항성 코로나

개기일식 동안, 태양의 코로나와 시작은 육안으로 볼 수 있다.

코로나(pl.코로나 또는 코로나)는 별 대기의 가장 바깥쪽 층이다.혈장으로 구성되어 있습니다.

태양의 코로나(CORNA)는 채층 위에 있으며 우주 공간으로 수백만 킬로미터까지 뻗어 있다.그것은 개기일식 때 가장 쉽게 볼 수 있지만, 코로나그래프로도 관찰할 수 있다.분광학적 측정 결과 코로나에서 강한 이온화가 발생하고 플라즈마 온도가 10,000,000 켈빈을 ^[1]초과하여 광구로 알려진 태양 표면보다 훨씬 뜨거운 것으로 나타났습니다.

코로나라는 단어는 라틴어로 '왕관'을 뜻하며, 고대 그리스어 ρρρ kor kor, kornn,, 'garland, rews'에서 유래했다.

역사

1806년 6월 16일 뉴욕 킨더훅 일식 때 호세 호아킨 데 페러가 그린 코로나.

1724년 프랑스-이탈리아 천문학자 자코모 F. Maraldi는 일식 때 보이는 아우라는 ^[2]달이 아니라 태양의 것이라는 것을 알아챘다.1809년 스페인의 천문학자 호세 호아킨 데 페러는 '코로나'^[3]라는 용어를 만들었다.1806년 뉴욕 킨더훅 일식에 대한 자신의 관찰에 기초하여, 드 페러는 또한 코로나가 달의 일부가 아니라 태양의 일부라고 제안했다.영국의 천문학자 노먼 로키어는 헬륨이라고 불리는 태양의 채권에서 지구상에 알려지지 않은 첫 번째 원소를 확인했다.프랑스 천문학자 쥘 옌센은 1871년과 1878년 사이의 일식을 비교한 후, 코로나의 크기와 모양이 태양 ^[4]흑점 주기에 따라 변한다고 언급했다.1930년, 버나드 리오트는 개기일식 없이 코로나를 볼 수 있는 코로나그래프를 발명했다.1952년, 미국 천문학자 유진 파커는 태양 표면 전체에 발생할 수 있는 태양 플레어와 유사한 작은 밝기인 무수한 작은 '나노플레어'에 의해 태양 코로나를 가열할 수 있다고 제안했다.

역사 이론

태양의 코로나 온도가 높기 때문에 특이한 스펙트럼 특성이 나타나며, 19세기에는 코로늄이라는 이전에는 알려지지 않았던 원소를 포함하고 있다는 주장이 제기되기도 했다.대신, 이러한 스펙트럼 특성은 고이온화 철(Fe-XIV, 또는¹³⁺ Fe)로 설명되었다.Grotrian(1939년)의 연구에 따라, 벵트 에들렌은 1940년 (1869년 이후 관측) 고이온화 금속(Fe의 녹색¹³⁺ Fe-XIV 선은 5303O, Fe4의⁹⁺ 적색 Fe-X 라인도 ^[1]6374에서 관측됨)의 낮은 준안정 수준에서의 전환으로 코로나 스펙트럼 라인을 처음 확인했다.

물리적인 특징

태양주기 중의 태양자속 구성을 나타내는 도면

태양의 코로나 온도는 태양의 가시 표면보다 훨씬 더 뜨겁다(150배에서 450배). 광구의 평균 온도는 코로나 온도가 1백만에서 3백만 켈빈인 것에 비해 약 5800 켈빈이다.코로나는 광구의 10배 밀도가⁻¹² 높기 때문에 가시광선의 약 100만분의 1을 생성합니다.코로나는 상대적으로 얕은 채층에 의해 광구와 분리된다.코로나가 가열되는 정확한 메커니즘은 여전히 논쟁의 대상이지만, 태양 자기장에 의한 유도와 아래에서 발생하는 자기유체역학파 등이 있을 수 있습니다.태양 코로나 바깥쪽 가장자리는 열린 자속으로 인해 태양풍을 발생시키기 때문에 지속적으로 이동됩니다.

