Ѕвездена корона

Ѕвездена корона ― најоддалечениот слој од атмосферата на една ѕвезда. Тоа е жежок, но релативно слаб регион на плазма населен со повремени коронски структури познати како сончеви протуберанции или филаменти.
Сончевата корона лежи над хромосферата и се протега на милиони километри во вселената. Коронската светлина обично се затскрива со дифузно небесно зрачење и отсјај од сончевиот диск, но лесно може да биде видена со голо око за време на целосно затемнување на Сонцето или со посебен коронограф. Спектроскопските мерења укажуваат на силна јонизација во короната и плазма температура поголема од , многу потопла од површината на Сонцето, позната како фотосфера.
Зборот корона е поврзан со латинскиот збор corona кој пак потекнува од старогрчкиот збор κορώνη (корони; во превод „венец“) .
1 Историја
Во 1724 година, француско-италијанскиот астроном Џакомо Ф. Маралди препознал дека аурата видлива за време на затемнувањето на Сонцето му припаѓа на Сонцето, а не на Месечината. Во 1809 година, шпанскиот астроном Хозе Хоакин де Ферер го измислил поимот корона (corona). Врз основа на неговите сопствени набљудувања на затемнувањето на Сонцето во 1806 година во Киндерхук (Њујорк), де Ферер исто така предложил дека короната е дел од Сонцето, а не од Месечината. Англискиот астроном Норман Локиер го идентификувал првиот елемент непознат на Земјата во сончевата хромосфера, кој беше наречен хелиум (од грчки grc-Latn, во превод „сонце“). Францускиот астроном Жил Јенсен забележал, откако ги споредил неговите читања помеѓу затемнувањата од 1871 и 1878 година, дека големината и обликот на короната се менуваат со циклусот на сончевите дамки. Во 1930 година, Бернард Лиот го измислил „коронографот“ (сега „коронограф“), кој овозможува гледање на короната без целосно затемнување. Во 1952 година, астрономот Јуџин Паркер од Соединетите Држави, предложил сончевата корона дека се загрева со огромен број ситни „наноодблесоци“, минијатурни осветлувања кои личат на сончеви блесоци што ќе се појават низ целата површина на Сонцето.
1.1 Историски теории
Високата температура на Сончевата корона му дава необични спектрални особини, што довело некои во 19 век да сугерираат дека содржи претходно непознат елемент, „корониум“. Наместо тоа, овие спектарски особини оттогаш се објаснети со високо јонизирано железо (Fe-XIV, или Fe<sup>13+</sup>). Бенгт Едлен, следејќи ја работата на Валтер Гротријан во 1939 година, првпат ги идентификувал коронските спектарски линии во 1940 година (набљудувани од 1869 година) како преоди од ниско поставени метастабилни нивоа на конфигурацијата на земјата на високо јонизираните метали (зелената линија Fe-XIV од Fe <sup>13+</sup> на , но исто така и црвената линија Fe-X од Fe <sup>9+</sup> на ).
2 Забележливи составни делови
Сончевата корона има три препознаени и различни извори на светлина кои зафаќаат ист волумен: „Ф-корона“ (за „Фраунхофер“), „К-корона“ (за „континуерлих“ (kontinuierlich)) и „Е- корона“ (за „емисија“).
„Ф-корона“ е именувана по Фраунхоферовиот спектар на апсорпциони линии на обична сончева светлина, кои се зачувани со одбивање од мали материјални тела. Ф-короната е слаба во близина на самото Сонце, но осветленоста паѓа само постепено подалеку од Сонцето, се протега далеку низ небото и станува зодијачната светлина. Ф-короната е откриена дека произлегува од мали зрна прашина кои кружат околу Сонцето; тие образуваат слаб облак кој се протега низ поголемиот дел од Сончевиот Систем.
„К-короната“ е именувана поради фактот што нејзиниот спектар е продолжение, без големи спектрални особини. Тоа е светлината на сончевата светлина која Томсоновото расејување со слободни електрони во топлата плазма на надворешната атмосфера на Сонцето. Продолжената природа на спектарот произлегува од Доплеровото проширување на Фраунхоферовите линии на впивање на Сонцето во референтната рамка на (жешките и затоа брзо се движат) електроните. Иако К-короната е феномен на електроните во плазмата, поимот често е користен за да биде опишан самата плазма (различно од прашината што ја создава Ф-короната).
„Е-корона“ е составен дел на короната со спектар на емисиона линија, внатре или надвор од појасот на бранова должина на видливата светлина. Тоа е феномен на јонскиот составен дел на плазмата, бидејќи поединечните јони се возбудуваат со судир со други јони или електрони или со впивање на ултравиолетова светлина од Сонцето.
