קורונה כוכבית - Stellar corona

במהלך סך הכל ליקוי חמה, העטרה של השמש ו בולטות גלויים ל עין בלתי מזוינת.

א עֲטָרָה (לָטִינִית עבור 'כתר', בתורו נגזר מ יוון העתיקה κορώνη, korṓnē, 'זר, זר') היא הילה של פְּלַסמָה שמקיף את שמש ואחר כוכבים. הקורונה של השמש משתרעת על מיליוני קילומטרים לחלל החיצון ונראית הכי קל במהלך סכום כולל ליקוי חמה, אך ניתן לראות זאת גם עם פסק דין. ספקטרוסקופיה המידות מעידות על חזקות יינון בקורונה וטמפרטורת פלזמה העולה על 1000000 קלווין,^[1] הרבה יותר חם משטח השמש.

האור מהקורונה מגיע משלושה מקורות עיקריים, מאותו נפח שטח:

• הקורונה (K עבור kontinuierlich, "רציף" בגרמנית) נוצר על ידי אור השמש פִּזוּר בחינם אלקטרונים; הרחבת דופלר של הפוטוספרית המשתקפת קווי ספיגה מפיץ אותם עד כדי כך שטשטש אותם לחלוטין, נותן מראה ספקטרלי של רצף ללא קווי ספיגה.
• ה- F-corona (F עבור פראונהופר ) נוצר על ידי קרינת אור שמש מקפצת חלקיקי אבק, והוא נצפה מכיוון שאורו מכיל את קווי הספיגה של פראונהופר הנראים באור שמש גולמי; ה- F-corona משתרע לגבוה מאוד הַאֲרָכָה זוויות מהשמש, שם הוא נקרא אור גלגל המזלות.
• הקורונה האלקטרונית (E לפליטה) נובעת מקווי פליטה ספקטרלית המיוצרים על ידי יונים הנמצאים בפלזמה העטרתית; ניתן לצפות בהרחבה או אסור או חם קווי פליטה ספקטרלית והוא מקור המידע העיקרי על הרכב הקורונה.^[2]

הִיסטוֹרִיָה

קורונה שורטטה על ידי חוסה חואקין דה פרר במהלך ליקוי חמה של 16 ביוני 1806 ב קינדרהוק, ניו יורק.

בשנת 1724, אסטרונום צרפתי-איטלקי ג'אקומו פ 'מרלדי זיהה כי ההילה גלויה במהלך א ליקוי חמה שייך ל שמש, לא ל ירח. בשנת 1809, אסטרונום ספרדי חוסה חואקין דה פרר טבע את המונח 'קורונה'.^[3] בהתבסס על תצפיותיו שלו על ליקוי החמה בשנת 1806 בקינדרהוק (ניו יורק), הציע דה פרר כי הקורונה היא חלק מהשמש ולא מהירח. אסטרונום אנגלי נורמן לוקייר זיהה את היסוד הראשון שאינו ידוע על כדור הארץ בכרומוספירה של השמש, שנקרא הֶלִיוּם. אסטרונום צרפתי ז'ול ג'נסן ציין, לאחר שהשווה את קריאותיו בין ליקויי החמה 1871 ל- 1878, כי גודל הקורונה וצורתו משתנים עם מחזור כתמי שמש.^[4] בשנת 1930, ברנרד ליוט המציא את קורונוגרף, המאפשר צפייה בקורונה ללא ליקוי חמה. בשנת 1952, אסטרונום אמריקאי יוג'ין פארקר הציע כי הקורונה הסולארית יכולה להיות מחוממת על ידי מספר עצום של 'ננו-פלארות', הבהרות זעירות שדומות התפרצויות שמש שיתרחש על פני שטח השמש.

תיאוריות היסטוריות

הטמפרטורה הגבוהה של אלמוג השמש מעניקה לה חריג שֶׁל רוּחַ רְפָאִים תכונות, שהובילו חלק מהמאה ה -19 להציע כי הוא מכיל אלמנט שלא היה ידוע בעבר, "קורוניום במקום זאת, מאז הסבירו תכונות ספקטרליות אלה על ידי מיונן מאוד בַּרזֶל (Fe-XIV, או Fe¹³⁺). בנגט אדלן, בעקבות עבודתו של גרוטריאן (1939), זיהה לראשונה את קווי הספקטרום העטרה ב 1940 (נצפו מאז 1869) כמעברים מנמוכים גרורתי רמות תצורת הקרקע של מתכות מיוננות מאוד (הקו הירוק Fe-XIV מ- Fe¹³⁺ בְּ- 5303א, אך גם קו Fe-X האדום של Fe⁹⁺ בְּ- 6374א).^[1]

תכונות פיסיות

ציור המדגים את תצורת השטף המגנטי הסולארי במהלך מחזור השמש

הקורונה של השמש חמה בהרבה (לפי גורם שבין 150 ל -450) מאשר המשטח הגלוי של השמש: ה פוטוספירה הממוצע טֶמפֶּרָטוּרָה נמצא בסביבות ~5800קלווין לעומת 1 עד 3 מיליון קלווינים של הקורונה. הקורונה היא 10⁻¹² פעמים צפופות כמו פוטוספירה, וכך מייצרת כמיליון אור גלוי. הקורונה מופרדת מהפוטוספירה על ידי הרדודה יחסית כרומוספירה. המנגנון המדויק שלפיו מחוממת את הקורונה עדיין נושא לדיון מסוים, אך האפשרויות כוללות אינדוקציה על ידי השמש שדה מגנטי ו גלים מגנטוהידרודינמיים מלמטה. הקצוות החיצוניים של קורונה השמש מועברים כל הזמן בגלל שטף מגנטי פתוח ומכאן נוצרים רוח סולארית.