코로나가 항상 태양 표면에 고르게 분포되어 있는 것은 아닙니다.조용한 시간 동안, 코로나 구멍은 극지방을 덮고 있는 적도 지역에 다소 한정됩니다.하지만 태양의 활동 기간 동안, 코로나는 적도와 극지방에 고르게 분포되어 있지만, 태양 흑점이 활동하는 지역에서는 가장 두드러집니다.태양 주기는 태양 최소값에서 다음 최소값까지 약 11년 동안 지속된다.태양 자기장은 태양의 적도에서 질량이 더 빨리 회전(차동 회전)하기 때문에 자기장이 더 뒤틀리는 태양 극대기에서는 태양 흑점 활동이 더욱 뚜렷해질 것이다.태양 흑점과 관련된 것은 태양 내부에서 솟아오르는 코로나 고리, 자속 고리입니다.자속은 뜨거운 광구를 밀어내고, 아래에 있는 차가운 플라즈마를 노출시켜 상대적으로 어두운 태양 반점을 만듭니다.

이후 그것은 코로나 높은 해상도로 스펙트럼의 X- 선 범위에서 위성 스카이랩에 의해 1973년과 Yohkoh고 따라가기 공간 악기 얼마 후에 의해 찍혀 있지만, 그것은 코로나의 구조는 상당히 복잡한 다양한 것:의 다양한 지역 즉시 코로나의 디스크에 분류했다 보여지고 있다.[5][6][7]천문학자들은 보통 아래와 같이 여러 ^[8]지역을 구분한다.

활성 지역

활성 영역은 광구에서 반대 자기 극성의 점을 연결하는 루프 구조의 앙상블이며, 이른바 코로나 루프라고 합니다.그들은 일반적으로 태양 적도와 평행한 두 개의 활동 구역에 분포합니다.평균 온도는 2백만 켈빈에서 4백만 켈빈 사이이고 밀도는 cm당 10에서⁹³ 10개의¹⁰ 입자가 있습니다.

태양발광과 태양흑점을 그린 일러스트

능동 지역:은 광구에서[8]태양 흑점과 백반이 발생, 채층에서 스피큘, Hα 필라멘트와 플라쥐;채층과 전이 영역에서의 홍염;그리고 폭발과 코로나 질량 유출 i. 일어나(CME)모든 현상에서 직접 태양의 표면 위에 다른 높이에서 발생하는 자기장과 연결되어 포함한다nt코로나와 채층입니다플레어가 매우 격렬하면 광구를 교란시켜 모레톤파를 발생시킬 수도 있습니다.반대로, 대기 발진은 태양 디스크에서 어둡고 "뱀 같은" Hα 리본(필라멘트처럼 보이는)으로 관측되는 크고, 시원하고, 밀도가 높은 구조입니다.이들의 온도는 약 5000-8000K이며, 그래서 그것들은 보통 채층 특성으로 여겨진다.

2013년 고해상도 코로나 이미저의 이미지는 이러한 활성 ^[9]영역의 외부 층 내에서 이전에 볼 수 없었던 플라즈마의 "자성 땋은 머리"를 보여주었다.

코로나 루프

TRACE 171Ω 코로나 루프

코로나 루프는 자기 태양 코로나의 기본 구조이다.이 루프는 코로나 구멍과 태양풍에서 볼 수 있는 열린 자속의 닫힌 자속입니다.자속 고리는 태양체에서 솟아올라 뜨거운 태양 ^[10]플라즈마로 채워진다.이러한 코로나 루프 영역의 높은 자기 활동으로 인해, 코로나 루프는 종종 태양 플레어와 CME의 전조일 수 있다.