3 Физички особини
Сончевата корона е многу потопла (за фактор од 150 до 450) од видливата површина на Сонцето: температурата на короната е од 1 до 3 милиони келвини во споредба со просечната температура на фотосферата - околу . короната е многу помалку густа од фотосферата и произведува околу еден милионти дел од видлива светлина. короната е одвоена од фотосферата со релативно плитка хромосфера. Точниот механизам со кој се загрева короната сè уште е предмет на дебата, но веројатните можности вклучуваат епизодни ослободувања на енергија од продорното магнетно поле и магнетохидродинамички бранови одоздола. Надворешните рабови на сончевата корона постојано се пренесуваат, создавајќи „отворен“ магнетен флукс вовлечен во сончевиот ветер.
короната не е секогаш рамномерно распоредена низ површината на Сонцето. За време на периоди на тишина, короната е повеќе или помалку ограничена на екваторските области, со коронални дупки кои ги покриваат поларните региони. Меѓутоа, за време на активните периоди на Сонцето, короната е рамномерно распоредена низ екваторските и поларните региони, иако е најистакната во областите со активност на сончеви дамки. Сончевиот циклус се протега приближно 11 години, од еден сончев минимум до следниот минимум. Бидејќи сончевото магнетно поле постојано се навива поради побрзото вртење на масата на екваторот на Сонцето (диференцијално вртење), активноста на сончевите дамки ќе биде поизразена при сончевиот максимум каде што магнетното поле е повеќе извиткано. Поврзани со сончевите дамки се коронските јамки, јамките на магнетниот тек, кои се издигнуваат од сончевата внатрешност. Магнетниот тек ја турка настрана пожешката фотосфера, изложувајќи ја поладната плазма долу, со што се создаваат релативно темни сончеви дамки.
Бидејќи короната е фотографирана со висока резолуција во опсегот на спектарот на рендгенски зраци од сателитот Скајлаб (SkyLab) во 1973 година, а потоа подоцна од Јохкох (Yohkoh) и другите вселенски инструменти, било видено дека структурата на короната е доста разновидна и сложени: различни зони се веднаш класифицирани на коронскиот диск. Астрономите обично разликуваат неколку региони, како што е опишано подолу.
3.1 Активни подрачја
Активните подрачја се збирови структури на јамки што ги поврзуваат точките со спротивен магнетен поларитет во фотосферата, таканаречените коронски јамки. Тие обично се распределуваат во две зони на активност, кои се напоредни со сончевиот екватор. Просечната температура е помеѓу два и четири милиони келвини, додека густината се движи од 10<sup>9</sup> до 10<sup>10</sup> честички на кубен сантиметар.
Активните подрачја ги вклучуваат сите појави директно поврзани со магнетното поле, кои се јавуваат на различни висини над површината на Сонцето: сончевите дамки и факулите се појавуваат во фотосферата; спикули, Hα филаменти и флокули во хромосферата; истакнати во хромосферата и преодниот регион; и блесоци и коронски масовни исфрлања (КМИ) се случуваат во короната и хромосферата. Ако блесоците се многу насилни, тие исто така можат да ја нарушат фотосферата и да створат Мортонов бран. Напротив, мирните протуберанции се големи, ладни, густи структури кои се забележани како темни, „змиски“ Hα ленти (се појавуваат како филаменти) на сончевиот диск. Нивната температура е околу – , и затоа обично се сметани за хромосферски особини.
Во 2013 година, сликите од Коронскиот отсликувач со висока резолуција откриле досега невидени „магнетни плетенки“ од плазма во надворешните слоеви на овие активни подрачја.
3.1.1 Коронски јамки
Короналните јамки се основните структури на магнетната сончева корона. Овие јамки се сродници со затворен магнетен тек на отворениот магнетен флукс што може да биде најден во коронските дупки и сончевиот ветер. Јамките на магнетниот флукс излегуваат од сончевото тело и се полнат со топла сончева плазма. Поради зголемената магнетна активност во овие подрачја на коронската јамка, короналните јамки честопати можат да бидат претходник на сончевите блесоци и коронските масовни исфрлања.
Сончевата плазма што ги храни овие структури се загрева од под до многу повеќе од 10 <sup>6</sup> К од фотосферата, преку преодниот регион и во короната. Честопати, сончевата плазма ќе ги пополни овие јамки од една точка и ќе се исцеди во друга, наречени точки на нога (протек на сифон поради разлика во притисокот, или несиметричен проток поради некој друг двигател).
Кога плазмата се крева од стапалото покажува кон врвот на јамката, како што секогаш се случува за време на почетната фаза на збиен одблесок, тоа е дефинирано како хромосферско испарување. Кога плазмата брзо се лади и паѓа кон фотосферата, тоа се нарекува хромосферска кондензација. Може да има и симетричен проток од двете ножни точки на јамката, што предизвикува насобирање на маса во структурата на јамката. Плазмата може брзо да се олади во овој регион (за топлинска нестабилност), нејзините темни нишки очигледни на сончевиот диск или испакнатини од издаденоста на Сонцето.
Коронските јамки може да имаат време на траење по редослед на секунди (во случај на настани од блесоци), минути, часови или денови. Онаму каде што има рамнотежа во изворите на енергија на јамката и мијалниците, коронските јамки можат да траат долги временски периоди и се познати како стабилна состојба или коронски јамки во мирување (пример).