הקורונה לא תמיד מפוזרת באופן שווה על פני השמש. בתקופות של שקט, הקורונה מוגבלת פחות או יותר ל מַשׁוָנִי אזורים, עם חורים אלמוגים מכסה את קוֹטבִי אזורים. עם זאת, בתקופות הפעילות של השמש, הקורונה מפוזרת באופן שווה על אזורי קו המשווה והקוטב, אם כי היא הבולטת ביותר באזורים עם כתם שמש פעילות. ה מחזור שמש משתרע על פני כ 11 שנים, החל מ מינימום סולארי למינימום הבא. מכיוון שהשדה המגנטי הסולארי מתפתל ללא הרף בגלל סיבוב מהיר יותר של המסה בקו המשווה של השמש (סיבוב דיפרנציאלי ), פעילות כתמי השמש תהיה בולטת יותר ב מקסימום שמש איפה ה שדה מגנטי מעוות יותר. קשורים לכתמי שמש הם לולאות אלמוגים, לולאות של שטף מגנטי, נפיחות מהפנים הסולאריות. השטף המגנטי דוחף את החם יותר פוטוספירה בצד, לחשוף את הפלזמה הקרירה למטה, וכך ליצור כתמי שמש כהים יחסית.

מאז שהקורונה צולמה ברזולוציה גבוהה בטווח הרנטגן של הספקטרום על ידי הלוויין סקיילאב בשנת 1973, ואחר כך על ידי יוהק ומכשירי החלל הבאים, נראה כי מבנה העטרה מגוון ומורכב למדי: אזורים שונים סווגו מיד בדיסק העטרה.^[5][6][7]האסטרונומים מבחינים בדרך כלל בכמה אזורים,^[8] כמפורט להלן.

אזורים פעילים

אזורים פעילים הם הרכבים של מבני לולאה המחברים נקודות בעלות קוטביות מגנטית הפוכה ב פוטוספירה, מה שנקרא לולאות אלמוגים בדרך כלל הם מתפזרים בשני אזורי פעילות, המקבילים לקו המשווה השמש. הטמפרטורה הממוצעת היא בין שניים לארבעה מיליון קלווין, בעוד שהצפיפות עוברת ל -10⁹ עד 10¹⁰ חלקיקים לס"מ³.

איור המתאר בולטות סולארית ו כתמי שמש

אזורים פעילים כוללים את כל התופעות המקושרות ישירות לשדה המגנטי, המתרחשות בגבהים שונים מעל פני השמש:^[8] כתמי שמש ו פנים, מתרחשים בפוטוספירה, חריצים, Hα חוטים ו פלג'ים בכרומוספירה, בולטות באזור הכרומוספירה והמעבר, ו התלקחויות ו פליטות המוני העטרה לקרות בקורונה ובכרומוספירה. אם התלקחויות מאוד אלימות, הם יכולים גם להפריע לפוטוספירה וליצור גל מורטון. נהפוך הוא, בולטות שקטה הם מבנים צפופים גדולים וצוננים הנצפים כסרטי Hα כהים "דמויי נחש" (נראים כמו נימים) על דיסק השמש. הטמפרטורה שלהם בערך 5000–8000קולכן הם נחשבים בדרך כלל כתכונות כרומוספריות.

בשנת 2013, תמונות מה- Imonal Coronal Imager חשפו "צמות מגנטיות" שטרם נראו לפני כן בתוך השכבות החיצוניות של האזורים הפעילים הללו.^[9]

לולאות העטרה

TRACE 171Å לולאות אלמוגים

לולאות העטרה הם המבנים הבסיסיים של קורונה השמש המגנטית. לולאות אלה הן בני הדודים של השטף הסגור-מגנטי של השטף הפתוח-מגנטי שניתן למצוא בהם חור העטרה (קוטביים) ואזורים רוח סולארית. לולאות השטף המגנטי עולות מגוף השמש ומתמלאות בפלזמה סולארית חמה.^[10] בשל הפעילות המגנטית המוגברת באזורי לולאת העטרה הללו, לולאות העטרה יכולות לעיתים קרובות להיות קודמות להן התפרצויות שמש ו פליטות המוני העטרה (CME).

הפלזמה הסולארית המזינה מבנים אלה מחוממת מלמטה 6000ק ליותר מ -10⁶ K מהפוטוספירה, דרך אזור המעבר, אל תוך הקורונה. לעתים קרובות, הפלזמה הסולארית תמלא את הלולאות הללו מנקודה אחת ותנקז לנקודה אחרת, הנקראת נקודות רגל (סִיפוֹן זרימה בגלל הפרש לחץ,^[11] או זרימה אסימטרית עקב נהג אחר).

כאשר הפלזמה עולה מכף הרגל לכיוון ראש הלולאה, כפי שקורה תמיד בשלב הראשוני של התלקחות קומפקטית, היא מוגדרת כרומוספרית אידוי. כאשר הפלזמה מתקררת במהירות ונופלת לכיוון הפוטוספרה, היא נקראת כרומוספרית הִתְעַבּוּת. יכול להיות שיש גם סימטרי זרימה משתי נקודות הרגל של הלולאה, מה שגורם להצטברות מסה במבנה הלולאה. הפלזמה עשויה להתקרר במהירות באזור זה (בגלל חוסר יציבות תרמית), כהה חוטים ברור מול הדיסק הסולארי או בולטות מחוץ ל איבר השמש.

לולאות העטרה עשויות להיות לאורך חיים בסדר שניות (במקרה של אירועי התלקחות), דקות, שעות או ימים. כאשר יש איזון במקורות האנרגיה והכיורים של הלולאה, לולאות העטרה יכולות להימשך לפרקי זמן ארוכים ומכונות מצב יציב אוֹ שֶׁקֶט לולאות אלמוגים. (דוגמא ).

לולאות העטרה חשובות מאוד להבנתנו את הזרם בעיית חימום אלמוגים. לולאות העטרה הן מקורות פלזמה מקרינים מאוד ולכן קל לתצפית על ידי מכשירים כגון זֵכֶר. הסבר לבעיית החימום העטרה נותר כאשר מבנים אלה נצפים מרחוק, כאשר קיימים עמימות רבות (כלומר תרומות קרינה לאורך לוס ). במקום מדידות נדרשות לפני שניתן לקבל תשובה סופית, אך בשל טמפרטורות הפלזמה הגבוהות בקורונה, במקום המידות כיום אינן אפשריות. המשימה הבאה של נאס"א, פרקר שמש פרוב יתקרב מקרוב לשמש ויאפשר תצפיות ישירות יותר.