이러한 구조에 공급되는 태양 플라즈마는 광구, 전이 영역 및 코로나에서 6000K 미만으로 10K 이상 가열됩니다⁶.종종, 태양 플라즈마는 이러한 루프를 한 지점에서 다른 지점으로 메우고 배수합니다. 이를 풋 포인트라고 합니다. (압력 차이로 ^[11]인한 슬폰 흐름 또는 다른 드라이버로 인한 비대칭 흐름).

플라즈마가 풋포인트에서 루프톱을 향해 상승할 때, 항상 콤팩트 플레어의 초기 단계에서 발생하는 것처럼, 이것은 채층 증발이라고 정의된다.플라즈마가 급속히 냉각되어 광구 쪽으로 떨어질 때, 그것은 색권 응축이라고 불립니다.또한 양쪽 루프 풋포인트에서 대칭적인 흐름이 발생하여 루프 구조에 질량이 축적될 수 있습니다.플라즈마는 (열적 불안정성을 위해) 이 지역에서 빠르게 냉각될 수 있으며, 태양 원반에 대한 어두운 필라멘트가 뚜렷하게 나타나거나 태양의 사지에서 시작된다.

코로나 루프의 수명은 초(플레어 이벤트의 경우), 분, 시간 또는 일 순으로 있을 수 있습니다.루프 에너지원과 싱크에 균형이 있는 경우, 코로나 루프는 장기간 지속될 수 있으며 정상 상태 또는 대기 코로나 루프(예)로 알려져 있습니다.

코로나 루프는 현재의 코로나 가열 문제를 이해하는 데 매우 중요합니다.코로나 루프는 고방사성 플라즈마 소스이므로 TRACE와 같은 기기로 쉽게 관찰할 수 있습니다.코로나 가열 문제에 대한 설명은 이러한 구조가 원격으로 관찰되고 있으며, 여기에는 많은 모호성이 존재한다(즉, 가시선 전파를 따른 방사선 기여).최종 답을 결정하기 전에 현장 측정이 필요하지만, 코로나 내의 플라즈마 온도가 높기 때문에 현재 현장 측정은 불가능합니다.NASA의 파커 태양 탐사선의 다음 임무는 태양에 매우 가까이 접근하여 보다 직접적인 관측을 가능하게 할 것이다.

대규모 구조물

대규모 구조는 태양 원반의 4분의 1 이상을 덮을 수 있는 매우 긴 원호이지만 활성 영역의 코로나 루프보다 밀도가 낮은 플라즈마를 포함합니다.

그것들은 1968년 6월 8일 로켓 비행 ^[12]중 플레어 관측으로 처음 발견되었다.

코로나의 대규모 구조는 11년의 태양 주기에 걸쳐 변화하며, 태양의 자기장이 쌍극성 구성(및 4극성 성분)과 거의 유사한 최소 기간 동안 특히 단순해집니다.

활성 영역의 상호 연결

파커 솔라 프로브가 2021년 초 태양의 코로나를 통과하면서, 우주선은 코로나 스트리머라고 불리는 구조물을 통해 비행했다.

활성 영역의 상호 연결은 서로 다른 활성 영역의 반대 자기장의 호 연결 영역입니다.이러한 ^[13]구조의 상당한 변화는 플레어 후에 종종 나타난다.

이러한 종류의 다른 특징으로는 헬멧 스트리머가 있습니다. 헬멧 스트리머는 일반적으로 태양 흑점과 활동 영역을 덮는 길고 뾰족한 피크가 있는 크고 캡과 같은 관상 구조입니다.코로나 스트리머는 느린 태양풍의 ^[13]근원으로 여겨진다.

필라멘트 공동

2010년 10월 16일에 태양역학 관측소가 촬영한 이미지.매우 긴 필라멘트 공동이 태양의 남반구를 가로질러 보인다.

필라멘트 공동은 X선에서 어둡게 보이는 영역이며 채층에서 Hα 필라멘트가 관찰되는 영역 위에 있습니다.그것들은 1970년 두 번의 로켓 비행에서 처음 관측되었는데, 이 로켓 비행은 코로나 ^[12]구멍을 감지하기도 했다.