Коронските јамки се многу важни за нашето разбирање на тековниот „проблем со коронското греење“. Коронските јамки се извори на плазма со силно зрачење и затоа лесно се набљудуваат со инструменти како што е Преодноподрачниот и коронски истражувач. Објаснувањето на проблемот со коронското загревање останува бидејќи овие структури се набљудувани од далечина, каде што се присутни многу нејаснотии (т.е. придонеси на зрачење долж ширењето на видното поле). Потребни се мерења на самото место пред да може да биде одреден дефинитивен одговор, но поради високите плазма температури во короната, мерењата на самото место во моментов се невозможни. Следната мисија на сончевата сонда „Паркер“ на НАСА ќе се приближи до Сонцето многу блиску, што ќе овозможи подиректни набљудувања.
3.1.2 Структури од големи размери
Структурите од големи размери се многу долги лакови кои можат да покријат повеќе од една четвртина од сончевиот диск, но содржат плазма помалку густа отколку во коронските јамки на активните подрачја.
Тие за прв пат биле откриени во набљудувањето на одблесокот на 8 јуни 1968 година за време на ракетен лет.
Структурата на короната од големи размери се менува во текот на 11-годишниот сончев циклус и станува особено едноставна за време на минималниот период, кога магнетното поле на Сонцето е речиси слично на двополарна конфигурација (плус четириполарна компонента).
3.1.3 Меѓусебни врски на активни региони
Меѓусебните врски на активните подрачја се лакови што ги поврзуваат зоните на спротивно магнетно поле, на различни активни региони. Значајни варијации на овие структури често се забележувани по одблесокот.
Некои други особини од овој вид се средишните истеци - големи коронски структури слични на капа со долги, зашилени врвови кои обично се над сончевите дамки и активните области. Сметано е дека коронските истеци се извори на бавниот сончев ветер.
3.1.4 Влакнестите шуплини
Влакнестите шуплини се зони кои изгледаат темно на рендгенските зраци и се над регионите каде што се забележани Hα филаментите во хромосферата. Тие првпат биле забележани во двата ракетни летови во 1970 година, кои исто така откриле коронски дупки.
Влакнестите шуплини на влакното се поладни облаци од плазма кои се суспендирани над површината на Сонцето со магнетни сили. Регионите на интензивно магнетно поле изгледаат темни на сликите бидејќи се празни од топла плазма. Всушност, збирот на магнетниот притисок и притисокот во плазмата мора да биде постојан насекаде на хелиосферата за да има рамнотежна конфигурација: каде што магнетното поле е повисоко, плазмата мора да биде поладна или помалку густа. Притисокот во плазмата <math>p</math> може да биде пресметан со состојбена равенка на совршен гас: <math> p = n k_B T</math>, каде <math>n</math> е густината на бројот на честички, <math>k_B</math> Болцмановата константа и <math>T</math> температурата на плазмата. Од равенката е видливо дека притисокот во плазмата се намалува кога плазматската температура се намалува во однос на околните региони или кога зоната на интензивно магнетно поле се празни. Истиот физички ефект ги прави сончевите дамки очигледно темни во фотосферата.
3.1.5 Светли точки
Светли точки се мали активни подрачја кои се наоѓаат на сончевиот диск. Светли точки на рендген за прв пат биле откриени на 8 април 1969 година, за време на ракетен лет.
Делот од сончевата површина покриена со светли точки варира во зависност од сончевиот циклус. Тие се поврзани со мали двополарни области на магнетното поле. Нивната просечна температура се движи од 1,1 МК до 3,4 МК. Варијациите во температурата често се во корелација со промените во емисијата на рендгенски зраци.
3.2 Коронски дупки
коронските дупки се еднополарни области кои изгледаат темно на рендгенските зраци бидејќи не испуштаат многу зрачење. Тоа се широки зони на Сонцето каде што магнетното поле е униполарно и се отвора кон меѓупланетарниот простор. Сончевиот ветер со голема брзина произлегува главно од овие подрачја.
На ултравиолетовите снимки на коронските дупки, некои мали структури, слични на издолжени меурчиња, често се гледани како што висат на сончевиот ветер. Ова се коронските облаци. Поточно, тие се долги тенки стрими кои се протегаат нанадвор од северниот и јужниот пол на Сонцето.
3.3 Тивкото сонце
Сончевите области кои не се дел од активните региони и короналните дупки најчесто се идентификувани како тивко Сонце.
Екваторскиот регион има поголема брзина на вртење од поларните зони. Резултатот од диференцијалното вртење на Сонцето е дека активните области секогаш се појавуваат во две појаси напоредни со екваторот и нивното проширување се зголемува за време на периодите на максимум на сончевиот циклус, додека тие речиси исчезнуваат за време на секој минимум. Затоа, тивкото Сонце секогаш се совпаѓа со екваторската зона и неговата површина е помалку активна во текот на максимумот на сончевиот циклус. Приближувајќи се до минимумот на сончевиот циклус (исто така наречен циклус на пеперутка), продолжувањето на тивкото Сонце се зголемува додека не ја покрие целата површина на дискот, со исклучок на некои светли точки на хемисферата и половите, каде што има коронски дупки.
