Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Излучение С. к. возникает в условиях, сильно отличающихся от термодинамич. равновесия. Вследствие высокой темп-ры и высокой степени ионизации вещества короны большая часть её излучения приходится на рентг. область и далёкую УФ-область спектра. Спектр короны в этом диапазоне в осн. состоит нз многочисл. эмиссионных лннин. Мн. из них относятся к разрешённым переходам высокоионнзов. атомов. Спектральные линии в ближнем УФ-диапазоне в основном запрещённые. Всё солнечное излучение с Я < 200 А и радиоизлучение в метровом диапазоне исходят из С. к.
С. к. обладает сложной струнтурой, определяемой в осн. маги, полем Солнца. Вследствие чрезвычайной разреженности коронального газа даже слабые магн. поля, проникающие нз фотосферы, оказывают существ, влияние на динамину н строение нороны. Напряжённость магн. поля в короне не превышает, по-вндимому, 1—10 Гс.
Области с «открытыми» конфигурациями магн. поля — корональные дыры — обширные области в С. к. с пониженными плотностью и темп-рой, практически не дающие рентг. излучения. Онн занимают ок. 20% поверхности Солнца, существуют в течение неск. оборотов Солнца. Полярные корональные дыры существуют почти постоянно.
Области с замкнутыми магп. силовыми линиями — петельные структуры — типичны для внутр. короны. Многочисл. яркие петли и системы петель, по-внднмо-му, очерчивают силовые линии магн. поля н часто расположены над активными областями или связывают разл. активные области.
Над активными областями возникают корональные конденсации — образования, значительно более плотные (до IO10 электронов в 1 см8) и более горячие (темп-ра превышает 3-Ю® К), чем окружающее вещество, состоящие из систем ярких петель.
В рентг. диапазоне вндны яркие точкн, распределённые по всему диску Солнца. Онн очень компактны, характерное время жизнн я? 8 ч, магн. поле ~ 10 Гс. За суткн возникает ок. 1500 точен. Яркие точнн служат корональиым проявлением маленьких биполярных областей всплывающего маги, потока и, по-вндимому, состоят из неск. петель. Маги, поток, выносимый всеми рентг. точками, составляет значит, долю общего магн. потока, выходящего нз солнечной поверхности. Кол-во ярких точек меняется в протнвофазе с числом солнечных пятен.
Характерной особенностью С. к. является её лучистое строение. Корональные лучи (стримеры) — это почти радиальные крупномасштабные замкнутые структуры (шлемы, опахала, лучи), «увенчанные» расходящимися силовыми линиями; имеют повыш. плотность по сравнению с окружающей короной и могут простираться до 10 н более радиусов Солнца от его поверхности. Вблизи полюсов в минимуме солнечной активности появляются лучевидные структуры — полярные щёточкн.
В С. к. часто происходят нестационарные сравнительно кратковременные явления — корональные тран-зненты — быстрые изменения структуры и яркости короны, охватывающие её значит, часть н приводящие к выбросу в межпланетное пространство большого кол-ва плазмы (^lOie г) со скоростями до 1200 км/с. Полная кннетич. энергия транзнента иногда превышает IOs2 эрг, т. е. энергию большой солнечной вспышки. Источником энергнн транзнентов, по-видимому, является энергия магн. поля. Транзненты часто имеют вид обширной аркады ярких петель. Большинство транзи-ентов связано с эруптивными протуберанцами и большими вспышками.
Лит.; Прист Э. Р., Солнечная магнитогидродинамика* пер. с англ., М., 1985; Somov В. V., Magnetically driven coronal transients, «Adv. Space Res.», 1991, v. 11, I, p. 179.
Т. П. Хромова.
СОЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯННАЯ — полное количество лучистой энергии Солнца, падающее вне атмосферы Землн на площадку единичной площади, расположенную перпендикулярно солнечным лучам на ср. расстоянии от Землн до Солнца (I а. е.). В СИ С. п. равна (1369 ± 14) Вт/ма. В нач. 1980-х гг. была обнаружена переменность С. п. с амплитудой 0,1—0,2%, связанная с солнечным циклом. Позже обнаружены вариации С. п. с меньшими характерными временами (вплоть до часов). Уменьшение С. п. связано с появлением на Солнце очень больших групп пятен, слабое увеличение — с солнечными факелами. Появление на диске Солнца пятен н факелов объясняет лншь 50—70% всех наблюдаемых вариаций С. п. Возможными причинами циклич. переменности С. п. могут быть также изменения магн. полей вне активных областей, эффективности конвекции диаметра Солнца и т. п. Знание солнечной постоянной необходимо для решения ряда проблем астрофизики, геофизики, экологии и др. разделов естествознания.
Лит.: Макарова Е. А., Харитонов А. В., Ka-зачевсная Т. В., Поток солнечного излучения, M^ 1991.
М. А. Лившиц.
СОЛНЕЧНАЯ СЕЙСМОЛОГИЯ (гелносейсмология) — область астрофизики, в к-рой изучаются структура, состав и дннамнка солнечных недр с помощью анализа осцилляций, наблюдаемых на поверхности Солнца. Многие волновые движения, обнаруженные прн измерениях поверхностной яркости Солнца илн доплеровских сдвигов фотосферных спектральных линий, обусловлены колебаниями внутр. областей. Форма и период этих колебаний зависят от темп-ры, плотности, хим. состава и движений вещества внутри Солнца. Поэтому онн служат чувствительными индикаторами внутр. строения. Амплитуда колебаний крайне мала: соответствую-