필라멘트 공동은 자기력에 의해 태양 표면 위에 떠 있는 차가운 플라즈마 구름입니다.강한 자기장의 영역은 뜨거운 플라즈마가 없기 때문에 이미지에서는 어둡게 보입니다.사실, 자기 압력과 플라즈마 압력의 합계는 평형 구성을 가지기 위해 태양권 어디에서나 일정해야 합니다. 즉, 자기장이 더 높은 곳에서는 플라즈마가 더 차갑거나 밀도가 낮아야 합니다.플라즈마 $압력$ p(\ $displaystyle$ p)는 $p$ 완전 기체의 상태 방정식으로 계산할 수 $p=nk_{B}T$ . $p=nk_{B}T$ $p=nk_{B}T$ n k B T $(\displaystyle$ p= $plasma_{B}$ $n$ 서 $p=nk_{B}T$ n $(\displaystyle$ n $p=nk_{B}T$ 은 $n$ 입자수 밀도, $k_{B}$ $(\$ 는 $k_{B}$ 볼츠만 상수, $(\displaystyle$ T $)$ 는 $T$ 플라즈마 온도입니다.플라즈마 온도가 주변 영역에 비해 감소하거나 강한 자기장의 영역이 비었을 때 플라즈마 압력이 감소한다는 것은 방정식에서 명백하다.같은 물리적 효과는 광구의 ^{[citation needed]}태양 흑점을 명백히 어둡게 만든다.

밝은 점

밝은 점은 태양 원반에서 발견되는 작은 활동 영역입니다.엑스레이 휘점은 1969년 4월 8일 로켓 비행 ^[12]중 처음 발견되었다.

밝은 점으로 덮인 태양 표면의 비율은 태양 주기에 따라 달라집니다.이들은 자기장의 작은 양극 영역과 연관되어 있습니다.평균 온도는 1.1MK에서 3.4MK 사이입니다.온도의 변화는 종종 X선 ^[14]방출의 변화와 관련이 있습니다.

코로나 홀

코로나 홀은 ^[15]방사선이 많이 방출되지 않기 때문에 엑스레이에서 어둡게 보이는 단극 영역입니다.이것은 자기장이 단극이고 행성간 공간을 향해 열리는 태양의 넓은 영역입니다.고속 태양풍은 주로 이 지역에서 발생한다.

관상 홀의 UV 이미지에서, 가늘고 긴 거품과 비슷한 몇몇 작은 구조물들이 종종 태양풍에 매달려 있는 것을 볼 수 있다.이건 관상용 깃털이야더 정확히 말하면, 그것들은 태양의 북극과 ^[16]남극에서 바깥쪽으로 돌출된 길고 얇은 스트리머입니다.

고요한 태양

활동 영역과 코로나 홀의 일부가 아닌 태양 영역은 일반적으로 조용한 태양으로 식별됩니다.

적도 지역은 극지방보다 회전 속도가 빠르다.태양의 차등 자전의 결과는 활동 영역이 항상 적도에 평행한 두 개의 띠로 생겨나고 태양 주기의 최대 기간 동안 그 확장이 증가하는 반면, 각각의 최소 기간 동안 거의 사라집니다.따라서, 조용한 태양은 항상 적도대와 일치하며 태양 주기가 최대일 때 그 표면은 덜 활동적이다.태양 주기의 최소에 가까워지면(나비 주기라고도 함) 조용한 태양의 연장은 코로나 구멍이 있는 반구와 극의 밝은 점을 제외한 전체 원반 표면을 덮을 때까지 증가합니다.

알펜 표면

파커 태양 탐사선이 태양 코로나를 통과하는 NASA의 애니메이션.코로나의 경계인 알벤 표면 안에서는 플라즈마 파동이 태양 표면까지 왔다 갔다 합니다.