קשתות אלמוגים המחברות בין אזורים בעלי קוטביות מגנטית הפוכה (A) לבין השדה המגנטי החד קוטבי בחור העטרה (B)

מבנים בקנה מידה גדול

מבנים בקנה מידה גדול הם קשתות ארוכות מאוד שיכולות לכסות מעל רבע מדיסקת השמש אך מכילות פלזמה פחות צפופה מאשר בלולאות העטרה של האזורים הפעילים.

הם זוהו לראשונה בתצפית ההתלקחות של 8 ביוני 1968 במהלך טיסת רקטות.^[12]

המבנה בקנה מידה גדול בקורונה משתנה במשך 11 השנים מחזור שמש והופך לפשוט במיוחד בתקופת המינימום, כאשר השדה המגנטי של השמש כמעט דומה לתצורה דיפולרית (בתוספת רכיב ארבע קוטבי).

קשרי גומלין של אזורים פעילים

ה קשרי גומלין של אזורים פעילים הם קשתות המקשרות בין שדות מגנטיים מנוגדים, של אזורים פעילים שונים. וריאציות משמעותיות של מבנים אלה נראות לעיתים קרובות לאחר התלקחות.^[13]

כמה תכונות אחרות מסוג זה הן סטרימרים של קסדות - מבני כתר גדולים כמו דמוי כובע עם פסגות מחודדות ארוכות שבדרך כלל משתרכות על כתמי שמש ואזורים פעילים. סטרימרים של העטרה נחשבים כמקורות לאיטיות רוח סולארית.^[13]

חללי נימה

תמונה שצולמה על ידי מצפה הכוכבים לדינמיקה סולארית ב- 16 באוקטובר 2010. חלל נימה ארוך מאוד נראה על פני חצי הכדור הדרומי של השמש.

חללי נימה הם אזורים שנראים כהים בצילומי הרנטגן ונמצאים מעל האזורים שבהם Hα נימים נצפים בכרומוספירה. הם נצפו לראשונה בשתי טיסות הרקטות משנת 1970 שהתגלו גם כן חורים אלמוגים.^[12]

חללי נימה הם ענני גזים קרירים יותר (פלזמה) התלויים מעל פני השמש על ידי כוחות מגנטיים. אזורי השדה המגנטי העז נראים כהים בתמונות מכיוון שהם ריקים מפלזמה חמה. למעשה, סכום ה לחץ מגנטי ולחץ הפלזמה חייב להיות קבוע בכל מקום הליוספירה על מנת לקבל תצורת שיווי משקל: כאשר השדה המגנטי גבוה יותר, על הפלזמה להיות קרירה יותר או פחות צפופה. לחץ הפלזמה ${displaystyle p}$ ניתן לחשב על ידי משוואת מדינה של גז מושלם: ${displaystyle p = nk_ {B} T}$, איפה ${displaystyle n}$ האם ה צפיפות מספר החלקיקים, ${displaystyle k_ {B}}$ ה קבוע בולצמן ו ${displaystyle T}$ טמפרטורת הפלזמה. מהמשוואה ניכר כי לחץ הפלזמה יורד כאשר טמפרטורת הפלזמה יורדת ביחס לאזורים שמסביב או כאשר אזור השדה המגנטי העז מתרוקן. אותו אפקט פיזי מעבד כתמי שמש כנראה חשוך ב פוטוספירה.

נקודות אור

נקודות אור הם אזורים פעילים קטנים שנמצאים על הדיסק הסולארי. נקודות אור של רנטגן זוהו לראשונה ב- 8 באפריל 1969 במהלך טיסת רקטות.^[12]

החלק של משטח השמש המכוסה בנקודות בהירות משתנה עם מחזור שמש. הם קשורים לאזורים דו-קוטביים קטנים של השדה המגנטי. הטמפרטורה הממוצעת שלהם נעה בין (1.1E6ק) ל (3.4E6ק). וריאציות הטמפרטורה מתואמות לעיתים קרובות עם שינויים בפליטת הרנטגן.^[14]

חורים אלמוגים

חורים אלמוגים הם אזורים קוטביים שנראים כהים בצילומי הרנטגן מכיוון שהם אינם פולטים קרינה רבה.^[15] אלה אזורים רחבים של השמש שבהם השדה המגנטי הוא חד קוטבי ונפתח לעבר החלל הבין-כוכבי. המהירות הגבוהה רוח סולארית נובע בעיקר מאזורים אלה.

בתמונות ה- UV של חורי העטרה נראים לעתים כמה מבנים קטנים, הדומים לבועות מוארכות, כשהם תלויים ברוח השמש. אלה העטרה אֶבְרָה. ליתר דיוק, הם נחלים דקים וארוכים שמקרינים החוצה מקוטב הצפון והדרום של השמש.^[16]

השמש השקטה

אזורי השמש שאינם חלק מאזורים פעילים וחורי אלמוגים מזוהים בדרך כלל כ- שמש שקטה.

לאזור המשווה מהירות סיבוב מהירה יותר מאשר אזורי הקוטב. התוצאה של סיבוב ההפרש של השמש היא שהאזורים הפעילים מתעוררים תמיד בשתי רצועות מקבילות לקו המשווה והארכתן גדלה בתקופות המרביות של מחזור שמש, בעוד שהם כמעט נעלמים במהלך כל מינימום. לכן, השמש השקטה חופפת תמיד עם אזור המשווה ומשטחיה פחות פעיל במהלך מקסימום מחזור השמש. בהתקרב למינימום של מחזור השמש (נקרא גם מחזור פרפר), הרחבה של השמש השקטה גדלה עד שהיא מכסה את כל שטח הדיסק, למעט כמה נקודות בהירות בחצי הכדור ובקטבים, שם יש חורים אלמוגים.

