Жұлдыз атмосферасының сыртқы қабаты - Корона

Кіріспе

Жұлдыз атмосферасының ең сыртқы қабаты

Корона (coronas немесе coronae) – жұлдыз атмосферасының ең сыртқы қабаты. Бұл ыстық, бірақ салыстырмалы түрде әлсіз жарықтан тұратын плазма аймағы, онда күндегі жарқыраған немесе жіп тәрізді құрылымдар деп аталатын короналық құрылымдар кездеседі. Күннің коронасы хромосферадан жоғары орналасқан және миллиондаған шақырымға созылып, сыртқы ғарышқа жетеді. Коронаның жарығы көбінесе көктегі шашыраңқы сәулеленумен және күн дискісінен шығатын жарқыраумен жасырылады, бірақ толық күн тұтылуы кезінде немесе арнайы коронограф арқылы қалың көзбен оңай көруге болады. Спектроскопиялық өлшеулер коронадағы күшті иондалуды және плазма температурасының күн бетінен, яғни фотосферадан әлдеқайда жоғары екенін көрсетеді.

Тарих

1724 жылы француз-итальян астрономы Джакомо Ф. Маралди күн тұтылу кезінде көрінетін сәулелену Айға емес, Күнге жататынын анықтады. 1809 жылы испан астрономы Хосе Хоакин де Феррер «корона» терминін енгізді. 1806 жылы Киндерхукта (Нью-Йорк) болған күн тұтылуын жеке бақылаулары негізінде де Феррер коронаның Айдың емес, Күннің құрамынан тұратынын айтты. Ағылшын астрономы Норман Локкьер Күннің хромосферасында Жерде белгісіз болған алғашқы элементті тапты, оған гелий деп ат қойды (грек тіліндегі «helios» – «күн» сөзінен). Француз астрономы Жюль Дженсен 1871 және 1878 жылғы күн тұтылуларының мәліметтерін салыстырғаннан кейін, коронаның мөлшері мен пішіні күн дақтарының циклына сәйкес өзгеретінін көрсетті. 1930 жылы Бернард Льот «коронографты» (қазір «коронаграф») ойлап тапты, ол толық күн тұтылусыз коронаны қарауға мүмкіндік береді. 1952 жылы американдық астроном Юджин Паркер күн коронасы көптеген ұсақ «наножарықтар» арқылы қыздырылуы мүмкін екенін болжады, бұл күн жарқындарына ұқсас кішкентай жарқындар Күннің бетінің барлық жерінде пайда болады.

Тарихи теориялар

Күннің коронасының жоғары температурасы оған ерекше спектрлік ерекшеліктерді береді, бұл 19 ғасырдағылардың кейбіреулерін бұрын белгісіз элемент, "короний" бар деген болжамға әкелді. Бірақ, кейіннен бұл спектрлік ерекшеліктер жоғары иондалған темірмен (Fe XIV немесе Fe13+) түсіндірілді. Бенгт Эдлен 1939 жылғы Вальтер Гротрианның жұмысына сүйене отырып, 1940 жылы короналық спектрлік сызықтарды (1869 жылдан бері байқалатын) жоғары иондалған металдардың негізгі конфигурациясының төменгі, тұрақсыз деңгейлерінен өту ретінде анықтады (жасыл Fe XIV сызығы Fe13+ , сондай-ақ қызыл Fe X сызығы Fe9+). "F коронасы" қарапайым күн сәулесіндегі сіңіру сызықтарының Фраунгофер спектрімен аталған, олар кішкентай материалдық денелерден шағылысу арқылы сақталады. F коронасы Күнге жақын жерде әлсіз, бірақ Күннен алшақтаған сайын жарқырауы біртіндеп төмендейді, аспанда кеңінен таралып, зодиак жарығына айналады. F коронасы Күнді айналып жүрген ұсақ шаң бөлшектерінен пайда болады; олар Күн жүйесінің көп бөлігін қамтитын сирек бұлтты құрайды. "K коронасы" оның спектрі үздіксіз, маңызды спектрлік ерекшеліктері жоқ болғандықтан осылай аталды. Бұл Күннің сыртқы атмосферасындағы ыстық плазмадағы еркін электрондардың Томсон шашырауы арқылы туындаған күн сәулесі. Спектрдің үздіксіз сипаты Күннің Фраунгофер сіңіру сызықтарының Доплер кеңеюінен туындайды (ыстық және сондықтан жылдам қозғалатын) электрондардың координаттық жүйесінде. K коронасы плазмадағы электрондардың құбылысы болғанымен, бұл термин көбінесе плазманың өзін сипаттау үшін қолданылады (F коронасын тудыратын шаңнан ерекшеленеді). "E коронасы" – коронаның шығарылымдық сызық спектріне ие компоненті, ол көрінетін жарықтың толқын ұзындығы диапазонының ішінде немесе сыртында орналасқан. Бұл плазманың иондық компонентінің құбылысы, себебі жеке иондар басқа иондармен немесе электрондармен соқтығысу арқылы немесе Күннен ультракүлгін сәулелерді сіңіру арқылы қозады.