3.4 Алфвенова површина
Алфвеновата површина е граница што ја одвојува короната од сончевиот ветер, дефинирана како каде што Алфвеновата брзина на коронската плазма и брзината на сончевиот ветер од големи размери се еднакви.
Истражувачите не биле сигурни каде точно лежи Алфвеновата критичната површина на Сонцето. Врз основа на оддалечените снимки на короната, проценките ја покажале некаде помеѓу 10 и 20 сончеви полупречници од површината на Сонцето. На 28 април 2021 година, за време на осмото прелетување на Сонцето, сончевата сонда „Паркер“ на НАСА наиде на посебни магнетни услови и услови на честички со 18,8 сончеви полупречници што укажуваат дека таа навлегла во Алфвеновата површина.
4 Променливост на короната
Портрет, исто толку разновиден како оној што веќе бил посочен за коронските особини, е нагласен со анализа на динамиката на главните структури на короната, кои се развиваат во различни времиња. Проучувањето на коронската променливост во нејзината сложеност не е лесно бидејќи времето на еволуција на различните структури може значително да се разликуваат: од секунди до неколку месеци. Вообичаените големини на подрачјата каде што се случуваат коронските настани се разликуваат на ист начин, како што е прикажано во следната табела.
Коронски настан, Вообичаена временска скала, Вообичаена скала за должина (Mm)
Блесок на активно подрачје, 10 до, 10-100
Светла точка на рендгенски зраци, минути, 1–10
Минливи во големи структури, од минути до часови, ~ 100
Минливи во меѓусебно поврзување лакови, од минути до часови, ~ 100
Тивко сонце, од часови до месеци
Коронска дупка, неколку вртења
4.1 Блесоци
Блесоците се случуваат во активни подрачја и се одликуваат со нагло зголемување на зрачниот флукс што се емитува од малите региони на короната. Тие се многу сложени феномени, видливи на различни бранови должини; тие вклучуваат неколку зони на сончевата атмосфера и многу физички ефекти, топлински и нетоплински, а понекогаш и широки повторно поврзувања на линиите на магнетното поле со исфрлање на материјалот.
Блесоците се импулсивни феномени, со просечно времетраење од 15 минути, а најенергичните настани можат да траат неколку часа. Блесоците предизвикуваат високо и брзо зголемување на густината и температурата.
Емисијата во белата светлина ретко се забележува: обично, блесоците се гледани само на крајни ултравиолетови бранови должини и во рендгенските зраци, вообичаени за хромосферската и коронска емисија.
Во короната, морфологијата на блесоците е опишана со набљудувања во ултравиолетови, меки и тврди рендгенски зраци и во брановите должини Hα, и е многу сложена. Сепак, може да бидат разликувани два вида основни структури:* Збиени блесоци, кога секој од двата свода каде што се случува настанот ја одржува својата морфологија: забележувано е само зголемување на емисијата без значителни структурни варијации. Емитираната енергија е од редот на 10<sup>22</sup> – 10<sup>23</sup> Ј.
* Блесоци со долго траење, поврзани со избуви на протуберанции, транзиенти во бела светлина и блесоци со две ленти: во овој случај магнетните јамки ја менуваат својата конфигурација за време на настанот. Енергиите што се емитувани за време на овие блесоци се толку големи што можат да достигнат 10<sup>25</sup> J.
Што се однесува до временската динамика, претежно се разликувани три различни фази, чие времетраење не е споредливо. Времетраењето на тие периоди зависи од опсегот на бранови должини што се користени за набљудување на настанот:
* Почетна импулсивна фаза, чие времетраење е од редот на минути, често се забележуваат силни емисии на енергија дури и во микробрановите, брановите должини на крајна УВ литографија и на тврдите рендгенски честоти.
* Максимална фаза
* Фаза на распаѓање, која може да трае неколку часа.
Понекогаш, исто така, може да се забележи фаза што му претходи на одблесокот, обично наречена фаза „пред блесокот“.
4.2 Коронски исфрлања маса
Често придружни големи сончеви блесоци и протуберанции се коронски исфрлања маса (КИМ). Станува збор за огромни емисии на коронски материјал и магнетно поле кои патуваат нанадвор од Сонцето со брзина до 3000 км/с, што содржи приближно 10 пати поголема енергија од сончевиот блесок или истакнатоста што ги придружува. Некои поголеми вакви исфрлања можат да истуркаат стотици милиони тони материјал во меѓупланетарниот простор со приближно 1,5 милиони километри на час.