שונות של הקורונה

דיוקן מגוון כמו זה שכבר הצביע על תכונות העטרה מודגש על ידי ניתוח הדינמיקה של המבנים העיקריים של העטרה, המתפתחים בזמנים שונים מאוד ביניהם. לימוד השונות העטרה במורכבותה אינו קל מכיוון שזמני האבולוציה של המבנים השונים יכולים להשתנות במידה ניכרת: משניות למספר חודשים. הגדלים האופייניים לאזורים בהם מתרחשים אירועים בעטרה משתנים באותו אופן, כפי שמוצג בטבלה הבאה.

התלקחויות

ב- 31 באוגוסט 2012 נימה ארוכה של חומר סולארי שריחפה באטמוספירה החיצונית של השמש, הקורונה, התפרצה בשעה 16:36. EDT

התלקחויות מתרחשות באזורים פעילים ומאופיינות בעלייה פתאומית בשטף הקרינה הנפלט מאזורים קטנים של הקורונה. הן תופעות מורכבות מאוד, הנראות באורכי גל שונים; הם כוללים כמה אזורים באטמוספירה הסולארית והשפעות פיזיקליות רבות, תרמיות ולא תרמיות, ולעתים חיבורים רחבים יותר של קווי השדה המגנטי עם הוצאת חומרים.

התלקחויות הן תופעות אימפולסיביות, שאורכן ממוצע של 15 דקות, והאירועים הנמרצים ביותר יכולים להימשך מספר שעות. התפרצויות מייצרות עלייה גבוהה ומהירה של הצפיפות והטמפרטורה.

פליטה באור לבן נצפית רק לעיתים רחוקות: בדרך כלל, התפרצויות נראות רק באורכי גל קיצוניים אל תוך קרני הרנטגן, האופייניות לפליטת הכרומוספירה והעטרה.

בקורונה, המורפולוגיה של ההתלקחויות, מתוארת על ידי תצפיות בקרני רנטגן רכות וקשות וב- Hα אורכי גל, והוא מורכב מאוד. עם זאת, ניתן להבחין בשני סוגים של מבנים בסיסיים:^[17]

• התלקחויות קומפקטיות, כאשר כל אחת משתי הקשתות בהן האירוע מתרחש שומרת על המורפולוגיה שלה: נצפה רק עלייה בפליטה ללא שינויים מבניים משמעותיים. האנרגיה הנפלטת היא בסדר גודל של 10²² – 10²³ י.
• התפרצויות ארוכות, הקשורים להתפרצויות של בולטות, חולפים באור לבן ו התפרצויות של שני סרטים:^[18] במקרה זה הלולאות המגנטיות משנות את תצורתן במהלך האירוע. האנרגיות הנפלטות במהלך התלקחויות אלה הן בשיעור כה גדול עד שהן יכולות להגיע ל -10²⁵ י.

נימה מתפרצת במהלך התלקחות סולרית, שנראית באורכי הגל של ה- EUV (זֵכֶר )

באשר לדינמיקה הזמנית, נבדלים בדרך כלל שלושה שלבים שונים, שמשךם אינו דומה. משך הזמן של אותן תקופות תלוי בטווח אורכי הגל המשמשים לתצפית על האירוע:

• שלב אימפולסיבי ראשונישאורכו הוא בסדר הדקות, פליטות אנרגיה חזקות נצפות לעיתים קרובות גם במיקרוגל, באורכי הגל של ה- EUV ובתדרים הרנטגן הקשים.
• שלב מקסימלי
• שלב ריקבון, שיכולה להימשך מספר שעות.

לעיתים ניתן לראות גם שלב שקדם להתלקחות, המכונה בדרך כלל שלב "טרום התלקחות".

חולפים

מתלווה התפרצויות שמש או גדול בולטות סולארית, "ארעיים אלמוגים" (המכונה גם פליטות המוני העטרה לפעמים משתחררים. מדובר בלולאות עצומות של חומר אלמוגים הנעים החוצה מהשמש ביותר ממיליון קמ"ש, המכילים בערך פי 10 את האנרגיה של התלקחות השמש או הבולטות הנלווים אליהם. כמה פליטות גדולות יותר יכולות להניע מאות מיליוני טונות של חומר מֶרחָב בערך 1.5 מיליון ק"מ לשעה.

אלמוגים כוכבים

כוכבי העטרה נמצאים בכל מקום כוכבים במחצית הקרירה של תרשים הרצפרונג – ראסל.^[19] ניתן לזהות את העטרות באמצעות טלסקופי רנטגן. כמה כיתות כוכבים, במיוחד אצל כוכבים צעירים, זוהרות בהרבה מזו של השמש. לדוגמה, FK Comae Berenices הוא אב הטיפוס עבור FK Com כיתה של כוכב משתנה. מדובר בענקיות מסוג ספקטרלי G ו- K עם סיבוב מהיר בצורה יוצאת דופן וסימני פעילות קיצונית. אלמוגי הרנטגן שלהם הם בין הזוהרים ביותר (ל_איקס ≥ 10³² erg · s⁻¹ או 10²⁵W) והחם ביותר הידוע בטמפרטורות דומיננטיות של עד 40 מ"ק.^[19]

התצפיות האסטרונומיות שתוכננו עם מצפה הכוכבים איינשטיין מאת ג'וזפה ואיאנה וקבוצתו^[20] הראה שלכוכבי F-, G-, K ו- M יש כרומוספירות ולעיתים קרובות כותרות כמו השמש שלנו. כוכבי O-B, שאין להם אזורי הסעה על פני השטח, יש להם פליטת רנטגן חזקה. עם זאת אין לכוכבים אלה אלמוגים, אך מעטפות הכוכבים החיצוניות פולטות קרינה זו במהלך זעזועים עקב אי יציבות תרמית בכפיות גז הנעות במהירות. כמו כן אין לכוכבי A אזורי הסעה אך הם אינם פולטים באורכי גל UV ורנטגן. . לפיכך נראה כי אין בהם כרומוספירות ולא כתרניות.

פיזיקה של הקורונה

תמונה זו, שצולמה על ידי הינודה ב- 12 בינואר 2007, חושף את אופייה הלהט של הקורונה.

