Со́нячна коро́на — зовнішня частина атмосфери Сонця, яка відстежується до відстані майже в два радіуси Сонця від сонячної фотосфери. Сонячна плазма в цій частині має малу густину й розігрівається до температур у кілька мільйонів Кельвінів.
Висока температура корони зумовлює незвичайні спектральні характеристики, що змусило деяких дослідників 19-го сторіччя припустити наявність в ній раніше невідомого хімічного елемента — «коронію» (спектр корони спостерігається з 1869 року). Ці спектральні характеристики пізніше були пояснені наявністю високоіонізованих атомів заліза (Fe-XIV). , по кроках праці Гротріана (1939), вперше ідентифікував спектральні лінії корони у 1940 як переходи між низькими метастабільними рівнями базових конфігурацій високоіонізованих металів (зелена лінія заліза Fe-XIV довжиною 5303 Å та червона лінія заліза Fe-X — 6374 Å). Такі високі стадії іонізації означають температуру плазми понад 1 мільйон Кельвінів, що значно гарячіше температури поверхні Сонця.
Яскравість корони значно менша від яскравості поверхні Сонця та походить з трьох основних джерел, які всі займають один просторовий об'єм. K-корона (K від нім. kontinuierlich, «продовжувана») створена сонячним світлом, відбитим від вільних електронів; Доплерівське розширення відбитих фотосферичних ліній поглинання настільки сильно їх розширює, що повністю їх ховає, створюючи враження спектру без ліній поглинання. F-корона (F від Фраунгофер) створена сонячним світлом, відбитим від часточок пилу, і її можна спостерігати, бо її світло містить лінії поглинання Фраунгофера, які видимі у звичайному світлі; F-корона простягається до дуже високих кутів елонгації від Сонця, на яких вона отримала назву зодіакальне світло. E-корона (E від «емісія») є наслідком ліній спектральної емісії, які створюються іонами корональної плазми; її можна спостерігати у широких або заборонених або гарячих емісійних лініях, що є основним джерелом інформації про хімічний склад корони.
Історія
У 1724 році франко-італійський астроном Джакомо Ф. Маральді визнав, що аура, видима під час сонячного затемнення, належить Сонцю, а не Місяцю. У 1809 році іспанський астроном Хосе Хоакін де Феррер ввів термін "корона". Ґрунтуючись на власних спостереженнях сонячного затемнення 1806 року в Кіндерхуку (штат Нью-Йорк), де Феррер також припустив, що корона є частиною Сонця, а не Місяця. Англійський астроном Норман Лок'єр виявив у хромосфері Сонця перший невідомий на Землі елемент, який був названий гелієм (від грецького helios - сонце). Французький астроном Жуль Жансен, порівнявши свої спостереження між затемненнями 1871 і 1878 років, зауважив, що розмір і форма корони змінюються з циклом сонячних плям. У 1930 році Бернар Ліо винайшов "коронограф", який дозволяє спостерігати корону без повного затемнення. У 1952 році американський астроном Юджин Паркер припустив, що сонячна корона може нагріватися міріадами крихітних "наноспалахів" - мініатюрних сяйв, що нагадують сонячні спалахи, які виникають по всій поверхні Сонця.
Історичні теорії
Висока температура сонячної корони надає їй незвичайних спектральних особливостей, що змусило декого в 19 столітті припустити, що вона містить раніше невідомий елемент - "короній". Натомість ці спектральні особливості відтоді пояснюються високоіонізованим залізом (Fe-XIV, або Fe13+). Бенгт Едлен, наслідуючи роботу Вальтера Гротріана в 1939 році, вперше ідентифікував корональні спектральні лінії в 1940 році (спостерігаються з 1869 року) як переходи з низько розташованих метастабільних рівнів основної конфігурації високоіонізованих металів (зелена лінія Fe-XIV від Fe13+ при 5303Å, а також червона лінія Fe-X від Fe9+ при 6374Å).
Спостережувані компоненти
Сонячна корона має три визнаних і різних джерела світла, які займають однаковий об'єм: "F-корона" (для "фраунгоферівської"), "K-корона" (для "континуальної") і "E-корона" (для "емісійної"). "F-корона" названа на честь фраунгоферівського спектру ліній поглинання у звичайному сонячному світлі, які зберігаються при відбитті від невеликих матеріальних об'єктів. F-корона є слабкою поблизу самого Сонця, але лише поступово зменшує свою яскравість вдалині від нього, поширюючись далеко по небу і стаючи зодіакальним світлом. Вважається, що F-корона виникає з дрібних пилинок, що обертаються навколо Сонця; вони утворюють неміцну хмару, яка простягається через більшу частину Сонячної системи.
"К-корона" названа так за те, що її спектр є суцільним, без основних спектральних особливостей. Це сонячне світло, яке завдяки Томсоновському розсіюванню на вільних електронах у гарячій плазмі зовнішньої атмосфери Сонця. Континуальна природа спектра виникає через доплерівське розширення фраунгоферівських ліній поглинання Сонця в системі відліку (гарячих і, отже, швидко рухомих) електронів. Хоча К-корона - це явище електронів у плазмі, цей термін часто використовується для опису самої плазми (на відміну від пилу, який породжує F-корону).
"Е-корона" - це компонент корони зі спектром емісійної лінії, що знаходиться всередині або за межами діапазону довжин хвиль видимого світла. Це явище іонної складової плазми, оскільки окремі іони збуджуються при зіткненні з іншими іонами або електронами, або при поглинанні ультрафіолетового світла від Сонця.
Фізичні риси
Сонячна корона значно гарячіша (у 150—450 разів) за саме Сонце: середня температура фотосфери 5800 кельвінів, а температура корони — від одного до трьох мільйонів кельвінів. Щільність корони становить лише 10−12 щільності фотосфери, а її світність у видимому світлі становить лише одну мільйонну. Корона відділена від фотосфери відносно тонкою хромосферою. Точний механізм нагрівання корони є предметом суперечки, але ймовірні причини включають індукцію магнітним полем Сонця та магнітогідродинамічні хвилі знизу. Зовнішні хвилі сонячної корони постійно відносяться у космос відкритими магнітними потоками і утворюють сонячний вітер.
Корона не завжди рівно розподілена по поверхні Сонця. Під час тихих періодів корона переважно обмежена екваторіальними регіонами Сонця, а корональні діри покривають полярні регіони. А під час активного періоду Сонця корона рівно розподілена екваторіальними і полярними регіонами, хоча найбільш на територіях з сонячними плямами. Цикли сонячної активності тривають приблизно 11 років, від одного сонячного мінімуму до іншого. Оскільки сонячне магнітне поле постійно закручується через швидше обертання маси на екваторі (диференційне обертання), активність сонячних плям буде більш сильною у сонячному максимумі, коли магнітне поле більш закручене. З сонячними плямами асоціюються і корональні петлі, петлі магнітних потоків, які піднімаються зсередини Сонця. Магнітний потік відштовхує більш гарячу фотосферу, оголюючи холоднішу плазму нижче, що і створює відносно темніші сонячні плями.
З часу, яка супутник Skylab 1973 року вперше сфотографував корону на високій роздільній здатності у рентгенівському діапазоні, що було потім доповнено та іншими, відомо, що структура корони різноманітна та складна. Астрономи зазвичай виділять декілька регіонів:
- активні регіони: корональні петлі, масштабні структури, зв'язки між активними регіонами, яскраві точки, пустоти філаментів;
- корональні діри.
Активні регіони
Активні регіони — це набори петльових структур, які поєднують точки з різними магнітними полюсами у фотосфері, так звані корональні петлі. Вони переважно поширені у двох активних зонах, паралельних сонячному екватору. Середня температура регіонів перебуває між двома та чотирма мільйонами кельвінів, а щільність — від 109 до 1010 часточок на см³.
Активні регіони включають всі феномени, які прямо пов'язуються з магнітним полем і відбуваються на різних висотах над поверхнею Сонця: сонячні плями і сонячні факели, що виникають у фотосфері, спікули, філаменти та флокули у хромосфері, протуберанці у хромосфері та перехідному регіоні, та спалахи і корональні викиди маси у короні та хромосфері. Якщо спалахи надзвичайно сильні, вони також можуть торкнутися фотосфери і викликати хвилю Мортона. Натомість тихі протуберанці — це великі, холодні щільні структури, які спостерігаються як темні, «зміїні» Hα-стрічки (схожі на філаменти) на сонячному диску. Їх температура бл.5000–8000 K, і тому вони зазвичай вважаються рисами хромосфери.
У 2013 році на зображеннях з
виявили раніше не бачені «магнітні коси» плазми всередині зовнішніх шарів цих активних регіонів.Корональні петлі
Корональні петлі є базовими структурами магнітної сонячної корони. Вони ж закритими магнітними потоками і «кузенами» відкритих магнітних потоків, які можна побачити у корональних дірах полярних регіонів і в сонячному вітрі. Петлі магнітних потоків піднімаються зсередини Сонця і заповнюються гарячою сонячною плазмою. Завдяки підвищеній магнітній активності у регіонах корональних петель, вони часто є передумовами сонячних спалахів і корональних викидів маси.
Сонячна плазма, яка харчує ці структури, нагрівається від менше 6000 K до понад 106 K на шляху від фотосфери через перехідний регіон до корони. Часто плазма надходить у петлі з одного кінця (ніжки петлі) та витікає через інший (сифонний потік внаслідок різниці у тиску або асиметричний потік внаслідок якогось іншого фактора).