Физикалық ерекшеліктері

Күннің коронасы Күннің көрінетін бетінен әлдеқайда ыстық (150-ден 450 есеге дейін): коронаның температурасы 1-ден 3 миллион кельвинге жетеді, ал фотосфераның орташа температурасымен салыстырғанда бұл көрсеткіш жоғары. Корона фотосфераға қарағанда әлдеқайда сирек, және көрінетін жарықтың шамамен миллионнан бір бөлігін ғана шығарады. Корона фотосферадан салыстырмалы түрде жайпақ хромосферамен бөлінеді. Коронаның қалай ысып жатқанының нақты механизмі әлі де талқыланып жүр, бірақ мүмкін болатын нұсқаларға кең таралған магнит өрісінен эпизодтық энергияның шығуы және төменнен келетін магнитогидродинамикалық толқындар жатады. Күн коронасының сыртқы жиектері үнемі сыртқа тасымалданып, күн желдеріндегі "ашық" магниттік ағынды құрайды. Корона Күн бетінде әрқашан бірқалыпты таратылмайды. Тыныш кезеңдерде корона көбінесе экваторлық аймақтармен шектеледі, ал полярлық аймақтарда короналық тесіктер пайда болады. Дегенмен, Күннің белсенді кезеңдерінде корона экваторлық және полярлық аймақтарда теңдей таралады, бірақ ең көп көрінетіні күн дақтарының белсенділігі жоғары аймақтарда. Күн циклі шамамен 11 жылға созылады, бір күн минимумнан келесісіне дейін. Күннің экваторындағы массаның жылдам айналуынан (дифференциалдық айналу) күндік магнит өрісі үнемі бұралып отыратындықтан, күн максимумында, магнит өрісі бұрмаланғанда күн дақтарының белсенділігі күшейеді. Күн дақтарымен байланысты короналық циклдар, магниттік ағымның циклдары, Күннің ішкі қабаттарынан жоғары көтеріледі. Магниттік ағын ыстық фотосфераны ығыстырып, төмендегі салқын плазманы ашыққа шығарып, осылайша салыстырмалы түрде қараңғы күн дақтарын жасайды. 1973 жылы Skylab спутнигі, содан кейін Yohkoh және басқа ғарыш құралдары коронаны спектрдің рентгендік диапазонында жоғары ажыратымдылықпен суретке түсіргеннен бері, коронаның құрылымының өте алуан түрлі және күрделі екені анықталды: короналық дискідегі әртүрлі аймақтар бірден жіктелді. Астрономдар әдетте төменде сипатталған бірнеше аймақты ажыратады.

The Sun's corona is much hotter (by a factor from 150 to 450) than the visible surface of the Sun: the corona's temperature is 1 to 3 million kelvin compared to the photosphere's average temperature – around The corona is far less dense than the photosphere, and produces about one millionth as much visible light. The corona is separated from the photosphere by the relatively shallow chromosphere. The exact mechanism by which the corona is heated is still the subject of some debate, but likely possibilities include episodic energy releases from the pervasive magnetic field and magnetohydrodynamic waves from below. The outer edges of the Sun's corona are constantly being transported away, creating the "open" magnetic flux entrained in the solar wind. The corona is not always evenly distributed across the surface of the Sun. During periods of quiet, the corona is more or less confined to the equatorial regions, with coronal holes covering the polar regions. However, during the Sun's active periods, the corona is evenly distributed over the equatorial and polar regions, though it is most prominent in areas with sunspot activity. The solar cycle spans approximately 11 years, from one solar minimum to the following minimum. Since the solar magnetic field is continually wound up due to the faster rotation of mass at the Sun's equator (differential rotation), sunspot activity will be more pronounced at solar maximum where the magnetic field is more twisted. Associated with sunspots are coronal loops, loops of magnetic flux, upwelling from the solar interior. The magnetic flux pushes the hotter photosphere aside, exposing the cooler plasma below, thus creating the relatively dark sun spots. Since the corona has been photographed at high resolution in the X ray range of the spectrum by the satellite Skylab in 1973, and then later by Yohkoh and the other following space instruments, it has been seen that the structure of the corona is quite varied and complex: different zones have been immediately classified on the coronal disc. The astronomers usually distinguish several regions, as described below.