5 Ѕвездена корона
Коронските ѕвезди се сеприсутни меѓу ѕвездите во студената половина од Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Овие корони може да бида забележани со помош на рендгенски телескопи. Некои ѕвездени корони, особено кај младите ѕвезди, се многу посјајни од оние на Сонцето. На пример, FK Comae Berenices е прототип за класата променлива ѕвезда FK Com. Станува збор за џинови од спектрални видови Г и К со невообичаено брзо вртење и знаци на крајна активност. Нивните рендгенски корони се меѓу најсветлите (''L''<sub>x</sub> ≥ 10<sup>32</sup> erg·s<sup>−1</sup> или 10<sup>25</sup>W) и најжешките познати со доминантни температури до 40 MK.
Астрономските набљудувања планирани со Ајнштајновата набљудувачница од страна на Џузепе Вајана и неговата група покажале дека F-, G-, K- и M-ѕвездите имаат хромосфери и често корони многу слични на Сонцето. Ѕвездите O-B, кои немаат површински конвекциски зони, имаат силна емисија на рендгенски зраци. Сепак, овие ѕвезди немаат корона, но надворешните ѕвездени обвивки го испуштаат ова зрачење за време на удари поради топлинска нестабилност во брзо движечките гасни капки. Исто така, А-ѕвездите немаат конвекциони зони, но тие не емитираат на брановите должини на УВ и рендгенски зраци. Така тие се чини дека немаат ниту хромосфери ниту корона.
6 Физика на короната
Материјата во надворешниот дел на сончевата атмосфера е во состојба на плазма, на многу висока температура (неколку милиони келвини) и со многу мала густина (од редот на 10<sup>15</sup> честички/м<sup>3</sup>). Според дефиницијата за плазма, таа е квазинеутрален збир на честички што покажува собирно однесување.
Составот е сличен на оној во внатрешноста на Сонцето, главно водород, но со многу поголема јонизација на неговите потешки елементи од онаа што се наоѓа во фотосферата. Потешките метали, како што е железото, се делумно јонизирани и изгубиле поголем дел од надворешните електрони. Состојбата на јонизација на хемискиот елемент зависи строго од температурата и е регулирана со Сахаовата равенка во најниската атмосфера, но со судирната рамнотежа во оптички тенката корона. Историски гледано, присуството на спектралните линии емитирани од високо јонизирани состојби на железо овозможило да биде определена високата температура на коронската плазма, откривајќи дека короната е многу потопла од внатрешните слоеви на хромосферата.
короната се однесува како гас кој е многу жежок, но многу лесен во исто време: притисокот во короната е обично само 0,1 до 0,6 Pa во активните региони, додека на Земјата атмосферскиот притисок е околу 100 kPa, приближно милион пати повисоко отколку на сончевата површина. Сепак, тој не е правилно гас, бидејќи е направен од наелектризирани честички, во основа протони и електрони, кои се движат со различни брзини. Претпоставувајќи дека тие имаат иста кинетичка енергија во просек (за теоремата за еднаквост), електроните имаат маса приближно пати помала од протоните, затоа тие добиваат поголема брзина. Металните јони се секогаш побавни. Овој факт има релевантни физички последици или врз постапките на зрачење (кои се многу различни од фотосферските зрачни постапки), или врз топлинската спроводливост. Понатаму, присуството на електрични полнежи предизвикува создавање електрични струи и високи магнетни полиња. Магнетохидродинамичките бранови исто така можат да бидат пропагирани во оваа плазма, иако сè уште не е јасно како тие можат да бидат пренесени или создавани во короната.
6.1 Зрачење
Коронската плазма е оптички тенка и затоа е проѕирна при електромагнетното зрачење што го емитува и за она што доаѓа од пониските слоеви. Плазмата е многу ретка и слободна патека на средната фотонска далеку ги надминува сите други скали на должина, вклучувајќи ги вообичаените големини на заедничките коронски особини.
Електромагнетното зрачење од короната е идентификувано што доаѓа од три главни извори, сместени во ист волумен на просторот:
* К-короната (К за de, „продолжено“ на германски) е создавана од светлинското Томсоново расејување на слободни електрони; Доплеровото проширување на одбиените фотосферски линии на впивање ги шири толку многу што целосно ги прикрива, давајќи спектрален изглед на продолжение без линии на впивање.
* Ф-короната (Ф за Фраунхофер) се создава од сончевата светлина што се одбива од честичките од прашина и е забележлива бидејќи нејзината светлина ги содржи линиите на впивање на Фраунхофер кои се гледани при сурова сончева светлина; Ф-короната се протега до многу високи агли на издолжување од Сонцето, каде што е нарекувано зодијачна светлина.
* Е-короната (Е за емисија) се должи на спектралните емисиони линии произведени од јони кои се присутни во коронската плазма; може да биде набљудувана во широки или забранети или топли спектрални емисиони линии и е главен извор на информации за составот на короната.
6.2 Топлинска спроводливост
Во короната топлинската спроводливост се јавува од надворешната потопла атмосфера кон внатрешните поладни слоеви. Одговорни за постапката на расејување на топлината се електроните, кои се многу полесни од јоните и се движат побрзо, како што е објаснето погоре.