Коли плазма піднімається з одного кінця на пік петлі, що завжди відбувається на початковій фазі маленького спалаху, це визначається як хромосферичне випаровування, а коли вона швидко охолоджується і падає назад у фотосферу — це хромосферична конденсація. Однак потік може підніматися з обох ніжок петлі симетрично, що спричиняє накопичення маси у структурі петлі. Внаслідок термальної нестабільності плазма може швидко охолоджуватись у цьому регіоні, що видно як філаменти (тріщини) на диску Сонця або протуберанці на фоні края сонячного диска.
Період існування корональних петель може тривати секунди (при спалахах), хвилини, години чи дні. Якщо існує баланс між джерелами та зануренням енергії петлі, вона може довго існувати і відома як стаціонарні або тихі корональні петлі. (приклад).
Корональні петлі є важливими для розуміння поточної проблеми нагрівання корони. Вони є джерелами сильного випромінення плазми і тому їх легко спостерігати астрономічними інструментами, такими як TRACE. Проблема є невирішеною, оскільки ці структури спостерігаються лише з відстані і присутні багато невизначеностей (наприклад, внесок випромінення вздовж лінії прямої видимості). Отримання остаточної відповіді потребуватиме вимірів in situ, але через високу температуру плазми корони на поточний час такі виміри неможливі. Наступна місія НАСА, Solar Probe Plus, наблизиться до Сонця досить близько, що дозволить більш прямі спостереження.
Масштабні структури
Масштабні структури — це дуже довгі арки, які можуть покривати до чверті сонячного диска, але містять менш щільну плазму, ніж корональні петлі активних регіонів.
Їх вперше зафіксували при спостереженні спалаху на Сонці 8 червня 1968 року ракетним зондом.
Масштабні структури корони змінюються протягом 11-річного циклу сонячної активності та стають особливо простими під час сонячного мінімуму, коли магнітне поле Сонця майже схоже на біполярну конфігурацію (плюс квадрупольний компонент).
Зв'язки між активними регіонами
Зв'язки між активними регіонами — це арки, які поєднують зони протилежних за знаком магнітних полів різних активних регіонів. Після спалахів спостерігаються значні варіації цих структур.
Одним з видів таких зв'язків є хелметові потоки — великі, схожі на ковпак, корональні структури з довгими вузькими вершинами, які зазвичай покривають сонячні плями та активні регіони. Корональні потоки вважаються джерелом повільного сонячного вітру.
Пустоти філаментів
Пустоти філаментів (англ. Filament cavities) — це зони, які виглядають темними у рентгенівських хвилях та розташовані над регіонами, де у хромосфері спостерігаються -філаменти (волосинки). Їх вперше спостерігали у 1970 році під час польотів двох ракетних зондів, які також виявили корональні діри.
Пустоти філаментів є холодніші газові (плазмові) хмари, підвішені над поверхнею Сонця магнітними силами. Ділянки інтенсивного магнітного поля виглядають на зображеннях темними оскільки в них не має гарячої плазми. Для стану рівноваги сума та тиску плазми має бути постійною по всій геліосфері, і там де магнітне поле є сильнішим, плазма повинна бути холоднішою або менш щільною. Тиск плазми може бути розрахований рівнянням стану ідеального газу , де — щільність кількості часточок, — стала Больцмана, а — температура плазми. З рівняння видно, що тиск плазми знижується при зниженні її температури відносно оточуючих регіонів або коли зона сильного магнітного поля очищається. Той самий фізичний ефект робить сонячні плями темними у фотосфері.
Яскраві точки
Яскраві точки — це малі активні регіони на сонячному диску. Точки, яскраві на рентгенівських хвилях, були вперше виявлені 8 квітня 1969 року під час польоту інструментів на ракеті.
Доля поверхні Сонця, вкритої яскравими точками, змінюється з циклом сонячної активності. Їх пов'язують з малими біполярними регіонами магнітного поля. Їх середня температура становить від 1,1x106 K до 3,4x106 K, а зміни у температурі часто корелюють зі змінами у рентгенівському випромінюванні.
Корональні діри
Корональні діри — полярні регіони, які виглядають темними у рентгенівських хвилях, оскільки вони не випромінюють багато радіації. Це широкі ділянки поверхні Сонця, де магнітне поле однополярне і відривається у міжпланетний простір. Високошвидкісний сонячний вітер виникає переважно з цих ділянок.
На знімках корональних дір в ультрафіолеті часто можна побачити підвішені у сонячному вітрі маленькі структури, схожі на витягнуті бульбашки; це корональні плюми, а точніше витягнуті тонкі потоки, які простягаються з північного і південного полюсів Сонця.
Тихе Сонце
Регіони Сонця, які не є частиною активних регіонів або корональних дір, зазвичай називають тихим Сонцем.
Екваторіальний регіон має вищу швидкість обертання, ніж полярні зони. Результатом диференційного обертання Сонця є те, що активні регіони завжди виникають у двох стрічках, паралельних екватору, їх поширення зростає під час періоду максимуму сонячного циклу, а у сонячний мінімум вони майже зникають. Тому тихе Сонце завжди збігається є екваторіальною зоною, а її поверхня менш активна під час максимуму сонячного циклу. З наближенням до сонячного мінімуму, поширення тихого Сонця зростає аж поки воно не покриває всю поверхню сонячного диску за виключенням деяких яскравих точок півкулі та полюсів, де існують корональні діри.
Походження
Цей розділ потребує доповнення. (січень 2016) |
Активність
Активність сильна.
Корональна подія | Типова тривалість | Типовий розмір (Mm) |
---|---|---|
Сонячний спалах в активному регіоні | від 10 до 10 000 секунд | 10–100 |
Рентгенівська яскрава точка | хвилини | 1–10 |
Спалах (корональні викиди маси) у масштабних структурах | від хвилин до годин | ~100 |
Спалах (корональні викиди маси) у з'єднувальних арках | від хвилин до годин | ~100 |
Тихе Сонце | від годин до місяців | 100 — 1 000 |
Корональна діра | декілька обертань | 100 –1 000 |
Цей розділ потребує доповнення. (січень 2016) |
Спостереження
Цей розділ потребує доповнення. (січень 2016) |
Проблема нагрівання корони
У фізиці Сонця проблема нагрівання корони стосується питання: «Чому температура сонячної корони на мільйони кельвінів вища за температуру поверхні?». Між короною та фотосферою лежить тонкий перехідний регіон, в якому відбувається зростання температури. Його товщина — від десятків до сотень кілометрів. Високі температури вимагають, щоб енергія передавалась зсередини Сонця до корони нетермальними процесами, оскільки Друге начало (закон) термодинаміки не дозволяє прямий потік тепла від сонячної фотосфери з температурою бл.5800 К до корони з температурою 1-3 мільйони К (а деякі частини корони досягають 10 млн. К).
Кількість енергії, яка потрібна для нагрівання сонячної корони, розраховується як різниця між корональними радіаційними втратами та нагрівання теплопровідністю в напрямку хромосфери через перехідний регіон і становить бл. 1 кВт/м² поверхні хромосфери Сонця або 1/40000 кількості світлової енергії, яка тікає з Сонця.
Було запропоновано багато теорій нагрівання, але найбільш ймовірними лишаються два пояснення: хвильове нагрівання та магнітне перез'єднання (або ) . Останні 50 років ні та, ні друга теорія не змогла повністю пояснити екстремальні температури корони.
Місія НАСА Solar Probe + повинна наблизитись до Сонця на відстань приблизно 9,5 його радіусів та дослідити корональне нагрівання та джерела сонячного вітру.
У 2012 році м'яких рентгенівських променях, яким було виявлено тісно переплетені «коси» у короні. Припускається, що перез'єднання та «розплутування» цих «кіс» можуть бути первинними джерелами нагрівання активної сонячної корони до 4 мільйонів кельвінів. Основним джерелом нагрівання у тихій короні (бл. 1,5 мільйонів кельвінів) припускають магнітогідродинамічні хвилі.
здійснив фотографування корони високої роздільної здатності (<0.2″) наМодель нагрівання | ||
---|---|---|
Гідродинамічна | Магнітна | |
| DC (перез'єднання) | AC (хвилі) |
|
| |
Конкуруючі теорії |
Теорія хвильового нагрівання
Теорія хвильового нагрівання, запропонована 1949 року , передбачає, що хвилі несуть енергію зсередини Сонця до його хромосфери та корони. Сонце утворене не зі звичайного газу, а з плазми, тому воно підтримує декілька типів хвиль, аналогічних до звукових хвиль у повітрі. Найважливішими типами цих хвиль є та альвенівські хвилі. Магнітозвукові хвилі — це звукові хвилі, модифіковані присутністю магнітного поля, а альвенівські хвилі схожі на радіохвилі дуже низької частоти, які були модифіковані взаємодією з матерією у плазмі. Обидва типи хвиль можуть породжуватись турбулентністю грануляції та супергрануляції у сонячній фотосфері і обидва вони можуть переносити енергію на певну відстань через атмосферу сонця до перетворення на ударні хвилі, що скидають свою енергію як тепло.
Одна з проблем з цією теорією хвильового нагрівання — доставка енергії у правильне місце. Магнітозвукові хвилі не можуть переносити достатньо енергії через хромосферу вгору до корони тому, що у хромосфері існує низький тиск, і тому, що вони переважно відбиваються назад у фотосферу. Альвенівські хвилі можуть переносити достатньо енергії, але не скидають її досить швидко при потраплянні у корону. Поведінку хвиль у плазмі надзвичайно важко зрозуміти та описати аналітично, але комп'ютерні симуляції, проведені Томасом Богданом з коллегами 2003 року, показали, що альвенівські хвилі ймовірно можуть переходити в інші режими в основі корони, що створює шлях для переносу великих кількостей енергії з фотосфери через хромосферу та транзитний регіон у корону, де енергія перетворюється у тепло.