Короналық орамалар

Короналық циклдер – магниттік күн коронасының негізгі құрылымдары болып табылады. Бұл циклдер – короналық тесіктер мен күн желiнде кездесетін ашық магниттік ағымның жабық магниттік ағыммен туыс. Күн денесінен магниттік ағындар көтеріліп, ыстық күн плазмасымен толтырылады. Осы короналық цикл аймақтарындағы магниттік белсенділіктің жоғарылауына байланысты, короналық циклдер көбінесе күн жарқындары мен КМЭ-лердің (короналық масса шығарылымдарының) алғы күрделігі болуы мүмкін. Бұл құрылымдарды қуаттандыратын күн плазмасы фотосферадан 106 К-тан асып, өтпелі аймақ арқылы коронаға дейін қыздырылады. Көбінесе күн плазмасы бұл циклдерді бір нүктеден толтырып, екінші нүктеге ағылады, олар аяқ нүктелері деп аталады (қысымның айырмашылығынан туындаған сифон ағысы немесе басқа да қозғаушы күштерден туындаған асимметриялық ағыс). Плазма аяқ нүктелерінен циклдің жоғарғы бөлігіне қарай көтерілгенде, бұл әрқашан ықшам жарқынның бастапқы фазасында болатын сияқты, ол хромосфералық булану деп анықталады. Плазма тез суынып, фотосфераға қарай құлағанда, ол хромосфералық конденсация деп аталады. Сондай-ақ, екі циклдің аяқ нүктелерінен де симметриялық ағыс болуы мүмкін, бұл цикл құрылымында массаның жиналуына әкеледі. Плазма осы аймақта тез суынуы мүмкін (термиялық тұрақсыздық үшін), оның қара түсті жіпшелері күн дискісінде немесе Күннің шетінде анық көрінеді. Короналық циклдердің өмір сүру мерзімі секундтар (жарқын оқиғалар кезінде), минуттар, сағаттар немесе күндер болуы мүмкін. Циклдегі энергия көздері мен шығындары тепе-теңдікте болған жағдайда, короналық циклдер ұзақ уақытқа созылуы мүмкін және тұрақты немесе тыныш короналық циклдер деп аталады (мысал). Короналық циклдер қазіргі короналық қызу мәселесін түсіну үшін өте маңызды. Короналық циклдер – плазманың жоғары сәуле шығаратын көздері, сондықтан оларды TRACE сияқты құралдармен байқау оңай. Короналық қызу мәселесінің түсіндірмесі осы құрылымдар қашықтан байқалып жатқандықтан, көптеген беймаздықтар бар (яғни, көру сызығы бойымен сәулеленудің үлесі). Нақты жауап алу үшін in situ өлшемдері қажет, бірақ коронадағы жоғары плазма температурасының салдарынан, қазіргі уақытта in situ өлшемдері мүмкін емес. NASA Parker Solar Probe миссиясы Күнге өте жақын келіп, одан тікелей бақылауға мүмкіндік береді.

Coronal loops are the basic structures of the magnetic solar corona. These loops are the closed magnetic flux cousins of the open magnetic flux that can be found in coronal holes and the solar wind. Loops of magnetic flux well up from the solar body and fill with hot solar plasma. Due to the heightened magnetic activity in these coronal loop regions, coronal loops can often be the precursor to solar flares and CMEs. The solar plasma that feeds these structures is heated from under to well over 106 K from the photosphere, through the transition region, and into the corona. Often, the solar plasma will fill these loops from one point and drain to another, called foot points (siphon flow due to a pressure difference, or asymmetric flow due to some other driver). When the plasma rises from the foot points towards the loop top, as always occurs during the initial phase of a compact flare, it is defined as chromospheric evaporation. When the plasma rapidly cools and falls toward the photosphere, it is called chromospheric condensation. There may also be symmetric flow from both loop foot points, causing a build up of mass in the loop structure. The plasma may cool rapidly in this region (for a thermal instability), its dark filaments obvious against the solar disk or prominences off the Sun's limb. Coronal loops may have lifetimes in the order of seconds (in the case of flare events), minutes, hours or days. Where there is a balance in loop energy sources and sinks, coronal loops can last for long periods of time and are known as steady state or quiescent coronal loops (example). Coronal loops are very important to our understanding of the current coronal heating problem. Coronal loops are highly radiating sources of plasma and are therefore easy to observe by instruments such as TRACE. An explanation of the coronal heating problem remains as these structures are being observed remotely, where many ambiguities are present (i. e., radiation contributions along the line of sight propagation). In situ measurements are required before a definitive answer can be determined, but due to the high plasma temperatures in the corona, in situ measurements are, at present, impossible. The next mission of the NASA Parker Solar Probe will approach the Sun very closely, allowing more direct observations.

