. Это были магнитоакустические волны с частотой около 1 миллигерц (мГц, что соответствует периоду волны в 1000 секунд), несут только около 10% энергии. Существует множество наблюдений за локализованными волновыми явлениями, такими как волны Альфвена, запускаемые солнечными вспышками, но эти события являются временными и не могут однородное тепло в короне.
Пока точно неизвестно, сколько волновой энергии доступно для системы короны. Результаты, опубликованные в 2004 году с использованием космического корабля TRACE, похоже, указывают на то, что в солнечной атмосфере есть волны на частотах до 100 МГц (период 10 секунд). Измерения температуры различных источников в солнечном ветре с помощью прибора UVCS на борту SOHO дают убедительные доказательства того, что существуют волны частотами до 200 Гц, что находится в диапазоне человеческого слух. Эти волны очень трудно усиливают при нормальных обстоятельствах, данные, собранные во время солнечных затмений, команда из Колледжа Уильямса, предполагают присутствие таких волн в диапазоне 1–10 Гц.
Недавно альвеновские движения были обнаружены в нижних частях солнечной атмосферы, а также в спокойном Солнце, в корональных дырах и в активных областях с использованием AIA на борту обсерватории солнечной динамики. Эти альфвеновские колебания обладают мощностью и, по-видимому, связаны с хромосферными альвеновскими колебаниями, о которых ранее сообщалось с космического корабля Hinode.
Наблюдения за солнечным ветром с помощью космического корабля Wind недавно представленные ведущие доказательства теории альфвеновско-циклотронной диссипации, к локальному нагреву оригиналу.
Активная область дуги, созданная обсерваторией солнечной динамики магнитное пересоединение теория полагается на то, что магнитное поле Солнца индуцирует электрические токи в солнечной короне. Затем токи внезапно схлопываются, высвобождает энергию в виде тепла и энергии волн в короне. Этот процесс называется «воссоединением» из-за специфического поведения магнитных полей в плазме (или любой электропроводящей жидкости, такой как ртуть или морская вода ). В плазме силовые линии обычно привязаны к линиям частей, так что топология магнитного поля остается той же: если север и юг магнитные полюса соединены одной силовой линией, тогда даже если плазма перемешивается или если магниты перемещаются, силовая линия продолжает соединять эти полюса. Связь поддерживается электрическими токами, которые индуцируются в плазме. При определенных условиях электрические токи могут коллапсировать, позволяя магнитному полюситься «объединиться» с другими магнитными полюсами и при этом выделять тепло и энергию волны.
Магнитное пересоединение предположительно механизм солнечной вспышек, взрывов в Солнечной системе. Кроме того, Солнца покрыта миллионами небольших намагниченных площадей размером 50–1000 км. Эти маленькие магнитные полюса ударяются и перемешиваются при постоянной грануляции. Магнитное поле в солнечной короне должно претерпевать энергию почти постоянное пересоединение, чтобы соответствовать движению этого «магнитного ковра», поэтому энергия, выделяемая при пересоединении, является естественным кандидатом на корональное тепло, возможно, в виде серии «микровспышек», которые индивидуально обеспечивают очень мало, но вместе они содержат эту энергию.
Идея, что нановспышки может нагреть корону был предложен Юджин Паркер в 1980-х годах, но до сих пор спорным. В частности, ультрафиолетовые телескопы, такие как TRACE и SOHO / EIT, могут наблюдать микровспышки в виде небольших яркостей в крайнем ультрафиолетовом свете, но, похоже, их слишком много. несколько из этих небольших событий, чтобы объяснить энергию, выделяемую в корону. Неучтенная дополнительная энергия может быть получена за счет энергии волны или за счет этого магнитного пересоединения, чем микровспышки, и поэтому плохо отражается в TRACE. Варианты гипотезы микровспышек используют другие механизмы для усиления магнитного поля или высвобождения энергии и являются предметом активных исследований в 2005 году.
На протяжении десятилетий исследователи полагали, что спикулы могут излучать тепло в корону. Однако после наблюдательных исследований в 1980-х годах было обнаружено, что плазма спикул не показывает 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 Локхид Мартин (LMSAL) и Институтом теоретической астрофизики Университет Осло, новый класс спикул (ТИП II), обнаруженный в 2007 году, которые перемещаются быстрее (до 100 км / с) и имеют более короткую продолжительность жизни, может проблему. Эти струи вводят нагретую плазму во внешнюю атмосферу Солнца.
Таким образом, впредь можно ожидать большего понимания короны и улучшения о тонком влиянии Солнца на верхние слои атмосферы Земли. Сборка атмосферных изображений в недавно запущенной обсерватории солнечной динамики НАСА и пакет фокальной плоскости НАСА для солнечного оптического телескопа на японском спутнике Hinode, который использовался для проверки этой гипотезы. Высокое пространственное и временное разрешение новых инструментов показывает этот запас корональной массы.
Эти наблюдения показывают прямую связь между плазмой, нагретой до миллионов градусов, и спикулами, которые вставляют эту плазму в корону.
Портал Солнечной системы 
Астрономический портал  | На Викискладе есть материалы, связанные с Солнечной короной. |