העניין בחלק החיצוני של האטמוספירה הסולארית הוא במצב של פְּלַסמָה, בטמפרטורה גבוהה מאוד (כמה מיליוני קלווינים) ובצפיפות נמוכה מאוד (בסדר גודל של 10¹⁵ חלקיקים / מ '³על פי ההגדרה של פלזמה, זהו הרכב חלקיקי כמעט נייטרלי המציג התנהגות קולקטיבית.

ההרכב דומה לזה שבפנים השמש, בעיקר מימן, אך עם יינון גדול בהרבה מזה שנמצא בפוטוספירה. מתכות כבדות יותר, כמו ברזל, מיוננות חלקית ואיבדו את רוב האלקטרונים החיצוניים. מצב היינון של יסוד כימי תלוי אך ורק בטמפרטורה ומווסת על ידי משוואת סאהה באטמוספירה הנמוכה ביותר, אך על ידי שיווי משקל התנגשות בקורונה הדקה אופטית. מבחינה היסטורית, נוכחותם של הקווים הספקטרליים הנפלטים ממצבי ברזל מיוננים מאוד אפשרה קביעה של הטמפרטורה הגבוהה של פלזמה העטרה, וגילתה כי הקורונה חמה בהרבה משכבות הפנימיות של הכרומוספירה.

הקורונה מתנהגת כמו גז שהוא חם מאוד אך קל מאוד בעת ובעונה אחת: הלחץ בקורונה הוא בדרך כלל רק 0.1 עד 0.6 אבא באזורים פעילים, בעוד שכדור הארץ הלחץ האטמוספרי הוא בערך 100 kPa, בערך מיליון פעמים גבוה יותר מאשר על פני השמש. עם זאת זה לא כראוי גז, כי הוא עשוי מחלקיקים טעונים, בעיקרון פרוטונים ואלקטרונים, הנעים במהירויות שונות. נניח שיש להם אותה אנרגיה קינטית בממוצע (עבור משפט חלוקת חלוקה ), לאלקטרונים יש מסה בערך 1800 פעמים קטנות יותר מפרוטונים, ולכן הם רוכשים מהירות רבה יותר. יוני מתכת הם תמיד איטיים יותר. לעובדה זו השלכות פיזיקליות רלוונטיות על תהליכים מקרינים (השונים מאוד מתהליכי הקרינה הפוטספריים), או על הולכה תרמית. יתר על כן, נוכחות מטענים חשמליים גורמת לייצור זרמים חשמליים ושדות מגנטיים גבוהים. ) יכול להתפשט גם בפלזמה זו,^[21] גם אם עדיין לא ברור כיצד ניתן להעביר או ליצור אותם בקורונה.

קְרִינָה

הקורונה פולטת קרינה בעיקר בצילומי הרנטגן, הנצפים רק מהחלל.

הפלזמה שקופה לקרינה שלה ולזו שמגיעה מלמטה, ולכן אנו אומרים שהיא כן דק-אופטי. הגז, למעשה, נדיר מאוד ופוטון הנתיב החופשי מתגבר ללא ספק על כל שאר מאזני האורך, כולל הגדלים האופייניים לתכונות העטרה.

תהליכים שונים של קרינה מתרחשים בפליטה, עקב התנגשויות בינאריות בין חלקיקי פלזמה, ואילו האינטראקציות עם הפוטונים, מגיעות מלמטה; מכיוון שהפליטה נובעת מהתנגשויות בין יונים ואלקטרונים, האנרגיה הנפלטת מנפח היחידה ביחידת הזמן היא פרופורציונאלית למספר הריבוע של החלקיקים בנפח היחידה, או ליתר דיוק, לתוצר האלקטרון צפיפות וצפיפות פרוטונים.^[22]

הולכה תרמית

פסיפס של התמונות האולטרה סגולות הקיצוניות שנלקחו מ סטריאו ב- 4 בדצמבר, 2006. תמונות צבעוניות כוזבות אלה מראות את אטמוספרות השמש במגוון טמפרטורות שונות. בכיוון השעון משמאל למעלה: מיליון מעלות צלזיוס (171 Å - כחול), 1.5 מיליון מעלות צלזיוס (195ירוק), 60000–80000מעלות צלזיוס (304 Å - אדום), ו- 2.5 מיליון מעלות צלזיוס (286 Å - צהוב).

סטריאו - תמונות ראשונות כאנימציה איטית

בקורונה הולכה תרמית מתרחש מהאטמוספירה החמה החיצונית לכיוון השכבות הקרירות הפנימיות. האחראים לתהליך הדיפוזיה של החום הם האלקטרונים, שהם הרבה יותר קלים מהיונים ונעים מהר יותר, כפי שהוסבר לעיל.

כשיש שדה מגנטי ה מוליכות תרמית של הפלזמה הופך גבוה יותר בכיוון המקביל לקווי השדה ולא בכיוון הניצב.^[23]חלקיק טעון הנע בכיוון הניצב לקו השדה המגנטי כפוף ל- כוח לורנץ שהיא נורמלית למישור המאופיין על ידי המהירות והשדה המגנטי. כוח זה מכופף את נתיב החלקיק. באופן כללי, מכיוון שלחלקיקים יש גם רכיב מהירות לאורך קו השדה המגנטי, ה- כוח לורנץ מכריח אותם להתכופף ולעבור לאורך ספירלות סביב קווי השדה ב ציקלוטרון תדירות.

אם התנגשויות בין החלקיקים הן תכופות מאוד, הן מפוזרות לכל עבר. זה קורה בפוטוספירה, שם הפלזמה נושאת את השדה המגנטי בתנועתה. בקורונה, להיפך, הנתיב החופשי הממוצע של האלקטרונים הוא בסדר גודל של קילומטרים ואף יותר מכך, כך שכל אלקטרון יכול לעשות תנועה הליקואלית הרבה לפני שהוא מתפזר לאחר התנגשות. לכן, העברת החום משופרת לאורך קווי השדה המגנטי ונבלמת בכיוון הניצב.