Үлкен ауқымды құрылыстар

Үлкен масштабтағы құрылымдар – күн дискісінің төрттен бір бөлігінен астам бөлігін жабатын өте ұзын доғалар, бірақ олардың плазма тығыздығы белсенді аймақтардың короналық тізбектеріне қарағанда төмен. Олар алғаш рет 1968 жылғы 8 маусымдағы ракета ұшу кезіндегі жарылыс байқауында анықталды. Коронаның үлкен масштабтағы құрылымы 11 жылдық күн циклы бойында өзгереді және ең төменгі кезеңде, күннің магнит өрісі диполярлық конфигурацияға (плюс төртполярлық компонент) жақын болғанда ерекше қарапайым болады.

Белсенді аймақтардың өзара байланыстары

Белсенді аймақтардың өзара байланыстары – қарама-қарсы магнит өрісіне ие әр түрлі белсенді аймақтарды байланыстыратын доғалар. Мұндай құрылымдардың айқын өзгерістері көбінесе жарқылдан кейін байқалады.

Қиындықты өткізгіш

Филаменттік қуыстар – Х-сәулелерде қараңғы көрінетін және хромосферада Hα-филаменттері байқалатын аймақтардың үстінде орналасқан аймақтар. Олар алғаш рет 1970 жылы жасалған екі зымыран ұшуы кезінде байқалды, сол ұшулар короналық тесіктерді де анықтаған болатын.

Короналық тесіктер

Короналық тесіктер – рентген сәулелерінде қараңғы көрінетін бірполюсті аймақтар, себебі олар көп сәулелену шығармайды. Бұл – магнит өрісі бір полюсті болып, планетааралық кеңістікке ашылатын Күннің кең аумақтары. Жоғары жылдамдықты күн желдісі негізінен осы аймақтардан пайда болады. Короналық тесіктердің ультракөк сүреттерінде күн желдісінде іспеттесті ұзыншақ көпіршіктерге ұқсас кейбір шағын құрылымдар жиі көрінеді. Бұл – короналық шоғырлар. Нақтырақ айтқанда, олар Күннің солтүстік және оңтүстік полюстерінен сыртқа қарай созылатын ұзын, жіңішке ағындар.

Тыныш күн

Белсенді аймақтар мен короналық тесіктерге жатпайтын Күннің аймақтары әдетте тыныш Күн деп аталады. Экваторлық аймақтың айналу жылдамдығы полюстік аймақтардан жоғары. Күннің дифференциалдық айналуының салдарынан белсенді аймақтар әрқашан экваторға параллель екі жолақта пайда болады, және олардың кеңеюі күн циклының максималды кезеңінде артады, ал олар әрбір минимум кезінде дерлік жоғалады. Сондықтан, тыныш Күн әрқашан экваторлық аймақпен сәйкес келеді және оның беті күн циклының максималды кезеңінде аз белсенді болады. Күн циклының минимумға жақындаған кезде (кейде «көбелек циклы» деп те аталады), тыныш Күннің кеңеюі жарты шар мен полюстердегі шағын жарқын нүктелерді қоспағанда, Күн дискісінің бүкіл бетін жабуға дейін ұлғаяды.

Альфвен беткі

Альфвен беті – коронаны күн желінен бөліп тұратын шекара, ол короналық плазманың Альфвен жылдамдығы мен кең ауқымды күн желінің жылдамдығы тең болатын нүкте. Ғалымдар Күннің Альфвен шегі қай жерде екенін дәл білмейтін. Коронаның қашықтықтан алынған суреттеріне сүйене отырып, оның Күн бетінен 10-20 күн радиусы аралығында орналасқандығы болжаған. 2021 жылдың 28 сәуірінде, Күнді сегізінші рет айналып өткен кезде, NASA-ның Паркер Күн зонды 18.8 күн радиусы қашықтығында Альфвен бетіне енгенін көрсететін ерекше магниттік және бөлшектік жағдайларға тап болды.

Короналық массалық төгілу

Көбінесе үлкен күн жарқындары мен протоберулерге короналық массалық шығарылымдар (КМШ) ілеседі. Бұл – Күннен 3000 км/с жылдамдықпен сыртқа қарай ұшып шығатын, оларды бірге жүретін күн жарқынының немесе протоберудің энергиясынан шамамен 10 есе көп энергияны қамтитын, короналық материал мен магнит өрісінің зор шығарылымдары. Кейбір үлкен КМШ-лер жүздеген миллион тонна материалды сағатына шамамен 1,5 миллион километр жылдамдықпен планетааралық кеңістікке жібере алады.