알벤 표면은 코로나 플라즈마의 알벤 속도와 대규모 태양풍 속도가 ^[17]^[18]동일한 곳으로 정의된 태양풍으로부터 코로나를 분리하는 경계이다.

연구원들은 태양의 알벤 임계 표면이 정확히 어디에 있는지 확신하지 못했다.코로나의 원격 사진을 근거로, 추정치는 코로나를 태양 표면에서 10에서 20 사이의 반지름으로 추정했다.2021년 4월 28일, 태양의 8번째 근접 비행 중, NASA의 Parker Solar Probe는 Alfvén ^[19]표면을 관통한 것을 나타내는 18.8 태양 반지름에서 특정한 자기와 입자 조건을 만났다.

코로나 가변성

관상 특징에 대해 이미 지적된 것처럼 다양한 초상화는 차분 시간에 진화하는 코로나 주요 구조의 역학적 분석에 의해 강조된다.그 복잡성의 관상 변화를 연구하는 것은 쉽지 않다. 왜냐하면 다른 구조의 진화 시간은 매우 다양할 수 있기 때문이다. 즉, 초에서 수개월까지이다.Coronal 이벤트가 발생하는 영역의 일반적인 크기는 다음 표에 나와 있는 것과 같은 방식으로 다릅니다.

코로나 이벤트	표준 시간 척도	표준 길이 척도(Mm)
활성 영역 플레어	10 ~ 10000초	10–100
X선 휘점	회의록	1–10
대규모 구조물에서의 과도성	분 단위에서 시간 단위로	~100
상호 연결 호에서 과도 상태	분 단위에서 시간 단위로	~100
조용한 태양	몇 시간에서 몇 달로	100 ~ 1000
코로나 홀	몇 번의 회전	100 ~ 1000

플레어

2012년 8월 31일 미국 동부 표준시 오후 4시 36분에 태양 대기권 밖을 맴돌던 태양 물질의 긴 필라멘트가 폭발했다.

플레어는 활성 영역에서 발생하며 코로나 작은 영역에서 방출되는 방사 플럭스가 갑자기 증가하는 것이 특징이다.그것들은 다양한 파장에서 볼 수 있는 매우 복잡한 현상이다; 그것들은 태양 대기의 여러 구역과 많은 물리적 영향, 열적이 아닌 열적, 그리고 때로는 물질 배출과 함께 자기장 선의 광범위한 재결합을 포함한다.

플레어는 평균 15분 지속되는 충동적인 현상으로, 가장 에너지가 넘치는 사건은 몇 시간 동안 지속될 수 있습니다.플레어는 밀도와 온도를 높고 빠르게 증가시킵니다.

백색광의 방출은 거의 관찰되지 않습니다. 보통 플레어는 색권과 코로나 방출의 전형적인 극자외선 파장과 X선에서만 볼 수 있습니다.

코로나에서 플레어의 형태는 UV, 연질 및 경질 X선, Hα 파장에서의 관측에 의해 설명되며 매우 복잡하다.단, 다음 두 가지 기본 구조를 구별할 수 있습니다.

사건이 일어나는 두 개의 아치가 각각 형태를 유지할 때, 콤팩트 플레어는 큰 구조적 변화 없이 방출의 증가만 관찰된다.방출되는 에너지는 10²² – 10²³ J입니다.
긴 지속시간의 플레어(발진폭발, 백색광선에서의 과도현상 및 2리본 ^[21]플레어): 이 경우 자기 루프는 이벤트 중에 구성을 변화시킨다.이러한 플레어 동안 방출되는 에너지는 10J에 이를²⁵ 정도로 큰 비율이다.

EUV 파장(TRACE)에서 볼 수 있는 태양 플레어 중에 발생하는 필라멘트

시간 역학의 경우, 일반적으로 3개의 다른 위상이 구별되며, 그 지속 시간은 비교 가능하지 않다.이러한 기간의 지속 시간은 이벤트 관찰에 사용되는 파장의 범위에 따라 달라집니다.