Іншою проблемою теорії хвильового нагрівання була повні відсутність до кінця 1990-х будь-яких прямих доказів поширення хвиль у сонячній короні. Перше пряме спостереження поширення хвиль по короні було зроблено 1997 року космічною обсерваторією SOHO, першим інструментом, який здатний спостерігати Сонце на крайніх ультрафіолетових хвилях тривалий період часу зі стабільною фотометрією. Зокрема спостерігались магнітозвукові хвилі частотою близько 1 міллігерца, які переносять лише 10 % енергії, потрібної для нагрівання корони. Існують також спостереження локалізованих хвильових явищ, наприклад створення альвенівських хвиль сонячними спалахами, але ці події є непостійними і не можуть пояснити загальну температуру корони.
Досі точно не відомо, які кількість енергії доступна для нагрівання корони. Надруковані 2004 року дослідження з використанням даних космічного апарату TRACE вказують на наявність у сонячній атмосфері хвиль з частотою до 100 міллігерц, а виміри температури різних іонів сонячного вітру інструментом на борту SOHO дають вагомі непрямі докази існування хвиль частотами до 200 Герц, що вже перебуває в межах діапазону слуху людини. Хоча звичайних умовах їх дуже важко зафіксувати, але команди з Вільямського коледжу (англ. Williams College), США, зібрали певні докази існування хвиль у діапазоні 1–10 Герц під час сонячних затемнень.
Нещодавно альвенівські рухи були виявлені у нижній частині сонячної атмосфери та в зоні тихого Сонця, у корональних дірах і активних регіонах за допомогою інструментів Solar Dynamics Observatory. Ці альвенівські осциляції мають значну силу та здаються пов'язаними з хромосферними альвенівськими осциляціями, раніше поміченими апаратом Hinode.
Спостереження сонячного вітру апаратом нещодавно надали докази на підтримку теорій, що альвенівсько-циклотронне розсіювання веде до локального нагрівання іонів.
Теорія магнітного перез'єднання
Теорія магнітного перез'єднання передбачає, що сонячне магнітне поле створює електричні струми у сонячній короні, які потім раптово колапсують, вивільняючи енергію як тепло та енергію хвиль у короні. Цей процес має назву «перез'єднання» через особливе поводження магнітних полів у плазмі (або у будь-якій електропровідній рідині, наприклад у ртуті чи морській воді). У плазмі лінії магнітного поля зазвичай зв'язані з окремими елементами матерії таким чином, що топологія магнітного поля лишається незмінною: якщо певні північний та південний магнітні полюси з'єднані окремою лінією поля, то навіть якщо плазма перемішується або магніти переміщуються, ця лінія поля продовжуватиме з'єднувати ці два конкретні полюси. Зв'язок підтримується електричними струмами, які індукуються в плазмі. За певних умов електричні струми можуть колапсувати, що спричиняє «перез'єднання» магнітного поля до інших магнітних полюсів та вивільняє тепло та енергію хвиль у процесі.
Вчені припускають, що магнітне перез'єднання може бути механізмом утворення сонячних спалахів, найбільших вибухів у нашій Сонячній системі. Більш того, поверхня Сонця покрита мільйонами невеликих намагнічених ділянок шириною 50–1 000 км. Ці маленькі магнітні полюси оточені постійною грануляцією. Магнітне поле сонячної корони має постійно перез'єднуватись, щоб відповідати руху цього «магнітного килима». Енергія, яка вивільняється при перез'єднанні є вірогідним кандидатом на корональний нагрів, можливо внаслідок серії наноспалахів, кожен з яких вивільняє мало енергії, але за рахунок кількості сумарна енергія є великою.
Ідею наноспалахів, які нагрівають корону, запропонував Юджин Паркер у 1980-ті роки, але вона досі лишається контроверсійною: ультрафіолетові телескопи, такі як TRACE та SOHO/EIT спостерігають окремі наноспалахи які невелике зростання яскравості у крайньому ультрафіолеті, але таких спалахів не спостерігається достатньо для пояснення всієї енергії, яка потрапляє у корону. Неврахована енергія може пояснюватись енергією хвиль або поступовим магнітним перез'єднанням, яке вивільняє енергію більш згладжено, ніж наноспалахи, а тому погано виявляється у даних TRACE. Варіації гіпотези наноспалахів використовують інші механізми стресу магнітного поля чи вивільнення енергії і є предметом активних досліджень з 2005 р.
Спікули (тип II)
Багато років науковці вважали, що спікули надсилають тепло у корону, але після спостережних досліджень у 1980-ті виявилось, що плазму спікул не досягає корональних температур, і ця теорія була відкинута.
У 2007 році був відкритий новий клас спікул (тип II), які мають вищу швидкість (до 100 км/с) та коротшу тривалість існування. Результати досліджень 2010 року, проведених Національним центром атмосферних досліджень в Колорадо спільно з Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory та Інститутом теоретичної астрофізики Університету Осло, показали, що ці джети викидають розігріту плазму у верхні шари атмосфери Сонця та можуть пояснить проблему нагрівання.
Для тестування гіпотези були використані інструменти нещодавно запущеної НАСА «Solar Dynamics Observatory» та «Solar Optical Telescope» на японському супутнику «Hinode». Отримані цими інструментами детальні просторові та температурні дані підтверджують, що ці спікули поставляють масу у корону та виявили зв'язок між надгарячою плазмою корони та цими поставками маси спікулами.
Зоряні корони
Корони притаманні зорям «холодної» половини діаграми Герцшпрунга-Рассела. Їх можна спостерігати за допомогою рентгенівських телескопів. Деякі зоряні корони, особливо у молодих зір, значно яскравіші за сонячну. Наприклад, є прототипом змінних зір типу FK Com, гігантів спектральних класів типу G та K з незвичайно швидким обертанням та ознаками надзвичайної активності. Їх рентгенівські корони є одними з найяскравіших (Lx ≥ 1032 ерг·с−1 або 1025W) та найгарячіших відомих корон з температурами до 40 мільйонів кельвінів.
Астрономічні спостереження, виконані за допомогою HEAO-2 Джузеппе Вайяна з колегами, показали, що зорі спектральних класів F, G, K та M мають хромосфери та часто корони, схожі на сонячні. Зорі класів O-B, які не мають зон поверхневої конвекції, мають сильне рентгенівське випромінення, але не мають корон. Натомість їх зовнішні оболонки випромінюють на рентгенівських хвилях під час струсів у швидкісних газових пухирях внаслідок температурної нестабільності. Зорі класу A також не мають зон конвекції, але вони не випромінюють на ультрафіолетових та рентгенівських хвилях; вважається, що вони не мають ні хромосфер, ні корон.
Див. також
Примітки
- Aschwanden, M. J. (2004). Physics of the Solar Corona. An Introduction. Praxis Publishing. ISBN .
- Corfield, Richard (2007). Lives of the Planets. Basic Books. ISBN .
- . New York. ISBN .
{{}}
: Пропущений або порожній|title=
() - de Ferrer, José Joaquín (1809). Observations of the eclipse of the sun June 16th 1806 made at Kinderhook in the State of New York. Transactions of the American Philosophical Society. 6: 264—275. doi:10.2307/1004801. JSTOR 1004801.
- Espenak, Fred. Chronology of Discoveries about the Sun. Mr. Eclipse. оригіналу за 19 October 2020. Процитовано 6 November 2020.
- Aschwanden, Markus J. (2005). Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions. Chichester, UK: Praxis Publishing. ISBN .
- Golub & Pasachoff (1997). "The Solar Corona", Cambridge University Press (London), , p. 4
- Landi, Enrico; Gibson, Sarah E.; Tomczyk, Steven; Burkepile, Joan; de Toma, Giuliana; Zhang, Jie; Schad, Tom; Kucera, Therese A.; Reeves, Katharine K. (2022). Coronal spectral diagnostics: The coronal solar magnetism observatory (COSMO). Frontiers in Astronomy and Space Sciences. Т. 9. doi:10.3389/fspas.2022.1059716/full. ISSN 2296-987X. Процитовано 1 лютого 2024.
{{}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом () - Vaiana, G. S.; Krieger, A. S.; Timothy, A. F. (1973). Identification and analysis of structures in the corona from X-ray photography. Solar Physics. 32: 81—116. Bibcode:1973SoPh...32...81V. doi:10.1007/BF00152731.
- Vaiana, G.S.; Tucker, W.H (1974). Solar X-Ray Emission in "X-Ray Astronomy" ed. by R. Giacconi and H. Gunsky: 169.
- Vaiana, G S; Rosner, R (1978). Recent advances in Coronae Physics. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 16: 393—428. Bibcode:1978ARA&A..16..393V. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.002141.
- Gibson, E. G. (1973). The Quiet Sun. National Aeronautics and Space Administration, Washington, D.C.
- http://www.space.com/19400-sun-corona-secrets-suborbital-telescope.html
- Katsukawa, Yukio; Tsuneta, Saku (2005). Magnetic Properties at Footpoints of Hot and Cool Loops. The Astrophysical Journal. 621: 498—511. Bibcode:2005ApJ...621..498K. doi:10.1086/427488.
- Betta, Rita; Orlando, Salvatore; Peres, Giovanni; Serio, Salvatore (1999). On the Stability of Siphon Flows in Coronal Loops. Space Science Reviews. 87: 133—136. Bibcode:1999SSRv...87..133B. doi:10.1023/A:1005182503751.