Жұлдыздар коронасы

Короналық жұлдыздар Герцспрунг-Рассел диаграммасының салқын жартысындағы жұлдыздардың арасында кең таралған. Бұл короналарды рентгендік телескоптар арқылы анықтауға болады. Кейбір жұлдыздар короналары, әсіресе жас жұлдыздар, Күндікінен әлдеқайда жарық. Мысалы, FK Comae Berenices – өзгермелі жұлдыздың FK Com класының прототипі. Бұл G және K спектральді типтеріне жататын алып жұлдыздар, олардың айналуы ерекше жылдам және белсенділігі өте жоғары. Олардың рентгендік короналары ең жарықтарының (Lx ≥ 1032 эрг·с−1 немесе 1025 Вт) қатарында және 40 МК-ға дейінгі басым температурамен ең ыстықтары болып табылады. Зерттеулер көрсеткендей, F, G, K және M жұлдыздарында хромосфералар бар, және олардың көпшілігінде Күнге ұқсас короналар кездеседі. O B жұлдыздарында беттік конвекциялық аймақтар болмайды, бірақ олар күшті рентген сәулеленуін шығарады. Дегенмен, бұл жұлдыздарда корона жоқ, бірақ сыртқы жұлдыздық қабықшалары жылдам қозғалатын газ бөлшектеріндегі жылулық тұрақсыздықтан туындаған шоқтар кезінде осы сәулеленуді шығарады. Сондай-ақ, A жұлдыздарында конвекциялық аймақтар жоқ, бірақ олар ультракөк сәуле және рентген сәулелерінде сәулелену шығармайды. Осылайша, оларда хромосфера да, корона да жоқ.

Коронаның физикасы

Күн атмосферасының сыртқы бөлігіндегі материя плазма күйінде, өте жоғары температурада (бірнеше миллион кельвин) және өте төмен тығыздықта (1015 бөлшек/м3 шамасында) болады. Плазманың анықтамасы бойынша, ол – квази-бейтарап бөлшектер жиынтығы, ұжымдық мінез-құлық көрсетеді. Құрамы Күннің ішкі бөлігіндегіге ұқсас, негізінен сутегі, бірақ фотосферадағыдан гөрі ауыр элементтерінің иондануы әлдеқайда жоғары. Темір сияқты ауыр металдар ішінара ионданып, көптеген сыртқы электрондарын жоғалтады. Химиялық элементтің иондану күйі температураға тікелей байланысты және төменгі атмосферада Саха теңдеуімен, ал оптикалық жұқа коронадағы соқтығысу тепе-теңдігімен реттеледі. Тарихи тұрғыдан алғанда, темірдің жоғары иондалған күйлерінен шығатын спектрлік сызықтардың болуы корона плазмасының жоғары температурасын анықтауға мүмкіндік берді, бұл коронаның хромосфераның ішкі қабаттарынан әлдеқайда ыстық екенін көрсетті. Корона өте ыстық, бірақ сонымен бірге өте жеңіл газ сияқты әрекет етеді: коронадағы қысым белсенді аймақтарда әдетте 0,1-ден 0,6 Па-ға дейін, ал Жердегі атмосфералық қысым шамамен 100 кПа, күн бетіндегіден миллион есе жоғары. Дегенмен, ол толыққанды газ емес, себебі ол зарядталған бөлшектерден – негізінен әртүрлі жылдамдықпен қозғалатын протон мен электрондардан тұрады. Егер олардың орташа кинетикалық энергиясы бірдей болса (эквипартиция теоремасы бойынша), электрондардың массасы протондардан шамамен еселік аз болғандықтан, олар жоғары жылдамдыққа ие болады. Металл иондары әрқашан баяу қозғалады. Бұл факт сәулелену процестеріне (фотосфералық сәулелену процестерінен өте ерекшеленеді) немесе жылу өткізгіштігіне маңызды физикалық салдарлар әкеледі. Сонымен қатар, электр зарядтарының болуы электр тогы мен күшті магнит өрістерін тудырады. Магнитогидродинамикалық толқындар (МГД толқындары) осы плазмада таралуы мүмкін, бірақ олардың коронада қалай пайда болатыны немесе берілетіні әлі де толыққанды түсініксіз.

The matter in the external part of the solar atmosphere is in the state of plasma, at very high temperature (a few million kelvin) and at very low density (of the order of 1015 particles/m3). According to the definition of plasma, it is a quasi neutral ensemble of particles which exhibits a collective behaviour. The composition is similar to that in the Sun's interior, mainly hydrogen, but with much greater ionization of its heavier elements than that found in the photosphere. Heavier metals, such as iron, are partially ionized and have lost most of the external electrons. The ionization state of a chemical element depends strictly on the temperature and is regulated by the Saha equation in the lowest atmosphere, but by collisional equilibrium in the optically thin corona. Historically, the presence of the spectral lines emitted from highly ionized states of iron allowed determination of the high temperature of the coronal plasma, revealing that the corona is much hotter than the internal layers of the chromosphere. The corona behaves like a gas which is very hot but very light at the same time: the pressure in the corona is usually only 0.1 to 0.6 Pa in active regions, while on the Earth the atmospheric pressure is about 100 kPa, approximately a million times higher than on the solar surface. However it is not properly a gas, because it is made of charged particles, basically protons and electrons, moving at different velocities. Supposing that they have the same kinetic energy on average
(for the equipartition theorem), electrons have a mass roughly times smaller than protons, therefore they acquire more velocity. Metal ions are always slower. This fact has relevant physical consequences either on radiative processes (that are very different from the photospheric radiative processes), or on thermal conduction. Furthermore, the presence of electric charges induces the generation of electric currents and high magnetic fields. Magnetohydrodynamic waves (MHD waves) can also propagate in this plasma, even though it is still not clear how they can be transmitted or generated in the corona.