Кога има магнетно поле, топлинската спроводливост на плазмата станува поголема во насока која е паралелна со линиите на полето наместо во нормална насока. Наелектризираната честичка што се движи во насока нормална на линијата на магнетното поле е подложна на Лоренцовата сила која е нормална на поединечната рамнина од брзината и магнетното поле. Оваа сила го свиткува патот на честичката. Општо земено, бидејќи честичките имаат и компонента за брзина долж линијата на магнетното поле, Лоренцовата сила ги ограничува да се свиткаат и да се движат по спирали околу линиите на полето на честотата на циклотрон.
Ако судирите меѓу честичките се многу чести, тие се расфрлани во секоја насока. Ова се случува во фотосферата, каде што плазмата го носи магнетното поле во своето движење. Во короната, напротив, просечната слободна патека на електроните е од редот на километри, па дури и повеќе, така што секој електрон може да направи хеликоидно движење долго пред да биде расеан по судир. Затоа, преносот на топлина се зголемува долж линиите на магнетното поле и се инхибира во нормална насока.
Во насока надолжна кон магнетното поле, топлинската спроводливост на короната е<math>
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{W m^{-1}K^{-1
</math> каде <math>k_\text{B}</math> е Болцмановата константа, <math>T</math> е температурата во келвин, <math>m_e</math> е електронската маса, <math>e</math> е електричното полнење на електронот, <math> \ln \Lambda = \ln \left(12\pi n \lambda_D^3 \right) </math> е Кулонов логаритам, и <math>\lambda_D = \sqrt{ \frac{k_\text{B} T }{4 \pi n e^2 </math> е Дебајовата должина на плазмата со густина на честички <math>n</math>. Кулонов логаритам <math> \ln \Lambda </math> е приближно 20 во короната, со средна температура од 1 MK и густина од 10<sup>15</sup> честички/м<sup>3</sup>, и околу 10 во хромосферата, каде што температурата е приближно 10 kK и густината на честичките е од редот на 10<sup>18</sup> честички/м<sup>3</sup>, а во пракса може да биде претпоставено константна.
Оттука, ако укажеме со <math>q</math> топлината за волуменска единица, изразена во J m<sup>−3</sup>, Фурјеовата равенка за пренос на топлина, која треба да биде пресметана само по правецот <math>x</math> на линијата на теренот, станува <math> \frac{\partial q}{\partial t} = 0.9 \times 10^{-11}~ \frac{\partial^2 T^{7/2{\partial x ^2 }.</math>
Бројчаните пресметки покажале дека топлинската спроводливост на короната е споредлива со онаа на бакарот.
6.3 Коронска сеизмологија
Коронската сеизмологија е метод за проучување на плазмата на сончевата корона со употреба на магнетохидродинамички бранови. Магнетохидродинамиката ја проучува динамиката на електрично спроводливите течности - во овој случај, течноста е короналната плазма. Филозофски, короналната сеизмологија е слична на сеизмологијата на Земјата, хелиосеизмологијата на Сонцето и магнетохидродинамичката спектроскопија на лабораториските плазма уреди. Во сите овие пристапи, бранови од различни видови се користени за испитување на медиум. Потенцијалот на коронската сеизмологија во проценката на коронското магнетно поле, висината на скалата на густина, фината структура и загревањето е демонстриран од различни истражувачки групи.
7 Коронски проблем со греење
Проблемот со коронското загревање во сончевата физика се однесува на прашањето зошто температурата на Сончевата корона е милиони келвини наспроти илјадниците келвини на површината. Предложени се неколку теории за да биде објаснет овој феномен, но сè уште е предизвик да биде утврдемп која е точна. Проблемот најпрво се појавил по идентификацијата на непознати спектрални линии во сончевиот спектар со високо јонизирани атоми на железо и калциум. Споредбата на коронските и фотосферските температури од , доведува до прашањето како може да биде одржана 200 пати пожешката коронска температура. Проблемот првенствено се однесува на тоа како енергијата се пренесува нагоре во короната, а потоа се претвора во топлина во рамките на неколку сончеви полупречници.
Високите температури бараат енергија да биде носена од сончевата внатрешност до короната со нетоплински постапки, бидејќи вториот закон на термодинамиката спречува топлината да тече директно од сончевата фотосфера (површина), која е на околу 5800 K, до многу пожешката. корона на околу 1 до 3 MK (делови од короната може да достигнат и 10 MK).
Помеѓу фотосферата и короната, тенкиот регион низ кој се зголемува температурата е познат како преоден регион . Дебелината се движи од само десетици до стотици километри. Енергијата не може да се пренесе од постудената фотосфера до короната со конвенционален пренос на топлина бидејќи тоа би го прекршило вториот закон на термодинамиката. Аналогија на ова би била светилка која ја подига температурата на воздухот што ја опкружува на нешто поголемо од неговата стаклена површина. Оттука, некој друг начин на пренос на енергија мора да биде вклучен во загревањето на короната.
