ш
туда волны в отсутствие экрана или вдали от границы геом. тени определяется вектором РФ*.
X J3
х О
CL О
Лит.: С и в у х и и Д. В., Общий курс физики. 2 изд., Гт. 4 \ ≈ Оптика, М., 1985-
КОРОНАЛЬНЫЕ ДЙРЫ ≈ области солнечной короны с пониженной темп-рой (~0,8-106 К) и аномально низкой плотностью вещества. Именно поэтому К. д. проявляются как области пониженной яркости при наблюдениях солнечной короны в рентг. и УФ-лучах, в радиодиапазоне, а также в рассеянном короной оп-тич, излучении фотосферы. К. д. были обнаружены по наблюдениям с Земли и с космич. аппаратов в нач.
пого количественного объяснения. В частности, в райках теоретич. моделей не уда╦тся согласовать высокую скорость солнечного ветра и большой поток частиц в скоростных потоках (~3-108 см~ас~1 на орбите Земли) со сравнительно низкой темп-рой протонов и электронов в них. По-видимому, большую роль в ускорении коронального вещества в области К. д. играют магнитогидродинамич. волны от солнечной фотосферы, значит, часть потока энергии к-рых прямо переводится в кинетич. энергию солнечного ветра без существенного разогрева.
Лит.: Z i r k е г J. В., Coronal holes and high-speed wind streams, «Revs of Geophys. and Space Phys.», 1977, v. 15, p. 257.
О. Л. В айсберг,
КОРОНАЛЬНЫЙ ЛУЧ ≈ характерный элемент круп-номасштабной структуры солнечной короны с повышенной (прибл. на порядок величины по сравнению с окружающей короной) плотностью плазмы, К. л, наблюдаются во время затмений (рис, 1) или при по-
5,0 4,0
3,0
10
0.0
NP
ВС
Q 320 280
462
Форма магнитных силовых линий, окаймляющих иорональ-ную дыру. По горизонтальной оси ≈ гелиоцентрический угол, по вертикальной ≈ расстояние (в радиусах Солнца) от поверхности Солнца, NP ≈ северный полюс Солнца. Вертикальные штриховые линии показывают границы потока (форму магнитных силовых линий) в случае, если бы расширение происходило сферически-симметричным образом. Угловой охват силовой трубки п связанного с ней потока вещества увеличивается с расстоянием и может в ≈10 раз превышать угловой охват сферически-симметричного потока.
70-х гг. К. д. образуются в областях короны» где силовые линии магн, поля имеют приблизительно радиальное направление («униполярные» области в фотосфере). К. д., по-видимому, постоянно существуют в полярных областях Солнца и иногда продолжаются в область ниаких широт, где могут образовываться изолированные К. д. Устойчивые, долгоживущие низкоши-ротные К. д. более ярко выражены на спаде солнечной активности. К. д. являются источниками быстрых потоков солнечного ветра со скоростями 600≈800 км/с, Эти потоки существуют в течение неск. оборотов Солнца и обусловливают повторяющуюся с 27-дневным периодом геомагнитную активность (см. Земной магнетизм].
Пониженная темп-pa К. д. связана со специфич. структурой магн. поля, способствующего эфф. охлаждению вещества короны уходящим потоком солнечного ветра и волп альвеновского типа (см. Альвеновские волны}. В области К. д. силойые линии магн. поля образуют сильно расходящуюся конфигурацию (рис.). Поток плазмы, следуя вдоль магн. поля, также быстро расширяется, и его плотность и давление падают быстрее, чем в окружающих областях короны. Увеличенный градиент давления смещает критич, точку (границу перехода скорости корональнсш плазмы через скорость звука) близко к Солнцу и обеспечивает большую скорость солнечного ветра, истекающего из области К. д. Низкое положение критич. точки и возникающее в области К. д. распределение плотности и тедш-ры с высотой являются, по-видимому, устойчивым состоянием.
Формирование К. д. и связанных с ними быстрых потоков солнечного ветра ещ╦ не получило достаточ-
Рис. 1. Корона во время солнечного затмения 7 марта А, Б, В, Г ≈ наиболее выраженные корональные лучи.
мощи коронографов. К. л. состоит из замкнутых петель, увенчанных почти радиальными образованиями. Протяж╦нность К. л. от ~0,5 Л@ до 10А@ и больше
(Л0 ≈ радиус Солнца}, характерное время существования ≈ десятки суток.
К. л. образуются в результате взаимодействия плазмы, вытекающей из хромосферы, с магн. полем Солнца. В ниж. короне (вплоть до высот ~1 Лф) магн. ноле является достаточно сильным, чтобы полностью контролировать течение плазмы (области I, II на рис. 2). При этом в областях с «открытыми» магн. силовыми линиями поле лищь направляет и канализирует потоки (область I), Здесь формируется солнечный ветер. В областях с замкнутыми силот вымн линиями (пеглях) магн. поле преиятствует истечению солнечной плазмы в межпланетное пространство (область II). По мере удаления
Рис. 2. Магнитогидродинамическая модель коронального луча; тонкими стрелками показаны силовые линии магнитного поля, широкие стрелки ≈ поток солнечного ветр_а, жирная прямая на оси симметрии ≈ токовый слой.
от Солнца поле ослабевает и вытягивается солнечным ветром в радиальном направлении (область III). В результате этого процесса устанавливается квазистацио-