- Giacconi, Riccardo (1992). G.S. Vaiana memorial lecture in Proceedinds of Physics of Solar and Stellar Coronae: G.S. Vaiana Memorial Symposium, ed. by J. F. Linsky and S.Serio. Kluwer Academic Publishers-Printed in the Netherlands. с. 3—19. ISBN .
- Ofman, Leon (2000). Source regions of the slow solar wind in coronal streamers. Geophysical Research Letters. 27 (18): 2885—2888. Bibcode:2000GeoRL..27.2885O. doi:10.1029/2000GL000097.
- Kariyappa, R.; Deluca, E. E.; Saar, S. H.; Golub, L.; Damé, L.; Pevtsov, A. A.; Varghese, B. A.; Deluca; Saar; Golub; Damé; Pevtsov; Varghese (2011). Temperature variability in X-ray bright points observed with Hinode/XRT. Astronomy & Astrophysics. 526: A78. Bibcode:2011A&A...526A..78K. doi:10.1051/0004-6361/201014878.
- Ito, Hiroaki; Tsuneta, Saku; Shiota, Daikou; Tokumaru, Munetoshi; Fujiki, Ken'Ichi (2010). Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun?. The Astrophysical Journal. 719: 131—142. arXiv:1005.3667. Bibcode:2010ApJ...719..131I. doi:10.1088/0004-637X/719/1/131.
- Del Zanna, G.; Bromage, B. J. I.; Mason, H. E. (2003). Spectroscopic characteristics of polar plumes. Astronomy & Astrophysics. 398 (2): 743—761. Bibcode:2003A&A...398..743D. doi:10.1051/0004-6361:20021628.
- Ulmshneider, Peter (1997). Heating of Chromospheres and Coronae in Space Solar Physics, Proceedings, Orsay, France, edited by J.C. Vial, K. Bocchialini and P. Boumier. Springer. с. 77–106. ISBN .
- Malara, F.; Velli, M. (2001). Observations and Models of Coronal Heating in Recent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere: Highlights from SOHO and Other Space Missions, Proceedings of IAU Symposium 203, edited by Pål Brekke, Bernhard Fleck, and Joseph B. Gurman. Astronomical Society of the Pacific. с. 456—466. ISBN .
- Cirtain, J. W.; Golub, L.; Winebarger, A. R.; De Pontieu, B.; Kobayashi, K.; Moore, R. L.; Walsh, R. W.; Korreck, K. E.; Weber, M.; McCauley, P.; Title, A.; Kuzin, S.; Deforest, C. E. (2013). Energy release in the solar corona from spatially resolved magnetic braids. Nature. 493 (7433): 501—503. Bibcode:2013Natur.493..501C. doi:10.1038/nature11772. PMID 23344359.
- Alfvén, Hannes (1947). Magneto hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona. MNRAS. 107: 211—219. Bibcode:1947MNRAS.107..211A. doi:10.1093/mnras/107.2.211.
- Alfven Waves – Our Sun Is Doing The Magnetic Twist. read on Jan 6 2011.
- Jess, DB; Mathioudakis, M; Erdélyi, R; Crockett, PJ; Keenan, FP; Christian, DJ (2009). Alfvén Waves in the Lower Solar Atmosphere. Science. 323 (5921): 1582—1585. arXiv:0903.3546. Bibcode:2009Sci...323.1582J. doi:10.1126/science.1168680. PMID 19299614.
- McIntosh, S. W.; de Pontieu, B.; Carlsson, M.; Hansteen, V. H.; The Sdo/Aia Mission Team (2010). Ubiquitous Alfvenic Motions in Quiet Sun, Coronal Hole and Active Region Corona. American Geophysical Union, Fall Meeting 2010. abstract #SH14A-01.
- Sun's Magnetic Secret Revealed. read on Jan 6 2011.
- Kasper, J.C. та ін. (December 2008). Hot Solar-Wind Helium: Direct Evidence for Local Heating by Alfven-Cyclotron Dissipation. Phys. Rev. Lett. 101 (26): 261103. Bibcode:2008PhRvL.101z1103K. doi:10.1103/PhysRevLett.101.261103. PMID 19113766.
- Priest, Eric (1982). Solar Magneto-hydrodynamics. D.Reidel Publishing Company, Dordrecht, Holland. ISBN .
- Patsourakos, S.; Vial, J.-C. (2002). Intermittent behavior in the transition region and the low corona of the quiet Sun. Astronomy and Astrophysics. 385 (3): 1073—1077. Bibcode:2002A&A...385.1073P. doi:10.1051/0004-6361:20020151.
- Mystery of Sun's hot outer atmosphere 'solved' – Rediff.com News. Rediff.com. 7 січня 2011. Процитовано 21 травня 2012.
- De Pontieu, B; McIntosh, SW; Carlsson, M; Hansteen, VH; Tarbell, TD; Boerner, P; Martinez-Sykora, J; Schrijver, CJ; Title, AM (2011). The Origins of Hot Plasma in the Solar Corona. Science. 331 (6013): 55—58. Bibcode:2011Sci...331...55D. doi:10.1126/science.1197738. PMID 21212351.
- Güdel M (2004). (PDF). The Astronomy and Astrophysics Review. 12 (2–3): 71—237. arXiv:astro-ph/0406661. Bibcode:2004A&ARv..12...71G. doi:10.1007/s00159-004-0023-2. Архів оригіналу (PDF) за 11 серпня 2011. Процитовано 3 березня 2017.
- Vaiana, G.S. та ін. (1981). Results from an extensive Einstein stellar survey. The Astrophysical Journal. 245: 163. Bibcode:1981ApJ...245..163V. doi:10.1086/158797.
Посилання
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Сонячна корона |
- Зображення сонячної корони в базі даних SOHO. (англ.)
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
So nyachna koro na zovnishnya chastina atmosferi Soncya yaka vidstezhuyetsya do vidstani majzhe v dva radiusi Soncya vid sonyachnoyi fotosferi Sonyachna plazma v cij chastini maye malu gustinu j rozigrivayetsya do temperatur u kilka miljoniv Kelviniv Pid chas povnogo sonyachnogo zatemnennya sonyachnu koronu mozhna pobachiti neozbroyenim okom Visoka temperatura koroni zumovlyuye nezvichajni spektralni harakteristiki sho zmusilo deyakih doslidnikiv 19 go storichchya pripustiti nayavnist v nij ranishe nevidomogo himichnogo elementa koroniyu spektr koroni sposterigayetsya z 1869 roku Ci spektralni harakteristiki piznishe buli poyasneni nayavnistyu visokoionizovanih atomiv zaliza Fe XIV po krokah praci Grotriana 1939 vpershe identifikuvav spektralni liniyi koroni u 1940 yak perehodi mizh nizkimi metastabilnimi rivnyami bazovih konfiguracij visokoionizovanih metaliv zelena liniya zaliza Fe XIV dovzhinoyu 5303 A ta chervona liniya zaliza Fe X 6374 A Taki visoki stadiyi ionizaciyi oznachayut temperaturu plazmi ponad 1 miljon Kelviniv sho znachno garyachishe temperaturi poverhni Soncya Yaskravist koroni znachno mensha vid yaskravosti poverhni Soncya ta pohodit z troh osnovnih dzherel yaki vsi zajmayut odin prostorovij ob yem K korona K vid nim kontinuierlich prodovzhuvana stvorena sonyachnim svitlom vidbitim vid vilnih elektroniv Doplerivske rozshirennya vidbitih fotosferichnih linij poglinannya nastilki silno yih rozshiryuye sho povnistyu yih hovaye stvoryuyuchi vrazhennya spektru bez linij poglinannya F korona F vid Fraungofer stvorena sonyachnim svitlom vidbitim vid chastochok pilu i yiyi mozhna sposterigati bo yiyi svitlo mistit liniyi poglinannya Fraungofera yaki vidimi u zvichajnomu svitli F korona prostyagayetsya do duzhe visokih kutiv elongaciyi vid Soncya na yakih vona otrimala nazvu zodiakalne svitlo E korona E vid emisiya ye naslidkom linij spektralnoyi emisiyi yaki stvoryuyutsya ionami koronalnoyi plazmi yiyi mozhna sposterigati u shirokih abo zaboronenih abo garyachih emisijnih liniyah sho ye osnovnim dzherelom informaciyi pro himichnij sklad koroni IstoriyaKorona namalovana pid chas v Kinderguku Nyu Jork U 1724 roci franko italijskij astronom Dzhakomo F Maraldi viznav sho aura vidima pid chas sonyachnogo zatemnennya nalezhit Soncyu a ne Misyacyu U 1809 roci ispanskij astronom Hose Hoakin de Ferrer vviv termin korona Gruntuyuchis na vlasnih sposterezhennyah sonyachnogo zatemnennya 1806 roku v Kinderhuku shtat Nyu Jork de Ferrer takozh pripustiv sho korona ye chastinoyu Soncya a ne Misyacya Anglijskij astronom Norman Lok yer viyaviv u hromosferi Soncya pershij nevidomij na Zemli element yakij buv nazvanij geliyem vid greckogo helios sonce Francuzkij astronom Zhul Zhansen porivnyavshi svoyi sposterezhennya mizh zatemnennyami 1871 i 1878 rokiv zauvazhiv sho rozmir i forma koroni zminyuyutsya z ciklom sonyachnih plyam U 1930 roci Bernar Lio vinajshov koronograf yakij dozvolyaye sposterigati koronu bez povnogo zatemnennya U 1952 roci amerikanskij astronom Yudzhin Parker pripustiv sho sonyachna korona mozhe nagrivatisya miriadami krihitnih nanospalahiv miniatyurnih