Количината на енергија потребна за загревање на сончевата корона лесно може да биде пресметана како разлика помеѓу коронските зрачни загуби и загревањето со топлинска спроводливост кон хромосферата низ преодниот регион. Тоа е околу 1 киловат за секој квадратен метар површина на сончевата хромосфера, или 1/40 од количината на светлосна енергија што бега од Сонцето.
Предложени се многу теории за коронското загревање, но две теории останале како најверојатни кандидати: загревање на бранови и магнетно повторно поврзување (или наноблесоци). Во поголемиот дел од изминатите 50 години, ниту една теорија не можела да ги објасни крајните коронски температури.
Во 2012 година, меките рендгенски снимки со висока резолуција (<0,2″) со Коронскиот отсликувач со висока резолуција на ракетна сонда, откриле цврсто ранети плетенки во короната. Претпоставувано е дека повторното поврзување и отплеткување на плетенки може да дејствува како примарен извор на загревање на активната сончева корона до температури до 4 милиони келвини. Главниот извор на топлина во мирувачката корона (околу 1,5 милиони келвини) се претпоставува дека потекнува од магнетохидродинамичките бранови.
Сончевата сонда „Паркер“ на НАСА е наменета да му пријде на Сонцето на растојание од приближно 9,5 сончеви полупречници за да го истражи коронското загревање и потеклото на сончевиот ветер. Успешно била лансиран на 12 август 2018 година и од есента 2022 година ги завршила првите 13 од повеќе од 20 планирани блиски приоди кон Сонцето.
+Конкурентни теории за механизми за греење, Модели за греење
Хидродинамички, Магнетни
DC (повторно поврзување), AC (бранови)
7.1 Теорија за загревање на бранови
Теоријата за загревање на брановите, предложена во 1949 година од Еври Шацман, предлага брановите да носат енергија од сончевата внатрешност до сончевата хромосфера и короната. Сонцето е направено од плазма, а не од обичен гас, па затоа поддржува неколку видови бранови аналогни на звучните бранови во воздухот. Најважните типови на бранови се магнето-акустични бранови и алфвен бранови. Магнетоакустичните бранови се звучни бранови кои се модифицирани со присуство на магнетно поле, а Алфвеновите бранови се слични на радиобрановите со крајно ниска честота кои се модифицирани со заемодејство со материјата во плазмата. И двата типа бранови може да бидат лансирани со турбуленцијата на зрновитоста и суперзновитоста на сончевата фотосфера, и двата вида бранови можат да носат енергија на одредено растојание низ сончевата атмосфера пред да се претворат во ударни бранови кои ја трошат нивната енергија како топлина.
Еден проблем со греењето со бранови е испораката на топлина на соодветно место. Магнетоакустичните бранови не можат да носат доволно енергија нагоре низ хромосферата до короната, и поради нискиот притисок присутен во хромосферата и затоа што имаат тежнеење да се одбиваат назад кон фотосферата. Алфвеновите бранови можат да носат доволно енергија, но не ја трошат таа енергија доволно брзо откако ќе влезат во короната. Брановите во плазмата се познати како тешко да бидат разбрани и опишани аналитички, но сметачките симулации, спроведени од Томас Богдан и колегите во 2003 година, се чини дека покажуваат дека Алфвеновите бранови можат да бидат претворени во други бранови начини на основата на короната, обезбедувајќи патека што може да носат големи количини на енергија од фотосферата низ хромосферата и преодниот регион и на крајот во короната каде што ја дисипира како топлина.
Друг проблем со загревањето на брановите е целосното отсуство, до крајот на 1990-тите, на какви било директни докази за бранови кои се шират низ сончевата корона. Првото директно набљудување на брановите што се шират во и низ сончевата корона било направено во 1997 година со вселенската Сончева и хелиосферична набљудувачница (СХСН), првата платформа способна да го набљудува Сонцето во крајно ултравиолетово зрачење долги временски периоди со стабилна фотометрија. Тоа биле магнето-акустични бранови со честота од околу 1 милихерци (mHz, што одговара на период на бран ), кои носат само околу 10% од енергијата потребна за загревање на короната. Постојат многу набљудувања на месни бранови феномени, како што се Алфвеновите бранови лансирани од сончевите блесоци, но тие настани се минливи и не можат да ја објаснат еднообличната коронска топлина.
Сè уште не е познато колку точно бранова енергија е достапна за загревање на короната. Резултатите објавени во 2004 година користејќи податоци од вселенското летало наречено Преодноподрачен и коронски истражувач се чини дека укажуваат на тоа дека има бранови во сончевата атмосфера на честоти до (период од 10 секунди). Мерењата на температурата на различните јони на сончевиот ветер со инструментот UVCS на СХСН даваат силен индиректен доказ дека има бранови на честоти високи до , кои се во опсегот на човечкиот слух. Овие бранови се многу тешки за откривање во нормални околности, но доказите собрани за време на затемнувањето на Сонцето од работни состави од Вилијамсовиот колеџ укажуваат на присуство на такви бранови во опсег од 1-10 .