마이크로파, EUV 파장 및 하드 X선 주파수에서도 강한 에너지 방출이 종종 관찰된다.
최대 단계
몇 시간 동안 지속될 수 있는 붕괴 단계입니다.

때때로 플레어 앞의 단계를 관찰할 수 있는데, 보통 "플레어 전" 단계라고 합니다.

코로나 질량 방출

종종 대형 태양 플레어와 발광을 동반하는 것은 코로나 질량 방출(CME)이다.이것은 시간당 100만 킬로미터 이상의 속도로 태양에서 바깥쪽으로 이동하는 코로나 물질과 자기장의 엄청난 방출로, 태양 플레어 또는 그와 동반되는 돌출부의 약 10배에 달하는 에너지를 포함합니다.일부 대형 CME는 ^{[citation needed]}수억 톤의 물질을 시간당 약 150만 킬로미터의 속도로 행성간 우주로 밀어낼 수 있습니다.

항성 코로나

코로나별은 헤르츠스프룽-러셀 ^[22]도표의 차가운 절반에 있는 별들 사이에 어디에나 존재한다.이러한 관상 동맥은 X선 망원경을 사용하여 검출할 수 있습니다.일부 별의 코로나, 특히 젊은 별의 코로나들은 태양보다 훨씬 더 밝습니다.예를 들어 FK Comae Berenices는 변광성의 FK Com 클래스의 원형입니다.이들은 비정상적으로 빠른 회전과 극단적인 활동의 징후를 가진 스펙트럼 유형 G와 K의 거성이다.이들의 X선 관은 가장 밝으며(L_x µ³² 10 erg·s⁻¹ 또는 10W²⁵), 가장 뜨거운 것으로 알려져 있으며 지배적인 온도는 최대 40 ^[22]MK입니다.

주세페 바이아나와 그의 그룹이^[23] 아인슈타인 천문대와 함께 계획한 천문 관측 결과, F-, G-, K-, M 별들은 채권을 가지고 있으며 종종 태양과 매우 흡사한 코로나를 가지고 있는 것으로 나타났다.표면 대류대가 없는 O-B 별들은 강한 X선 방출을 가지고 있다.그러나 이 별들은 코로나를 가지고 있지 않지만 빠르게 움직이는 가스 방울의 열적 불안정성으로 인해 외부 항성 외피가 충격 시 이 방사선을 방출합니다.또한 A별은 대류대가 없지만 자외선과 X선 파장에서 방출되지 않습니다.따라서 그들은 채층도 코로나도 가지고 있지 않은 것으로 보인다.

코로나 물리학

2007년 1월 12일에 히노데가 촬영한 이 사진은 코로나 필라멘트 성질을 보여준다.

태양 대기의 외부 부분에 있는 물질은 매우 높은 온도(수백만 켈빈)와 매우 낮은 밀도(약 10 입자¹⁵³/m)의 플라즈마 상태에 있습니다.플라즈마의 정의에 따르면, 그것은 집합적 행동을 보이는 입자의 준중립적 앙상블이다.

이 성분은 주로 수소인 태양 내부와 비슷하지만 광구에서 발견되는 것보다 훨씬 더 큰 이온화를 가지고 있다.철과 같은 중금속은 부분적으로 이온화되어 대부분의 외부 전자를 잃었습니다.화학 원소의 이온화 상태는 온도에 따라 엄격히 달라지며, 최저 대기에서는 사하 방정식에 의해 조절되지만 광학적으로 얇은 코로나에서는 충돌 평형에 의해 조절됩니다.역사적으로, 철의 이온화된 상태에서 방출된 스펙트럼 라인의 존재는 코로나 플라즈마의 높은 온도를 측정할 수 있게 해주었고, 이는 코로나가 채층의 내부 층보다 훨씬 더 뜨겁다는 것을 보여준다.