Толқындық қыздыру теориясы

Эври Шацман 1949 жылы ұсынған толқындық жылу теориясы толқындардың энергияны күннің ішкі бөлігінен күннің хромосферасына және коронасына жеткізетінін болжайды. Күн, қарапайым газ емес, плазмадан тұрғандықтан, ауадағы дыбыс толқындарына ұқсас бірнеше толқындарды қолдайды. Ең маңызды толқын түрлері – магнит-акустикалық толқындар мен Альфвен толқындары. Магнит-акустикалық толқындар – магнит өрісінің әсерінен өзгерген дыбыс толқындары, ал Альфвен толқындары плазмадағы материямен өзара әрекеттесу нәтижесінде өзгерген өте төмен жиілікті радио толқындарына ұқсас. Толқындардың екі түрі де күннің фотосферасындағы грануляция мен супергрануляцияның турбуленттілігінен туындауы мүмкін, және олардың екі түрі де энергияны жылу түрінде шашыратып, соққы толқынына айналғанға дейін күн атмосферасы арқылы белгілі бір қашықтыққа дейін жеткізе алады. Толқындық жылудың бір мәселесі – жылуды қажетті жерге жеткізу. Магнит-акустикалық толқындар хромосфера арқылы коронаға жеткілікті энергияны жеткізе алмайды, себебі хромосферадағы қысым төмен және олар фотосфераға кері қайтарылады. Альфвен толқындары жеткілікті энергияны тасымалдай алады, бірақ коронаға енгеннен кейін оны жеткілікті жылдамдықпен таратуға қабілетсіз. Плазмадағы толқындарды түсіну және талдау өте қиын, бірақ Томас Богдан және оның әріптестері 2003 жылы жүргізген компьютерлік модельдеу Альфвен толқындары коронаның түбінде басқа толқын түрлеріне айналуы мүмкін екенін көрсетті, бұл фотосферадан хромосфера мен өтпелі аймақ арқылы көп мөлшерде энергияны тасымалдауға мүмкіндік беретін жол қамтамасыз етеді. Толқындық жылудың тағы бір мәселесі – 1990 жылдардың соңына дейін күн коронасы арқылы таралатын толқындардың тікелей дәлелінің болмауы. Күн коронасына және оның ішінде таралатын толқындарды алғашқы тікелей байқау 1997 жылы Күн және гелиосфералық обсерваторияның ғарышқа шығарылған күн обсерваториясымен жасалды, ол тұрақты фотометриямен Күнді ұзақ уақыт бойы экстремалды ультракөк түсте (EUV) байқауға қабілетті алғашқы платформа болды. Бұл шамамен 1 миллигерц жиілігі бар магнит-акустикалық толқындар болды, олар коронаны қыздыру үшін қажетті энергияның шамамен 10% - ын ғана жеткізеді. Көптеген байқаулар бар, мысалы, күн жарқылдарынан туындаған Альфвен толқындары сияқты жергілікті толқын құбылыстары, бірақ бұл оқиғалар уақытша және біркелкі короналық жылуды түсіндіре алмайды. Коронаны қыздыру үшін қанша толқын энергиясы бар екені әлі белгісіз. TRACE ғарыш аппаратынан алынған деректерді пайдалана отырып, 2004 жылы жарияланған нәтижелер Күн атмосферасында (10 секундтық кезеңге ие) жоғары жиілікті толқындар бар екенін көрсетті. SOHO-дағы UVCS құралымен күн желдегі әртүрлі иондардың температурасын өлшеу, адам есту диапазонына жақын жиіліктегі толқындардың бар екеніне жанама дәлелдер келтірді. Бұл толқындарды қалыпты жағдайда анықтау өте қиын, бірақ Уильямс колледжінің командалары күн тұтылу кезінде жинаған деректер мұндай толқындардың 1 диапазонында болуын көрсетеді. Жақында Альфвеник қозғалыстары Күннің төменгі атмосферасында, сондай-ақ тыныш Күнде, короналық тесіктерде және белсенді аймақтарда Күн динамикасы обсерваториясының бортындағы AIA құралымен жүргізілген бақылаулар арқылы табылды. Бұл Альфвеник тербелістердің айтарлықтай қуаты бар және олар бұрын Hinode ғарыш кемесімен хабарланған хромосфералық Альфвеник тербелістермен байланысты болып көрінеді. Күн желді "Wind" ғарыш кемесімен бақылау Альфвен циклотрондық таралу теориясын растайтын дәлелдерді көрсетті, бұл жергілікті иондық қыздыруға әкеледі.