בכיוון האורך לשדה המגנטי, ה- מוליכות תרמית של העטרה היא^[23]

${displaystyle k = 20 שמאל ({frac {2} {pi}} ight) ^ {3/2} {frac {left (k_ {B} Tight) ^ {5/2} k_ {B}} {m_ {e} ^ {1/2} e ^ {4} ln Lambda}} כ 1.8 ~ 10 ^ {- 10} ~ {frac {T ^ {5/2}} {ln Lambda}} ~ Wm ^ {- 1} K ^ {-1}}$

איפה ${displaystyle k_ {B}}$ האם ה קבוע בולצמן, ${displaystyle T}$ האם הטמפרטורה בקלווין, ${displaystyle m_ {e}}$ היא מסת האלקטרונים, ${displaystyle e}$ הוא המטען החשמלי של האלקטרון,

${displaystyle ln Lambda = ln left (12pi nlambda _ {D} ^ {3} ight)}$

הוא הלוגריתם של קולומב, ו

${displaystyle lambda _ {D} = {sqrt {frac {k_ {B} T} {4pi ne ^ {2}}}}}$

האם ה אורך דבי של הפלזמה עם צפיפות חלקיקים ${displaystyle n}$. הלוגריתם של קולומב ${displaystyle ln Lambda}$ הוא בערך 20 בקורונה, עם טמפרטורה ממוצעת של 1 מ"ק וצפיפות של 10¹⁵ חלקיקים / מ '³, וכ- 10 בכרומוספירה, שם הטמפרטורה היא בערך 10kK וצפיפות החלקיקים בסדר גודל של 10¹⁸ חלקיקים / מ '³, ובפועל ניתן להניח שהוא קבוע.

משם, אם נציין עם ${displaystyle q}$ החום ליחידת נפח, מבוטא ב- J מ '⁻³, משוואת פורייה של העברת חום, שתחושב רק בכיוון ${displaystyle x}$ של קו השדה, הופך

${displaystyle {frac {partial q} {partial t}} = 0.9 ~ 10 ^ {- 11} ~ {frac {partial ^ {2} T ^ {7/2}} {partial x ^ {2}}}}$.

חישובים מספריים הראו כי המוליכות התרמית של הקורונה דומה לזו של נחושת.

סיסמולוגיה כלילית

סיסמולוגיה כלילית היא דרך חדשה ללמוד את פְּלַסמָה של הקורונה הסולארית עם השימוש ב מגנוט-הידרודינמי (MHD) גלי. מגנטהידרודינמיקה חוקרת את דִינָמִיקָה שֶׁל מוליך חשמלי נוזלים - במקרה זה הנוזל הוא פלזמה העטרה. מבחינה פילוסופית, סייסמולוגיית העטרה דומה לזו של כדור הארץ סייסמולוגיה, של השמש הליואיזיאולוגיה, וספקטרוסקופיית MHD של מכשירי פלזמה במעבדה. בכל הגישות הללו משתמשים בגלים מסוגים שונים כדי לחקור מדיום. הפוטנציאל של סייסמולוגיית העטרה בהערכת השדה המגנטי העטורי, צפיפות גובה קנה מידה, מבנה טוב וחימום הוכח על ידי קבוצות מחקר שונות.

בעיית חימום אלמוגים

בעיה לא פתורה בפיזיקה: מדוע הקורונה של השמש כל כך חמה משטח השמש? (בעיות לא פתורות יותר בפיזיקה)

הפעל מדיה

טכניקת הדמיה חדשה יכולה לספק רמזים לבעיית חימום העטרה.

בעיית החימום העטרה ב פיזיקה סולארית מתייחס לשאלה מדוע הטמפרטורה של אלמוג השמש גבוהה במיליוני קלווין מזו של פני השטח. הוצעו כמה תיאוריות להסביר תופעה זו אך עדיין מאתגר לקבוע אילו מהן נכונות.^[24] הבעיה הופיעה לראשונה כאשר בנגט אדלן ו וולטר גרוטריאן זיהה קווי Fe IX ו- Ca XIV בספקטרום הסולארי.^[25] זה הוביל לגילוי שקווי הפליטה שנראים בזמן ליקוי חמה אינם נגרמים על ידי אלמנט לא ידוע בשם "קורוניום "אך אלמנטים ידועים בשלבים גבוהים מאוד של יינון.^[24] השוואה בין העטרה והטמפרטורות הפוטוספריות של 6000ק, מוביל לשאלה כיצד ניתן לשמור על טמפרטורת העטרה החמה פי 200.^[25] הבעיה קשורה בעיקר לאופן שבו האנרגיה מועברת אל הקורונה ואז הופכת לחום בתוך כמה רדיוסים סולאריים.^[26]

הטמפרטורות הגבוהות דורשות אנרגיה להובלת פנים השמש לקורונה על ידי תהליכים לא תרמיים, מכיוון שה- החוק השני של התרמודינמיקה מונע זרימת חום ישירות מהפוטוספירה הסולארית (פני השטח), שנמצאת בערך 5800ק, לקורונה החמה בהרבה בערך 1 עד 3 ח"כ (חלקים מהקורונה יכולים להגיע אפילו 10ח"כ).

בין הפוטוספירה לקורונה, האזור הדק שדרכו עולה הטמפרטורה מכונה אזור מעבר. זה נע בין עשרות למאות קילומטרים בלבד. לא ניתן להעביר אנרגיה מהפוטוספירה הקרירה יותר לקורונה באמצעות העברת חום קונבנציונאלית מכיוון שהדבר יפר את החוק השני של התרמודינמיקה. אנלוגיה לכך תהיה נורה המעלה את טמפרטורת האוויר המקיף אותה למשהו גדול יותר ממשטח הזכוכית שלה. לפיכך, חייבת להיות מעורבת דרך אחרת של העברת אנרגיה בחימום הקורונה.

ניתן לחשב את כמות הכוח הנדרשת לחימום הקורונה הסולארית כהפרש בין הפסדי קרינה כליליים וחימום באמצעות הולכה תרמית לכיוון כרומוספירה דרך אזור המעבר. זה בערך קילוואט אחד לכל מטר מרובע של שטח פנים בכרומוספירה של השמש, או 1 /40000 מכמות אנרגיית האור הנמלטת מהשמש.