syajv sho nagaduyut sonyachni spalahi yaki vinikayut po vsij poverhni Soncya Istorichni teoriyiVisoka temperatura sonyachnoyi koroni nadaye yij nezvichajnih spektralnih osoblivostej sho zmusilo dekogo v 19 stolitti pripustiti sho vona mistit ranishe nevidomij element koronij Natomist ci spektralni osoblivosti vidtodi poyasnyuyutsya visokoionizovanim zalizom Fe XIV abo Fe13 Bengt Edlen nasliduyuchi robotu Valtera Grotriana v 1939 roci vpershe identifikuvav koronalni spektralni liniyi v 1940 roci sposterigayutsya z 1869 roku yak perehodi z nizko roztashovanih metastabilnih rivniv osnovnoyi konfiguraciyi visokoionizovanih metaliv zelena liniya Fe XIV vid Fe13 pri 5303A a takozh chervona liniya Fe X vid Fe9 pri 6374A Sposterezhuvani komponentiSonyachna korona maye tri viznanih i riznih dzherela svitla yaki zajmayut odnakovij ob yem F korona dlya fraungoferivskoyi K korona dlya kontinualnoyi i E korona dlya emisijnoyi F korona nazvana na chest fraungoferivskogo spektru linij poglinannya u zvichajnomu sonyachnomu svitli yaki zberigayutsya pri vidbitti vid nevelikih materialnih ob yektiv F korona ye slabkoyu poblizu samogo Soncya ale lishe postupovo zmenshuye svoyu yaskravist vdalini vid nogo poshiryuyuchis daleko po nebu i stayuchi zodiakalnim svitlom Vvazhayetsya sho F korona vinikaye z dribnih pilinok sho obertayutsya navkolo Soncya voni utvoryuyut nemicnu hmaru yaka prostyagayetsya cherez bilshu chastinu Sonyachnoyi sistemi K korona nazvana tak za te sho yiyi spektr ye sucilnim bez osnovnih spektralnih osoblivostej Ce sonyachne svitlo yake zavdyaki Tomsonovskomu rozsiyuvannyu na vilnih elektronah u garyachij plazmi zovnishnoyi atmosferi Soncya Kontinualna priroda spektra vinikaye cherez doplerivske rozshirennya fraungoferivskih linij poglinannya Soncya v sistemi vidliku garyachih i otzhe shvidko ruhomih elektroniv Hocha K korona ce yavishe elektroniv u plazmi cej termin chasto vikoristovuyetsya dlya opisu samoyi plazmi na vidminu vid pilu yakij porodzhuye F koronu E korona ce komponent koroni zi spektrom emisijnoyi liniyi sho znahoditsya vseredini abo za mezhami diapazonu dovzhin hvil vidimogo svitla Ce yavishe ionnoyi skladovoyi plazmi oskilki okremi ioni zbudzhuyutsya pri zitknenni z inshimi ionami abo elektronami abo pri poglinanni ultrafioletovogo svitla vid Soncya Fizichni risiMalyunok yakij demonstruye konfiguraciyu sonyachnih magnitnih potokiv vid chas sonyachnogo ciklu Sonyachna korona znachno garyachisha u 150 450 raziv za same Sonce serednya temperatura fotosferi 5800 kelviniv a temperatura koroni vid odnogo do troh miljoniv kelviniv Shilnist koroni stanovit lishe 10 12 shilnosti fotosferi a yiyi svitnist u vidimomu svitli stanovit lishe odnu miljonnu Korona viddilena vid fotosferi vidnosno tonkoyu hromosferoyu Tochnij mehanizm nagrivannya koroni ye predmetom superechki ale jmovirni prichini vklyuchayut indukciyu magnitnim polem Soncya ta magnitogidrodinamichni hvili znizu Zovnishni hvili sonyachnoyi koroni postijno vidnosyatsya u kosmos vidkritimi magnitnimi potokami i utvoryuyut sonyachnij viter Korona ne zavzhdi rivno rozpodilena po poverhni Soncya Pid chas tihih periodiv korona perevazhno obmezhena ekvatorialnimi regionami Soncya a koronalni diri pokrivayut polyarni regioni A pid chas aktivnogo periodu Soncya korona rivno rozpodilena ekvatorialnimi i polyarnimi regionami hocha najbilsh na teritoriyah z sonyachnimi plyamami Cikli sonyachnoyi aktivnosti trivayut priblizno 11 rokiv vid odnogo sonyachnogo minimumu do inshogo Oskilki sonyachne magnitne pole postijno zakruchuyetsya cherez shvidshe obertannya masi na ekvatori diferencijne obertannya aktivnist sonyachnih plyam bude bilsh silnoyu u sonyachnomu maksimumi koli magnitne pole bilsh zakruchene Z sonyachnimi plyamami asociyuyutsya i koronalni petli petli magnitnih potokiv yaki pidnimayutsya zseredini Soncya Magnitnij potik vidshtovhuye bilsh garyachu fotosferu ogolyuyuchi holodnishu plazmu nizhche sho i stvoryuye vidnosno temnishi sonyachni plyami Z chasu yaka suputnik Skylab 1973 roku vpershe sfotografuvav koronu na visokij rozdilnij zdatnosti u rentgenivskomu diapazoni sho bulo potim dopovneno ta inshimi vidomo sho struktura koroni riznomanitna ta skladna Astronomi zazvichaj vidilyat dekilka regioniv aktivni regioni koronalni petli masshtabni strukturi zv yazki mizh aktivnimi regionami yaskravi tochki pustoti filamentiv koronalni diri Aktivni regioni Aktivni regioni ce nabori petlovih struktur yaki poyednuyut tochki z riznimi magnitnimi polyusami u fotosferi tak zvani koronalni petli Voni perevazhno poshireni u dvoh aktivnih zonah paralelnih sonyachnomu ekvatoru Serednya temperatura regioniv perebuvaye mizh dvoma ta chotirma miljonami kelviniv a shilnist vid 109 do 1010 chastochok na sm Zobrazhennya sonyachnih protuberanciv ta sonyachnih plyam Aktivni regioni vklyuchayut vsi fenomeni yaki pryamo pov yazuyutsya z magnitnim polem i vidbuvayutsya na riznih visotah nad poverhneyu Soncya sonyachni plyami i sonyachni fakeli sho vinikayut u fotosferi spikuli inshi movi filamenti ta flokuli u hromosferi protuberanci u hromosferi ta perehidnomu regioni ta spalahi i koronalni vikidi masi u koroni ta hromosferi Yaksho spalahi nadzvichajno silni voni takozh mozhut torknutisya fotosferi i viklikati hvilyu Mortona Natomist tihi protuberanci ce veliki holodni shilni strukturi yaki sposterigayutsya yak temni zmiyini Ha strichki shozhi na filamenti na sonyachnomu disku Yih temperatura bl 5000 8000 K i tomu voni zazvichaj vvazhayutsya risami hromosferi U 2013 roci na zobrazhennyah z inshi movi viyavili ranishe ne bacheni magnitni kosi plazmi vseredini zovnishnih shariv cih aktivnih regioniv Koronalni petli Dokladnishe Koronalna petlya Koronalna petlya vidima u vuzkij smuzi z centrom na dovzhini hvili 171 A sho vidpovidaye temperaturi blizko 1 mln K Tobto najyaskravishi dilyanki zobrazhennya mayut temperaturu blizku do miljona Ce zobrazhennya otrimano za dopomogoyu kosmichnogo teleskopa TRACE Koronalni petli ye bazovimi strukturami magnitnoyi sonyachnoyi koroni Voni zh zakritimi magnitnimi potokami i kuzenami vidkritih magnitnih potokiv yaki mozhna pobachiti u koronalnih dirah polyarnih regioniv i v sonyachnomu vitri Petli magnitnih potokiv pidnimayutsya zseredini Soncya i zapovnyuyutsya garyachoyu sonyachnoyu plazmoyu Zavdyaki pidvishenij magnitnij aktivnosti u regionah koronalnih petel voni chasto ye peredumovami sonyachnih spalahiv i koronalnih vikidiv masi Sonyachna plazma yaka harchuye ci strukturi nagrivayetsya vid menshe 6000 K do ponad 106 K na shlyahu vid fotosferi cherez perehidnij region do koroni Chasto plazma nadhodit u petli z odnogo kincya nizhki petli ta vitikaye cherez inshij sifonnij potik vnaslidok riznici u tisku abo asimetrichnij potik vnaslidok yakogos inshogo faktora Koli plazma pidnimayetsya z odnogo kincya na pik petli sho zavzhdi vidbuvayetsya na pochatkovij fazi malenkogo spalahu ce viznachayetsya yak hromosferichne viparovuvannya a koli vona shvidko oholodzhuyetsya i padaye nazad u fotosferu ce hromosferichna kondensaciya Odnak potik mozhe pidnimatisya z oboh nizhok petli simetrichno sho sprichinyaye nakopichennya masi u strukturi petli Vnaslidok termalnoyi nestabilnosti plazma mozhe shvidko oholodzhuvatis u comu regioni sho vidno yak filamenti trishini na disku Soncya abo protuberanci na foni kraya sonyachnogo diska Period isnuvannya koronalnih petel mozhe trivati sekundi pri spalahah hvilini godini chi dni Yaksho isnuye balans mizh dzherelami ta zanurennyam energiyi petli vona mozhe dovgo isnuvati i vidoma yak stacionarni abo tihi koronalni petli priklad Koronalni petli ye vazhlivimi dlya rozuminnya potochnoyi problemi