The wave heating theory, proposed in 1949 by Évry Schatzman, proposes that waves carry energy from the solar interior to the solar chromosphere and corona. The Sun is made of plasma rather than ordinary gas, so it supports several types of waves analogous to sound waves in air. The most important types of wave are magneto acoustic waves and Alfvén waves. Magneto acoustic waves are sound waves that have been modified by the presence of a magnetic field, and Alfvén waves are similar to ultra low frequency radio waves that have been modified by interaction with matter in the plasma. Both types of waves can be launched by the turbulence of granulation and super granulation at the solar photosphere, and both types of waves can carry energy for some distance through the solar atmosphere before turning into shock waves that dissipate their energy as heat. One problem with wave heating is delivery of the heat to the appropriate place. Magneto acoustic waves cannot carry sufficient energy upward through the chromosphere to the corona, both because of the low pressure present in the chromosphere and because they tend to be reflected back to the photosphere. Alfvén waves can carry enough energy, but do not dissipate that energy rapidly enough once they enter the corona. Waves in plasmas are notoriously difficult to understand and describe analytically, but computer simulations, carried out by Thomas Bogdan and colleagues in 2003, seem to show that Alfvén waves can transmute into other wave modes at the base of the corona, providing a pathway that can carry large amounts of energy from the photosphere through the chromosphere and transition region and finally into the corona where it dissipates it as heat. Another problem with wave heating has been the complete absence, until the late 1990s, of any direct evidence of waves propagating through the solar corona. The first direct observation of waves propagating into and through the solar corona was made in 1997 with the Solar and Heliospheric Observatory space borne solar observatory, the first platform capable of observing the Sun in the extreme ultraviolet (EUV) for long periods of time with stable photometry. Those were magneto acoustic waves with a frequency of about 1 millihertz (mHz, corresponding to a wave period), that carry only about 10% of the energy required to heat the corona. Many observations exist of localized wave phenomena, such as Alfvén waves launched by solar flares, but those events are transient and cannot explain the uniform coronal heat. It is not yet known exactly how much wave energy is available to heat the corona. Results published in 2004 using data from the TRACE spacecraft seem to indicate that there are waves in the solar atmosphere at frequencies as high as (10 second period). Measurements of the temperature of different ions in the solar wind with the UVCS instrument aboard SOHO give strong indirect evidence that there are waves at frequencies as high as , well into the range of human hearing. These waves are very difficult to detect under normal circumstances, but evidence collected during solar eclipses by teams from Williams College suggest the presences of such waves in the 1– range. Recently, Alfvénic motions have been found in the lower solar atmosphere and also in the quiet Sun, in coronal holes and in active regions using observations with AIA on board the Solar Dynamics Observatory. These Alfvénic oscillations have significant power, and seem to be connected to the chromospheric Alfvénic oscillations previously reported with the Hinode spacecraft. Solar wind observations with the Wind spacecraft have recently shown evidence to support theories of Alfvén cyclotron dissipation, leading to local ion heating.