תיאוריות חימום אלמוגים רבות הוצעו,^[27] אך שתי תיאוריות נותרו כמועמדות הסבירות ביותר: חימום גל ו חיבור מחדש מגנטי (אוֹ ננופלארס ).^[28] במהלך רוב 50 השנים האחרונות, אף אחת מהתיאוריות לא הצליחה להסביר את הטמפרטורות העטריות הקיצוניות.

בשנת 2012, ברזולוציה גבוהה (<0.2 ″) צילום רנטגן רך הדמיה עם Imonal Coronal Imager על סיפון a נשמע רקטה חשף צמות פצועות בחוזקה בקורונה. ההשערה היא שחיבור מחדש ופירוק הצמות יכולים לשמש כמקורות ראשוניים לחימום של קורונה השמש הפעילה לטמפרטורות של עד 4 מיליון קלווין. מקור החום העיקרי בקורונה השקטה (כמיליון וחצי קלווין) מקורו גלי MHD.^[29]

ה נאס"א משימה פרקר שמש פרוב נועד להתקרב לשמש למרחק של כ- 9.5 רדיוס שמש כדי לחקור את חימום העטרה ואת מקור רוח השמש. הוא הושק בהצלחה ב- 12 באוגוסט 2018^[30] והשלים את כמה הראשונים מתוך למעלה מ -20 הגישות הקרובות המתוכננות לשמש.^[31]

תורת חימום הגלים

תיאוריית חימום הגלים, שהוצעה בשנת 1949 על ידי אברי שצמן, מציע שגלים יובילו אנרגיה מהפנים הסולאריות לכרומוספירה הסולארית ולקורונה. השמש עשויה פְּלַסמָה ולא גז רגיל, ולכן הוא תומך בכמה סוגים של גלים המקבילים ל גלי קול באוויר. סוגי הגלים החשובים ביותר הם גלים מגנטו-אקוסטיים ו אלפוון מנופף.^[32] גלים מגנטו-אקוסטיים הם גלי קול ששונו על ידי נוכחות של שדה מגנטי, וגלי אלפוון דומים ל בתדירות נמוכה במיוחד גלי רדיו ששונו על ידי אינטראקציה עם חוֹמֶר בפלזמה. שני סוגים של גלים יכולים להיות משוגרים על ידי המערבולת של פֵּרוּר ו גרנולציה סופר בפוטוספירה הסולארית, ושני סוגי הגלים יכולים לשאת אנרגיה למרחק כלשהו באטמוספירה הסולארית לפני שהם הופכים גלי הלם המפיצים את האנרגיה שלהם כחום.

בעיה אחת בחימום גלים היא העברת החום למקום המתאים. גלים מגנטו-אקוסטיים אינם יכולים לשאת אנרגיה מספקת כלפי מעלה דרך הכרומוספירה אל הקורונה, הן בגלל הלחץ הנמוך הקיים בכרומוספירה והן בגלל שהם נוטים להיות משתקף בחזרה לפוטוספירה. גלי אלפוון יכולים לשאת מספיק אנרגיה, אך אינם מפיצים את האנרגיה במהירות מספקת ברגע שהם נכנסים לקורונה. ידוע כי קשה להבין ולתאר גלים בפלזמות באופן אנליטי, אך סימולציות ממוחשבות, שבוצעו על ידי תומאס בוגדן ועמיתיו בשנת 2003, נראה כי גלים של אלפבן יכולים לעבור למצבי גל אחרים בבסיס העטרה, ומספקים מסלול שיכול לשאת כמויות גדולות של אנרגיה מהפוטוספירה דרך הכרומוספירה ואזור המעבר ולבסוף אל תוך הקורונה שם היא מפזרת אותה כחום.

בעיה נוספת בחימום הגלים הייתה העדר מוחלט, עד סוף שנות התשעים, של כל עדות ישירה לגלים המתפשטים דרך קורונה השמש. התצפית הישירה הראשונה על גלים המתפשטים אל תוך קורונאית השמש נעשתה בשנת 1997 עם מצפה שמש והליוספירה מצפה שמש שעבר חלל, הפלטפורמה הראשונה המסוגלת לצפות בשמש ב אולטרה סגול קיצוני (EUV) לפרקי זמן ארוכים עם יציבות פוטומטריה. אלה היו גלים מגנטו-אקוסטיים בתדירות של בערך 1 מיליהרץ (mHz, המקביל ל- a 1000שְׁנִיָה תקופת הגל), הנושאים רק כ -10% מהאנרגיה הנדרשת לחימום הקורונה. קיימות תצפיות רבות על תופעות גלים מקומיות, כמו גלי אלפוון שהופעלו על ידי התפרצויות שמש, אך אירועים אלה חולפים ואינם יכולים להסביר את חום העטרה האחיד.

עדיין לא ידוע כמה אנרגיית גל זמינה לחימום הקורונה. תוצאות שפורסמו בשנת 2004 תוך שימוש בנתונים מה- זֵכֶר נראה שחלליות מצביעות על כך שיש גלים באטמוספירת השמש בתדרים גבוהים כמו 100mHz (תקופה של 10 שניות). מדידות הטמפרטורה של שונות יונים ברוח השמש עם מכשיר ה- UVCS על סיפונה סוהו תן עדות עקיפה חזקה לכך שיש גלים בתדרים גבוהים כמו 200הרץ, היטב בטווח השמיעה האנושית. קשה מאוד לזהות גלים אלה בנסיבות רגילות, אך עדויות שנאספו במהלך ליקויי חמה על ידי צוותים מ מכללת וויליאמס להציע נוכחות של גלים כאלה ב 1–10הרץ טווח.