nagrivannya koroni Voni ye dzherelami silnogo viprominennya plazmi i tomu yih legko sposterigati astronomichnimi instrumentami takimi yak TRACE Problema ye nevirishenoyu oskilki ci strukturi sposterigayutsya lishe z vidstani i prisutni bagato neviznachenostej napriklad vnesok viprominennya vzdovzh liniyi pryamoyi vidimosti Otrimannya ostatochnoyi vidpovidi potrebuvatime vimiriv in situ ale cherez visoku temperaturu plazmi koroni na potochnij chas taki vimiri nemozhlivi Nastupna misiya NASA Solar Probe Plus nablizitsya do Soncya dosit blizko sho dozvolit bilsh pryami sposterezhennya Koronalni arki yaki poyednuyut regioni protilezhnih magnitnih polyusiv A ta odnopolyarne magnitne pole u koronalnij diri B Masshtabni strukturi Masshtabni strukturi ce duzhe dovgi arki yaki mozhut pokrivati do chverti sonyachnogo diska ale mistyat mensh shilnu plazmu nizh koronalni petli aktivnih regioniv Yih vpershe zafiksuvali pri sposterezhenni spalahu na Sonci 8 chervnya 1968 roku raketnim zondom Masshtabni strukturi koroni zminyuyutsya protyagom 11 richnogo ciklu sonyachnoyi aktivnosti ta stayut osoblivo prostimi pid chas sonyachnogo minimumu koli magnitne pole Soncya majzhe shozhe na bipolyarnu konfiguraciyu plyus kvadrupolnij komponent Zv yazki mizh aktivnimi regionami Zv yazki mizh aktivnimi regionami ce arki yaki poyednuyut zoni protilezhnih za znakom magnitnih poliv riznih aktivnih regioniv Pislya spalahiv sposterigayutsya znachni variaciyi cih struktur Odnim z vidiv takih zv yazkiv ye helmetovi potoki veliki shozhi na kovpak koronalni strukturi z dovgimi vuzkimi vershinami yaki zazvichaj pokrivayut sonyachni plyami ta aktivni regioni Koronalni potoki vvazhayutsya dzherelom povilnogo sonyachnogo vitru Pustoti filamentiv Foto zroblene Solar Dynamics Observatory 16 zhovtnya 2010 r Duzhe dovga filamentna pustota prostyagayetsya po pivdennij pivkuli Soncya Pustoti filamentiv angl Filament cavities ce zoni yaki viglyadayut temnimi u rentgenivskih hvilyah ta roztashovani nad regionami de u hromosferi sposterigayutsya inshi movi filamenti volosinki Yih vpershe sposterigali u 1970 roci pid chas polotiv dvoh raketnih zondiv yaki takozh viyavili koronalni diri Pustoti filamentiv ye holodnishi gazovi plazmovi hmari pidvisheni nad poverhneyu Soncya magnitnimi silami Dilyanki intensivnogo magnitnogo polya viglyadayut na zobrazhennyah temnimi oskilki v nih ne maye garyachoyi plazmi Dlya stanu rivnovagi suma ta tisku plazmi maye buti postijnoyu po vsij geliosferi i tam de magnitne pole ye silnishim plazma povinna buti holodnishoyu abo mensh shilnoyu Tisk plazmi p displaystyle p mozhe buti rozrahovanij rivnyannyam stanu idealnogo gazu p nKBT displaystyle p nK B T de n displaystyle n shilnist kilkosti chastochok KB displaystyle K B stala Bolcmana a T displaystyle T temperatura plazmi Z rivnyannya vidno sho tisk plazmi znizhuyetsya pri znizhenni yiyi temperaturi vidnosno otochuyuchih regioniv abo koli zona silnogo magnitnogo polya ochishayetsya Toj samij fizichnij efekt robit sonyachni plyami temnimi u fotosferi Yaskravi tochki Yaskravi tochki ce mali aktivni regioni na sonyachnomu disku Tochki yaskravi na rentgenivskih hvilyah buli vpershe viyavleni 8 kvitnya 1969 roku pid chas polotu instrumentiv na raketi Dolya poverhni Soncya vkritoyi yaskravimi tochkami zminyuyetsya z ciklom sonyachnoyi aktivnosti Yih pov yazuyut z malimi bipolyarnimi regionami magnitnogo polya Yih serednya temperatura stanovit vid 1 1x106 K do 3 4x106 K a zmini u temperaturi chasto korelyuyut zi zminami u rentgenivskomu viprominyuvanni Koronalni diri Dokladnishe Koronalna dira Koronalni diri polyarni regioni yaki viglyadayut temnimi u rentgenivskih hvilyah oskilki voni ne viprominyuyut bagato radiaciyi Ce shiroki dilyanki poverhni Soncya de magnitne pole odnopolyarne i vidrivayetsya u mizhplanetnij prostir Visokoshvidkisnij sonyachnij viter vinikaye perevazhno z cih dilyanok Na znimkah koronalnih dir v ultrafioleti chasto mozhna pobachiti pidvisheni u sonyachnomu vitri malenki strukturi shozhi na vityagnuti bulbashki ce koronalni plyumi a tochnishe vityagnuti tonki potoki yaki prostyagayutsya z pivnichnogo i pivdennogo polyusiv Soncya Tihe Sonce Regioni Soncya yaki ne ye chastinoyu aktivnih regioniv abo koronalnih dir zazvichaj nazivayut tihim Soncem Ekvatorialnij region maye vishu shvidkist obertannya nizh polyarni zoni Rezultatom diferencijnogo obertannya Soncya ye te sho aktivni regioni zavzhdi vinikayut u dvoh strichkah paralelnih ekvatoru yih poshirennya zrostaye pid chas periodu maksimumu sonyachnogo ciklu a u sonyachnij minimum voni majzhe znikayut Tomu tihe Sonce zavzhdi zbigayetsya ye ekvatorialnoyu zonoyu a yiyi poverhnya mensh aktivna pid chas maksimumu sonyachnogo ciklu Z nablizhennyam do sonyachnogo minimumu poshirennya tihogo Soncya zrostaye azh poki vono ne pokrivaye vsyu poverhnyu sonyachnogo disku za viklyuchennyam deyakih yaskravih tochok pivkuli ta polyusiv de isnuyut koronalni diri PohodzhennyaCej rozdil potrebuye dopovnennya sichen 2016 AktivnistAktivnist silna Koronalna podiya Tipova trivalist Tipovij rozmir Mm Sonyachnij spalah v aktivnomu regioni vid 10 do 10 000 sekund 10 100Rentgenivska yaskrava tochka hvilini 1 10Spalah koronalni vikidi masi u masshtabnih strukturah vid hvilin do godin 100Spalah koronalni vikidi masi u z yednuvalnih arkah vid hvilin do godin 100Tihe Sonce vid godin do misyaciv 100 1 000Koronalna dira dekilka obertan 100 1 000Cej rozdil potrebuye dopovnennya sichen 2016 SposterezhennyaCej rozdil potrebuye dopovnennya sichen 2016 Problema nagrivannya koroni source source source source source source source Nova tehnika vizualizaciyi mozhe nadati pidkazki do virishennya problemi nagrivannya Soncya U fizici Soncya problema nagrivannya koroni stosuyetsya pitannya Chomu temperatura sonyachnoyi koroni na miljoni kelviniv visha za temperaturu poverhni Mizh koronoyu ta fotosferoyu lezhit tonkij perehidnij region v yakomu vidbuvayetsya zrostannya temperaturi Jogo tovshina vid desyatkiv do soten kilometriv Visoki temperaturi vimagayut shob energiya peredavalas zseredini Soncya do koroni netermalnimi procesami oskilki Druge nachalo zakon termodinamiki ne dozvolyaye pryamij potik tepla vid sonyachnoyi fotosferi z temperaturoyu bl 5800 K do koroni z temperaturoyu 1 3 miljoni K a deyaki chastini koroni dosyagayut 10 mln K Kilkist energiyi yaka potribna dlya nagrivannya sonyachnoyi koroni rozrahovuyetsya yak riznicya mizh koronalnimi radiacijnimi vtratami ta nagrivannya teploprovidnistyu v napryamku hromosferi cherez perehidnij region i stanovit bl 1 kVt m poverhni hromosferi Soncya abo 1 40000 kilkosti svitlovoyi energiyi yaka tikaye z Soncya Bulo zaproponovano bagato teorij nagrivannya ale najbilsh jmovirnimi lishayutsya dva poyasnennya hvilove nagrivannya ta magnitne perez yednannya abo Ostanni 50 rokiv ni ta ni druga teoriya ne zmogla povnistyu poyasniti ekstremalni temperaturi koroni Misiya NASA Solar Probe povinna nablizitis do Soncya na vidstan priblizno 9 5 jogo radiusiv ta dosliditi koronalne nagrivannya ta dzherela sonyachnogo vitru U 2012 roci inshi movi zdijsniv fotografuvannya koroni visokoyi rozdilnoyi zdatnosti lt 0 2 na m yakih rentgenivskih promenyah yakim bulo viyavleno tisno perepleteni kosi u koroni Pripuskayetsya sho perez yednannya ta rozplutuvannya cih kis mozhut buti pervinnimi dzherelami nagrivannya aktivnoyi sonyachnoyi koroni do 4 miljoniv kelviniv Osnovnim dzherelom nagrivannya u tihij koroni bl 1 5 miljoniv kelviniv pripuskayut magnitogidrodinamichni hvili Konkuruyuchi mehanizmi nagrivannya Model nagrivannyaGidrodinamichna MagnitnaVidsutnye magnitne pole Zori sho povilno obertayutsya DC perez yednannya