Магниттік қайта қосылу теориясы

Магниттік қайта қосылу теориясы күннің магнит өрісіне сүйенеді, ол күн коронасында электр тоқтарын тудырады. Содан кейін ағымдар кенеттен құлап, энергияны жылу және толқын энергиясы түрінде коронаға бөліп шығарады. Бұл процесс плазмада (немесе сынап немесе теңіз суы сияқты кез келген электр өткізгіш сұйықтық) магнит өрістерінің ерекше қасиеттеріне байланысты "қайта қосылу" деп аталады. Плазмада магнит өрісінің сызықтары әдетте заттың жеке бөліктеріне бекітілген, сондықтан магнит өрісінің топологиясы өзгермейді: егер белгілі бір солтүстік және оңтүстік магнит полюстері бір өріс сызығымен байланысқан болса, тіпті плазма қозғалған немесе магниттер жылжытылған жағдайда да, бұл өріс сызығы осы полюстерді жалғастыра береді. Бұл байланыс плазмадағы индукцияланған электр тоқтары арқылы сақталады. Белгілі бір жағдайларда электр тоқтары құлап, магнит өрісіне басқа магнит полюстерімен "қайта қосылуға" және осы процесте жылу мен толқын энергиясын босатуға мүмкіндік береді. Магниттік қайта қосылу күн жүйесіндегі ең ірі жарылыстар – күн жарқындарының себебі деп болжанады. Сонымен қатар, Күннің беті 50 бірлік ені бар миллиондаған кішкентай магниттелген аймақтармен жабылған. Бұл кішкентай магнит полюстері тұрақты грануляцияның әсерінен соққыға ұшырап, араласады. Күн коронасындағы магнит өрісі осы "магниттік кілемнің" қозғалысына сәйкес келу үшін үнемі қайта қосылуға ұшырауы керек, сондықтан қайта қосылудан босатылатын энергия короналық жылудың табиғи түрі болуы мүмкін, мысалы, жеке-жеке өте аз энергия беретін, бірақ бірге қажетті энергияны құрайтын "микрожарықтар" тізбегі ретінде. Наножарықтар коронаны қыздыруы мүмкін деген идеяны 1980 жылдары Юджин Паркер ұсынған, бірақ ол әлі де даулы мәселе болып табылады. Атап айтқанда, TRACE және SOHO/EIT сияқты ультракүлгін телескоптар жеке микрожарықтарды өте күлгін сәуледегі шағын жарқындар ретінде байқай алады, бірақ коронаға шығарылған энергияны есепке алу үшін осы кішкентай оқиғалардың саны жеткіліксіз сияқты. Есепке алынбаған қосымша энергия толқын энергиясымен немесе микрожарықтарға қарағанда энергияны тегіс босататын және сондықтан TRACE деректерінде жақсы көрінбейтін магниттік қайта қосылу арқылы толықтырылуы мүмкін. Микрожарықтар гипотезасының түрлері магнит өрісін күшейту немесе энергияны босату үшін басқа механизмдерді қолданады және 2005 жылы белсенді зерттеулердің нысаны болып табылады.

The magnetic reconnection theory relies on the solar magnetic field to induce electric currents in the solar corona. The currents then collapse suddenly, releasing energy as heat and wave energy in the corona. This process is called "reconnection" because of the peculiar way that magnetic fields behave in plasma (or any electrically conductive fluid such as mercury or seawater). In a plasma, magnetic field lines are normally tied to individual pieces of matter, so that the topology of the magnetic field remains the same: if a particular north and south magnetic pole are connected by a single field line, then even if the plasma is stirred or if the magnets are moved around, that field line will continue to connect those particular poles. The connection is maintained by electric currents that are induced in the plasma. Under certain conditions, the electric currents can collapse, allowing the magnetic field to "reconnect" to other magnetic poles and release heat and wave energy in the process. Magnetic reconnection is hypothesized to be the mechanism behind solar flares, the largest explosions in the Solar System. Furthermore, the surface of the Sun is covered with millions of small magnetized regions 50– across. These small magnetic poles are buffeted and churned by the constant granulation. The magnetic field in the solar corona must undergo nearly constant reconnection to match the motion of this "magnetic carpet", so the energy released by the reconnection is a natural candidate for the coronal heat, perhaps as a series of "microflares" that individually provide very little energy but together account for the required energy. The idea that nanoflares might heat the corona was proposed by Eugene Parker in the 1980s but is still controversial. In particular, ultraviolet telescopes such as TRACE and SOHO/EIT can observe individual micro flares as small brightenings in extreme ultraviolet light, but there seem to be too few of these small events to account for the energy released into the corona. 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 does not appear well in the TRACE data. 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.

Спайкульдер (II тип)

Ғалымдар ондаған жылдар бойы шұңқырлар коронаға жылу жібере алады деп сенді. Алайда, 1980 жылдары жүргізілген байқау зерттеулерінде спикула плазмасы корона температурасына жете алмайтыны анықталды, сондықтан бұл теория қолдаусыз қалды. 2010 жылы Колорадодағы Атмосфералық зерттеулер ұлттық орталығында, Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL) және Осло университетінің Теориялық астрофизика институтымен бірлесіп жүргізілген зерттеулерге сәйкес, 2007 жылы ашылған, жаңа шпайкулалар класы (TYPE II) – секундтық жылдамдықпен (100 км/с дейін) қозғалып, қысқа өмір сүретіндер, бұл мәселенің шешімін табуға мүмкіндік береді. Бұл ағындар қыздырылған плазманы Күннің сыртқы атмосферасына жібереді. Осылайша, енді коронаны жақсырақ түсінуге және Күннің Жердің жоғарғы атмосферасына тигізетін әсерін білуге болады. Бұл гипотезаны тексеру үшін NASA-ның жақында іске қосылған Күн динамикасы обсерваториясының Атмосфералық бейнелеу құрамы және жапондық «Хиноде» спутнигіндегі NASA-ның Күн оптикалық телескопының фокустық жазықтық жиынтығы қолданылды. Жаңа құралдардың кеңістіктік және уақыттық жоғары ажыратымдылығы осы короналық массаның көзін ашты. Бұл байқаулар миллиондаған градусқа дейін қыздырылған плазма мен осы плазманы коронаға жеткізетін шпікульдер арасындағы тікелей байланысты көрсетеді.