לאחרונה נמצאו תנועות אלפווניות באטמוספירה הסולארית התחתונה^[33][34] וגם בשמש השקטה, בחורי אלמוגים ובאזורים פעילים המשתמשים בתצפיות עם AIA על סיפונה מצפה הכוכבים לדינמיקה סולארית.^[35]לתנודות האלפווניות הללו יש כוח משמעותי, ונראה כי הן קשורות לתנודות האלפווניות הכרומוספריות שדווחו בעבר עם הינודה חלליות.^[36]

תצפיות רוח סולאריות עם רוּחַ בחלליות הוצגו לאחרונה עדויות התומכות בתיאוריות של פיזור אלוובן-ציקלוטרון, מה שמוביל לחימום יונים מקומי.^[37]

תורת חיבור מחדש מגנטי

מחייב אזור פעיל לפי מצפה הכוכבים לדינמיקה סולארית

ה חיבור מחדש מגנטי התיאוריה מסתמכת על השדה המגנטי הסולארי כדי לגרום לזרמים חשמליים בקורונה הסולארית.^[38] הזרמים מתמוטטים אז לפתע, ומשחררים אנרגיה כאנרגיית חום וגל בקורונה. תהליך זה נקרא "חיבור מחדש" בגלל האופן המוזר שבו שדות מגנטיים מתנהגים בפלזמה (או כל נוזל מוליך חשמלי כגון כַּספִּית אוֹ מי ים ). בפלזמה, קווי שדה מגנטיים בדרך כלל קשורים לחתיכות חומר בודדות, כך שה- טופולוגיה של השדה המגנטי נשאר זהה: אם צפון ודרום מסוים מוט מגנטי מחוברים בקו שדה יחיד, ואז גם אם מערבבים את הפלזמה או אם מגנטים מועברים סביב, קו השדה הזה ימשיך לחבר את הקטבים המסוימים האלה. החיבור נשמר על ידי זרמים חשמליים המושרים בפלזמה. בתנאים מסוימים, הזרמים החשמליים יכולים לקרוס, מה שמאפשר לשדה המגנטי "להתחבר מחדש" לקטבים מגנטיים אחרים ולשחרר בתהליך אנרגיית חום וגלים.

חיבור מגנטי מחדש ההשערה היא שהמנגנון שמאחורי התלקחויות השמש, הפיצוצים הגדולים ביותר במערכת השמש. יתר על כן, פני השמש מכוסים במיליוני אזורים קטנים ממוגנטים 50–1000ק"מ ברחבי. הקטבים המגנטיים הקטנים הללו נרתקים וגורמים על ידי הגרנולציה המתמדת. השדה המגנטי בקורונה הסולארית חייב לעבור חיבור כמעט מתמיד כמעט כדי להתאים לתנועה של "השטיח המגנטי" הזה, ולכן האנרגיה שמשחררת החיבור מחדש היא מועמדת טבעית לחום העטרה, אולי כסדרה של "מיקרו-התלקחויות" המספקות באופן אינדיבידואלי. מעט מאוד אנרגיה אך ביחד מהווים את האנרגיה הנדרשת.

הרעיון ש ננופלארס עשוי לחמם את הקורונה הוצע על ידי יוג'ין פארקר בשנות השמונים אך עדיין שנוי במחלוקת. באופן מיוחד, אוּלְטרָה סָגוֹל טלסקופים כגון זֵכֶר ו סוהו / EIT יכול לצפות במיקרו-התלקחויות בודדות כהבהרות קטנות באור אולטרה סגול קיצוני,^[39] אבל נראה שיש מעט מדי אירועים קטנים אלה כדי להסביר את האנרגיה המשתחררת לקורונה. The additional energy not accounted for could be made up by wave energy, or by gradual magnetic reconnection that releases energy more smoothly than micro-flares and therefore doesn't appear well in the זֵכֶר נתונים. Variations on the micro-flare hypothesis use other mechanisms to stress the magnetic field or to release the energy, and are a subject of active research in 2005.

Spicules (type II)

For decades, researchers believed חריצים could send heat into the corona. However, following observational research in the 1980s, it was found that spicule plasma did not reach coronal temperatures, and so the theory was discounted.

As per studies performed in 2010 at the המרכז הלאומי למחקר אווירה ב קולורדו, בשיתוף פעולה עם Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL) and the המכון לאסטרופיזיקה תיאורטית של ה אוניברסיטת אוסלו, a new class of spicules (TYPE II) discovered in 2007, which travel faster (up to 100 km/s) and have shorter lifespans, can account for the problem.^[40] These jets insert heated plasma into the Sun's outer atmosphere.

Thus, a much greater understanding of the Corona and improvement in the knowledge of the Sun's subtle influence on the Earth's upper atmosphere can be expected henceforth. The Atmospheric Imaging Assembly on NASA's recently launched Solar Dynamics Observatory and NASA's Focal Plane Package for the Solar Optical Telescope on the Japanese Hinode satellite which was used to test this hypothesis. The high spatial and temporal resolutions of the newer instruments reveal this coronal mass supply.

These observations reveal a one-to-one connection between plasma that is heated to millions of degrees and the spicules that insert this plasma into the corona.^[41]

ראה גם

הפניות

לקריאה נוספת

• Thorsten Dambeck: Seething Cauldron in the Suns's Furnace, MaxPlanckResearch, 2/2008, p. 28–33
• B. N. Dwivedi and A. K. Srivastava Coronal heating by Alfvén waves CURRENT 296 SCIENCE, VOL. 98, NO. 3, 10 FEBRUARY 2010, pp. 295–296

קישורים חיצוניים

• NASA description of the solar corona
• Coronal heating problem at Innovation Reports
• NASA/GSFC description of the coronal heating problem
• FAQ about coronal heating
• Solar and Heliospheric Observatory, including near-real-time images of the solar corona
• Coronal x-ray images from the Hinode XRT
• nasa.gov Astronomy Picture of the Day July 26, 2009 – a combination of thirty-three photographs of the Sun's corona that were digitally processed to highlight faint features of a total eclipse that occurred in March 2006
• הסבר מונפש על ליבת השמש (University of South Wales)
• Alfvén waves may heat the Sun's corona
• Solar Interface Region – Bart de Pontieu (SETI Talks) Video