AC hvili Stresi B polya podiyi perez yednannya spalahi nanospalahi Odnoridni koeficiyenti nagrivannya Peremishuvannya fotosferichnih nizhok Poshirennya magnitogidrodinamichnoyi hvili Silnij potik alvenivskih hvil Neodnoridni koeficiyenti nagrivannyaKonkuruyuchi teoriyiTeoriya hvilovogo nagrivannya Teoriya hvilovogo nagrivannya zaproponovana 1949 roku peredbachaye sho hvili nesut energiyu zseredini Soncya do jogo hromosferi ta koroni Sonce utvorene ne zi zvichajnogo gazu a z plazmi tomu vono pidtrimuye dekilka tipiv hvil analogichnih do zvukovih hvil u povitri Najvazhlivishimi tipami cih hvil ye ta alvenivski hvili Magnitozvukovi hvili ce zvukovi hvili modifikovani prisutnistyu magnitnogo polya a alvenivski hvili shozhi na radiohvili duzhe nizkoyi chastoti yaki buli modifikovani vzayemodiyeyu z materiyeyu u plazmi Obidva tipi hvil mozhut porodzhuvatis turbulentnistyu granulyaciyi ta supergranulyaciyi u sonyachnij fotosferi i obidva voni mozhut perenositi energiyu na pevnu vidstan cherez atmosferu soncya do peretvorennya na udarni hvili sho skidayut svoyu energiyu yak teplo Odna z problem z ciyeyu teoriyeyu hvilovogo nagrivannya dostavka energiyi u pravilne misce Magnitozvukovi hvili ne mozhut perenositi dostatno energiyi cherez hromosferu vgoru do koroni tomu sho u hromosferi isnuye nizkij tisk i tomu sho voni perevazhno vidbivayutsya nazad u fotosferu Alvenivski hvili mozhut perenositi dostatno energiyi ale ne skidayut yiyi dosit shvidko pri potraplyanni u koronu Povedinku hvil u plazmi nadzvichajno vazhko zrozumiti ta opisati analitichno ale komp yuterni simulyaciyi provedeni Tomasom Bogdanom z kollegami 2003 roku pokazali sho alvenivski hvili jmovirno mozhut perehoditi v inshi rezhimi v osnovi koroni sho stvoryuye shlyah dlya perenosu velikih kilkostej energiyi z fotosferi cherez hromosferu ta tranzitnij region u koronu de energiya peretvoryuyetsya u teplo Inshoyu problemoyu teoriyi hvilovogo nagrivannya bula povni vidsutnist do kincya 1990 h bud yakih pryamih dokaziv poshirennya hvil u sonyachnij koroni Pershe pryame sposterezhennya poshirennya hvil po koroni bulo zrobleno 1997 roku kosmichnoyu observatoriyeyu SOHO pershim instrumentom yakij zdatnij sposterigati Sonce na krajnih ultrafioletovih hvilyah trivalij period chasu zi stabilnoyu fotometriyeyu Zokrema sposterigalis magnitozvukovi hvili chastotoyu blizko 1 milligerca yaki perenosyat lishe 10 energiyi potribnoyi dlya nagrivannya koroni Isnuyut takozh sposterezhennya lokalizovanih hvilovih yavish napriklad stvorennya alvenivskih hvil sonyachnimi spalahami ale ci podiyi ye nepostijnimi i ne mozhut poyasniti zagalnu temperaturu koroni Dosi tochno ne vidomo yaki kilkist energiyi dostupna dlya nagrivannya koroni Nadrukovani 2004 roku doslidzhennya z vikoristannyam danih kosmichnogo aparatu TRACE vkazuyut na nayavnist u sonyachnij atmosferi hvil z chastotoyu do 100 milligerc a vimiri temperaturi riznih ioniv sonyachnogo vitru instrumentom na bortu SOHO dayut vagomi nepryami dokazi isnuvannya hvil chastotami do 200 Gerc sho vzhe perebuvaye v mezhah diapazonu sluhu lyudini Hocha zvichajnih umovah yih duzhe vazhko zafiksuvati ale komandi z Vilyamskogo koledzhu angl Williams College SShA zibrali pevni dokazi isnuvannya hvil u diapazoni 1 10 Gerc pid chas sonyachnih zatemnen Neshodavno alvenivski ruhi buli viyavleni u nizhnij chastini sonyachnoyi atmosferi ta v zoni tihogo Soncya u koronalnih dirah i aktivnih regionah za dopomogoyu instrumentiv Solar Dynamics Observatory Ci alvenivski oscilyaciyi mayut znachnu silu ta zdayutsya pov yazanimi z hromosfernimi alvenivskimi oscilyaciyami ranishe pomichenimi aparatom Hinode Sposterezhennya sonyachnogo vitru aparatom neshodavno nadali dokazi na pidtrimku teorij sho alvenivsko ciklotronne rozsiyuvannya vede do lokalnogo nagrivannya ioniv Teoriya magnitnogo perez yednannya Dokladnishe Magnitne perez yednannya Arka aktivnogo regionu foto Solar Dynamics Observatory Teoriya magnitnogo perez yednannya peredbachaye sho sonyachne magnitne pole stvoryuye elektrichni strumi u sonyachnij koroni yaki potim raptovo kolapsuyut vivilnyayuchi energiyu yak teplo ta energiyu hvil u koroni Cej proces maye nazvu perez yednannya cherez osoblive povodzhennya magnitnih poliv u plazmi abo u bud yakij elektroprovidnij ridini napriklad u rtuti chi morskij vodi U plazmi liniyi magnitnogo polya zazvichaj zv yazani z okremimi elementami materiyi takim chinom sho topologiya magnitnogo polya lishayetsya nezminnoyu yaksho pevni pivnichnij ta pivdennij magnitni polyusi z yednani okremoyu liniyeyu polya to navit yaksho plazma peremishuyetsya abo magniti peremishuyutsya cya liniya polya prodovzhuvatime z yednuvati ci dva konkretni polyusi Zv yazok pidtrimuyetsya elektrichnimi strumami yaki indukuyutsya v plazmi Za pevnih umov elektrichni strumi mozhut kolapsuvati sho sprichinyaye perez yednannya magnitnogo polya do inshih magnitnih polyusiv ta vivilnyaye teplo ta energiyu hvil u procesi Vcheni pripuskayut sho magnitne perez yednannya mozhe buti mehanizmom utvorennya sonyachnih spalahiv najbilshih vibuhiv u nashij Sonyachnij sistemi Bilsh togo poverhnya Soncya pokrita miljonami nevelikih namagnichenih dilyanok shirinoyu 50 1 000 km Ci malenki magnitni polyusi otocheni postijnoyu granulyaciyeyu Magnitne pole sonyachnoyi koroni maye postijno perez yednuvatis shob vidpovidati ruhu cogo magnitnogo kilima Energiya yaka vivilnyayetsya pri perez yednanni ye virogidnim kandidatom na koronalnij nagriv mozhlivo vnaslidok seriyi nanospalahiv kozhen z yakih vivilnyaye malo energiyi ale za rahunok kilkosti sumarna energiya ye velikoyu Ideyu nanospalahiv yaki nagrivayut koronu zaproponuvav Yudzhin Parker u 1980 ti roki ale vona dosi lishayetsya kontroversijnoyu ultrafioletovi teleskopi taki yak TRACE ta SOHO EIT sposterigayut okremi nanospalahi yaki nevelike zrostannya yaskravosti u krajnomu ultrafioleti ale takih spalahiv ne sposterigayetsya dostatno dlya poyasnennya vsiyeyi energiyi yaka potraplyaye u koronu Nevrahovana energiya mozhe poyasnyuvatis energiyeyu hvil abo postupovim magnitnim perez yednannyam yake vivilnyaye energiyu bilsh zgladzheno nizh nanospalahi a tomu pogano viyavlyayetsya u danih TRACE Variaciyi gipotezi nanospalahiv vikoristovuyut inshi mehanizmi stresu magnitnogo polya chi vivilnennya energiyi i ye predmetom aktivnih doslidzhen z 2005 r Spikuli tip II Bagato rokiv naukovci vvazhali sho spikuli nadsilayut teplo u koronu ale pislya sposterezhnih doslidzhen u 1980 ti viyavilos sho plazmu spikul ne dosyagaye koronalnih temperatur i cya teoriya bula vidkinuta U 2007 roci buv vidkritij novij klas spikul tip II yaki mayut vishu shvidkist do 100 km s ta korotshu trivalist isnuvannya Rezultati doslidzhen 2010 roku provedenih Nacionalnim centrom atmosfernih doslidzhen v Kolorado spilno z Lockheed Martin s Solar and Astrophysics Laboratory ta Institutom teoretichnoyi astrofiziki Universitetu Oslo pokazali sho ci dzheti vikidayut rozigritu plazmu u verhni shari atmosferi Soncya ta mozhut poyasnit problemu nagrivannya Dlya testuvannya gipotezi buli vikoristani instrumenti neshodavno zapushenoyi NASA Solar Dynamics Observatory ta Solar Optical Telescope na yaponskomu suputniku Hinode Otrimani cimi instrumentami detalni prostorovi ta temperaturni dani pidtverdzhuyut sho ci spikuli postavlyayut masu u koronu ta viyavili zv yazok mizh nadgaryachoyu plazmoyu koroni ta cimi postavkami masi spikulami Zoryani koroniKoroni pritamanni zoryam holodnoyi polovini diagrami Gercshprunga Rassela Yih mozhna sposterigati za dopomogoyu rentgenivskih teleskopiv Deyaki zoryani koroni osoblivo u molodih zir znachno yaskravishi za sonyachnu Napriklad ye prototipom zminnih