Неодамна, Алфвенови движења билепронајдени во долната сончева атмосфера и исто така во тивкото Сонце, во коронските дупки и во активните подрачја користејќи набљудувања со АИА на Набљудувачницата за сончева динамика. Овие Алфвенови колебања имаат значителна моќ и се чини дека се поврзани со хромосферските алфвенски колебања претходно пријавени со вселенското летало Хиноде.
Набљудувањата на сончевиот ветер со вселенското летало „Ветер„ неодамна покажале докази за поддршка на теориите за дисипација на Алфвен-циклотрон, што доведува до месно загревање на јоните.
7.2 Теорија на магнетно преповрзување
Теоријата за магнетно повторно поврзување се потпира на сончевото магнетно поле за да предизвика електрични струи во сончевата корона. Струите потоа наеднаш колабираат, ослободувајќи енергија како топлина и бранова енергија во короната. Оваа постапка е нарекувана „повторно поврзување“ поради необичниот начин на кој магнетните полиња се однесуваат во плазмата (или која било електрично спроводлива течност како жива или морска вода). Во плазмата, линиите на магнетното поле обично се врзани за поединечни делови од материја, така што топологијата на магнетното поле останува иста: ако одреден северен и јужен магнетен пол се поврзани со една линија на едно поле, тогаш дури и ако плазмата е измешано или ако магнетите се преместат наоколу, таа поле линија ќе продолжи да ги поврзува тие конкретни столбови. Врската се одржува со електрични струи кои се индуцирани во плазмата. Под одредени услови, електричните струи може да се срушат, дозволувајќи му на магнетното поле повторно да се „поврзе“ со другите магнетни полови и да ослободи топлинска и бранова енергија во постапката.
Претпоставувано е дека магнетното повторно поврзување е механизмот зад сончевите изливи, најголемите експлозии во Сончевиот Систем. Понатаму, површината на Сонцето е покриена со милиони мали магнетизирани области со ширина од . Овие мали магнетни столбови се набиени и изматени од постојаната зрновитост. Магнетното поле во сончевата корона мора да претрпи речиси постојано повторно поврзување за да одговара на движењето на овој „магнетен тепих“, така што енергијата ослободена од повторното поврзување е природен кандидат за короналната топлина, можеби како низа „микроблесоци“ кои поединечно обезбедуваат многу малку енергија, но заедно ја опфаќаат потребната енергија.
Идејата дека наноблесоците може да ја загреат короната била предложена од Јуџин Паркер во 1980-тите, но сè уште е контроверзна. Особено, ултравиолетовите телескопи како Преодноподрачниот и коронски истражувач и СХСН/EIT можат да набљудуваат поединечни микроблесоци како мали осветлувања при крајна ултравиолетова светлина, но се чини дека има премалку од овие мали настани за да биде земен предвид енергијата што се ослободува во короната. Дополнителната енергија што не е пресметана може да биде надополнета со бранова енергија или со постепено магнетно повторно поврзување што ослободува енергија понепречено од микро блесоците и затоа не се појавува добро во податоците за Преодноподрачниот и коронски истражувач. Варијациите на хипотезата за микроодблесокот користат други механизми за стрес на магнетното поле или за ослободување на енергијата и се предмет на активно истражување во 2005 година.
7.3 Спикули (вид II)
Со децении, истражувачите веруваа дека шпикулите можат да испратат топлина во короната. Сепак, по набљудувачките истражувања во 1980-тите, било откриено дека плазмата на спикулата не достигнува коронски температури, и затоа теоријата била отфрлена.
Според студиите извршени во 2010 година во Националниот центар за атмосферски истражувања во Колорадо, во соработка со Сончевата и астрофизичка лабораторија на Локхид Мартин, и Институтот за теоретска астрофизика при Универзитетот во Осло, нова класа на спикули (вид II) откриени во 2007 година, кои патуваат побрзо (до 100 км/с) и имаат пократок животен век, може да го откријат проблемот. Овие млазови вметнуваат загреана плазма во надворешната атмосфера на Сонцето.
Така, отсега може да биде очекувано многу поголемо разбирање на короната и подобрување на знаењето за суптилното влијание на Сонцето врз горната атмосфера на Земјата. Собранието за атмосферска слика на неодамна лансираната Набљудувачница за сончева динамика при НАСА и пакетот за фокален авион на НАСА за Сончевиот оптички телескоп на јапонскиот сателит Хиноде кој бил искористен за испитување на оваа хипотеза. Високите просторни и временски резолуции на поновите инструменти го откриваат ова коронско снабдување со маса.
Овие набљудувања откриваат врска еден-на-еден помеѓу плазмата што се загрева до милиони степени и спикулите што ја вметнуваат оваа плазма во короната.
8 Поврзано
* Напреден истражувач на состав
* Геокорона
*Супернова
* Надаркадни надолни текови
* Рендгенска астрономија