zir tipu FK Com gigantiv spektralnih klasiv tipu G ta K z nezvichajno shvidkim obertannyam ta oznakami nadzvichajnoyi aktivnosti Yih rentgenivski koroni ye odnimi z najyaskravishih Lx 1032 erg s 1 abo 1025W ta najgaryachishih vidomih koron z temperaturami do 40 miljoniv kelviniv Astronomichni sposterezhennya vikonani za dopomogoyu HEAO 2 Dzhuzeppe Vajyana z kolegami pokazali sho zori spektralnih klasiv F G K ta M mayut hromosferi ta chasto koroni shozhi na sonyachni Zori klasiv O B yaki ne mayut zon poverhnevoyi konvekciyi mayut silne rentgenivske viprominennya ale ne mayut koron Natomist yih zovnishni obolonki viprominyuyut na rentgenivskih hvilyah pid chas strusiv u shvidkisnih gazovih puhiryah vnaslidok temperaturnoyi nestabilnosti Zori klasu A takozh ne mayut zon konvekciyi ale voni ne viprominyuyut na ultrafioletovih ta rentgenivskih hvilyah vvazhayetsya sho voni ne mayut ni hromosfer ni koron Div takozhPortal Astronomiya Sonyachna aktivnist Nerozv yazani problemi fiziki Alvenivski hvili Fotosfera Magnitne perez yednannya Magnitogidrodinamika Rentgenivska astronomiyaPrimitkiAschwanden M J 2004 Physics of the Solar Corona An Introduction Praxis Publishing ISBN 3 540 22321 5 Corfield Richard 2007 Lives of the Planets Basic Books ISBN 978 0 465 01403 3 New York ISBN 978 0 387 31022 0 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite encyclopedia title Shablon Cite encyclopedia cite encyclopedia a Propushenij abo porozhnij title dovidka de Ferrer Jose Joaquin 1809 Observations of the eclipse of the sun June 16th 1806 made at Kinderhook in the State of New York Transactions of the American Philosophical Society 6 264 275 doi 10 2307 1004801 JSTOR 1004801 Espenak Fred Chronology of Discoveries about the Sun Mr Eclipse originalu za 19 October 2020 Procitovano 6 November 2020 Aschwanden Markus J 2005 Physics of the Solar Corona An Introduction with Problems and Solutions Chichester UK Praxis Publishing ISBN 978 3 540 22321 4 Golub amp Pasachoff 1997 The Solar Corona Cambridge University Press London ISBN 0 521 48082 5 p 4 Landi Enrico Gibson Sarah E Tomczyk Steven Burkepile Joan de Toma Giuliana Zhang Jie Schad Tom Kucera Therese A Reeves Katharine K 2022 Coronal spectral diagnostics The coronal solar magnetism observatory COSMO Frontiers in Astronomy and Space Sciences T 9 doi 10 3389 fspas 2022 1059716 full ISSN 2296 987X Procitovano 1 lyutogo 2024 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite news title Shablon Cite news cite news a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Vaiana G S Krieger A S Timothy A F 1973 Identification and analysis of structures in the corona from X ray photography Solar Physics 32 81 116 Bibcode 1973SoPh 32 81V doi 10 1007 BF00152731 Vaiana G S Tucker W H 1974 Solar X Ray Emission in X Ray Astronomy ed by R Giacconi and H Gunsky 169 Vaiana G S Rosner R 1978 Recent advances in Coronae Physics Annu Rev Astron Astrophys 16 393 428 Bibcode 1978ARA amp A 16 393V doi 10 1146 annurev aa 16 090178 002141 Gibson E G 1973 The Quiet Sun National Aeronautics and Space Administration Washington D C http www space com 19400 sun corona secrets suborbital telescope html Katsukawa Yukio Tsuneta Saku 2005 Magnetic Properties at Footpoints of Hot and Cool Loops The Astrophysical Journal 621 498 511 Bibcode 2005ApJ 621 498K doi 10 1086 427488 Betta Rita Orlando Salvatore Peres Giovanni Serio Salvatore 1999 On the Stability of Siphon Flows in Coronal Loops Space Science Reviews 87 133 136 Bibcode 1999SSRv 87 133B doi 10 1023 A 1005182503751 Giacconi Riccardo 1992 G S Vaiana memorial lecture inProceedinds of Physics of Solar and Stellar Coronae G S Vaiana Memorial Symposium ed by J F Linsky and S Serio Kluwer Academic Publishers Printed in the Netherlands s 3 19 ISBN 0 7923 2346 7 Ofman Leon 2000 Source regions of the slow solar wind in coronal streamers Geophysical Research Letters 27 18 2885 2888 Bibcode 2000GeoRL 27 2885O doi 10 1029 2000GL000097 Kariyappa R Deluca E E Saar S H Golub L Dame L Pevtsov A A Varghese B A Deluca Saar Golub Dame Pevtsov Varghese 2011 Temperature variability in X ray bright points observed with Hinode XRT Astronomy amp Astrophysics 526 A78 Bibcode 2011A amp A 526A 78K doi 10 1051 0004 6361 201014878 Ito Hiroaki Tsuneta Saku Shiota Daikou Tokumaru Munetoshi Fujiki Ken Ichi 2010 Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun The Astrophysical Journal 719 131 142 arXiv 1005 3667 Bibcode 2010ApJ 719 131I doi 10 1088 0004 637X 719 1 131 Del Zanna G Bromage B J I Mason H E 2003 Spectroscopic characteristics of polar plumes Astronomy amp Astrophysics 398 2 743 761 Bibcode 2003A amp A 398 743D doi 10 1051 0004 6361 20021628 Ulmshneider Peter 1997 Heating of Chromospheres and Coronae inSpace Solar Physics Proceedings Orsay France edited by J C Vial K Bocchialini and P Boumier Springer s 77 106 ISBN 3 540 64307 9 Malara F Velli M 2001 Observations and Models of Coronal Heating inRecent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere Highlights from SOHO and Other Space Missions Proceedings of IAU Symposium 203 edited by Pal Brekke Bernhard Fleck and Joseph B Gurman Astronomical Society of the Pacific s 456 466 ISBN 1 58381 069 2 Cirtain J W Golub L Winebarger A R De Pontieu B Kobayashi K Moore R L Walsh R W Korreck K E Weber M McCauley P Title A Kuzin S Deforest C E 2013 Energy release in the solar corona from spatially resolved magnetic braids Nature 493 7433 501 503 Bibcode 2013Natur 493 501C doi 10 1038 nature11772 PMID 23344359 Alfven Hannes 1947 Magneto hydrodynamic waves and the heating of the solar corona MNRAS 107 211 219 Bibcode 1947MNRAS 107 211A doi 10 1093 mnras 107 2 211 Alfven Waves Our Sun Is Doing The Magnetic Twist read on Jan 6 2011 Jess DB Mathioudakis M Erdelyi R Crockett PJ Keenan FP Christian DJ 2009 Alfven Waves in the Lower Solar Atmosphere Science 323 5921 1582 1585 arXiv 0903 3546 Bibcode 2009Sci 323 1582J doi 10 1126 science 1168680 PMID 19299614 McIntosh S W de Pontieu B Carlsson M Hansteen V H The Sdo Aia Mission Team 2010 Ubiquitous Alfvenic Motions in Quiet Sun Coronal Hole and Active Region Corona American Geophysical Union Fall Meeting 2010 abstract SH14A 01 Sun s Magnetic Secret Revealed read on Jan 6 2011 Kasper J C ta in December 2008 Hot Solar Wind Helium Direct Evidence for Local Heating by Alfven Cyclotron Dissipation Phys Rev Lett 101 26 261103 Bibcode 2008PhRvL 101z1103K doi 10 1103 PhysRevLett 101 261103 PMID 19113766 Priest Eric 1982 Solar Magneto hydrodynamics D Reidel Publishing Company Dordrecht Holland ISBN 90 277 1833 4 Patsourakos S Vial J C 2002 Intermittent behavior in the transition region and the low corona of the quiet Sun Astronomy and Astrophysics 385 3 1073 1077 Bibcode 2002A amp A 385 1073P doi 10 1051 0004 6361 20020151 Mystery of Sun s hot outer atmosphere solved Rediff com News Rediff com 7 sichnya 2011 Procitovano 21 travnya 2012 De Pontieu B McIntosh SW Carlsson M Hansteen VH Tarbell TD Boerner P Martinez Sykora J Schrijver CJ Title AM 2011 The Origins of Hot Plasma in the Solar Corona Science 331 6013 55 58 Bibcode 2011Sci 331 55D doi 10 1126 science 1197738 PMID 21212351 Gudel M 2004 PDF The Astronomy and Astrophysics Review 12 2 3 71 237 arXiv astro ph 0406661 Bibcode 2004A amp ARv 12 71G doi 10 1007 s00159 004 0023 2 Arhiv originalu PDF za 11 serpnya 2011 Procitovano 3 bereznya 2017 Vaiana G S ta in 1981 Results from an extensive Einstein stellar survey The Astrophysical Journal 245 163 Bibcode 1981ApJ 245 163V doi 10 1086 158797 PosilannyaVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Sonyachna koronaZobrazhennya sonyachnoyi koroni v bazi danih SOHO angl