코로나는 매우 뜨겁지만 동시에 매우 가벼운 가스처럼 행동한다: 코로나의 압력은 활동적인 영역에서 보통 0.1에서 0.6Pa인 반면, 지구의 대기압은 태양 표면보다 약 100만 배 높은 약 100kPa이다.하지만 그것은 제대로 된 기체가 아니다. 왜냐하면 그것은 기본적으로 양자와 전자인 하전된 입자로 구성되어 있고, 다른 속도로 움직이기 때문이다.만약 그들이 평균적으로 같은 운동 에너지를 가지고 있다고 가정한다면, 전자는 양성자보다 대략 1800배 작은 질량을 가지고 있기 때문에 그들은 더 많은 속도를 얻는다.금속 이온은 항상 느립니다.이 사실은 (광구 복사 과정과 매우 다른) 복사 과정 또는 열 전도에 관련된 물리적 결과를 가져온다.또한 전하의 존재는 전류 발생과 고자기장을 유도한다.자기유체역학파(MHD파)도 ^[24]이 플라즈마에서 전파될 수 있지만 코로나에서 어떻게 전달되거나 생성될 수 있는지는 아직 명확하지 않습니다.

방사능

코로나 플라즈마는 광학적으로 얇기 때문에 그것이 방출하는 전자파 방사선과 하층으로부터 나오는 전자파 방사선에 투명합니다.혈장은 매우 희박하며 광자 평균 자유 경로는 일반적인 관상 ^{[citation needed]}특성의 일반적인 크기를 포함하여 다른 모든 길이 스케일을 훨씬 능가한다.

코로나로부터의 전자기 복사는 동일한 공간에 위치한 세 가지 주요 선원에서 발생하는 것으로 확인되었다.

K-코로나(독일어로 Kontinuierlich, "연속"을 뜻하는 K)는 태양빛이 톰슨으로부터 자유 전자를 산란하여 생성된다. 반사된 광구 흡수선의 도플러 확대가 그것들을 완전히 흐리게 하여 흡수선이 없는 연속체의 스펙트럼 외관을 제공한다.
F-코로나는 먼지 입자에 반사된 햇빛에 의해 생성되며, F-코로나의 빛에 원시 태양빛에서 볼 수 있는 프라운호퍼 흡수선이 포함되어 있기 때문에 관찰할 수 있습니다. F-코로나는 태양에서 매우 높은 신장각까지 뻗어 있는데, 여기서 F-코로나는 황도대 빛이라고 불립니다.
E-코로나(방출의 경우 E)는 코로나 플라즈마에 존재하는 이온에 의해 생성된 스펙트럼 방출 라인에 기인한다. 넓은 스펙트럼 방출 라인 또는 금지된 스펙트럼 방출 라인 또는 뜨거운 스펙트럼 방출 라인에서 관찰될 수 있으며 코로나 ^[25]조성에 대한 주요 정보원이다.

열전도

2006년 12월 4일 STEREO에서 촬영한 극자외선 이미지 모자이크.이 거짓된 색상의 이미지들은 다양한 온도 범위에서 태양의 대기를 보여준다.왼쪽 위에서 시계방향: 100만°C(171°C(파란색), 150만°C(195°C(녹색), 60000~80000°C(304°C), 250만°C(286°C)

STEREO – 슬로우 애니메이션 최초 이미지

코로나에서 열전도는 외부 고온 대기에서 내부 냉각기 층으로 발생합니다.열의 확산 과정을 담당하는 것은 위에서 설명한 것처럼 이온보다 훨씬 가볍고 더 빠르게 움직이는 전자들이다.

자기장이 있을 때 플라즈마의 열전도율은 수직 ^[26]방향보다는 필드 라인에 평행한 방향으로 높아집니다.자기장선에 수직인 방향으로 이동하는 하전입자는 속도와 자기장에 의해 개별화된 평면에 대해 법선인 로렌츠력을 받는다.이 힘은 입자의 경로를 구부립니다.일반적으로 입자는 자기장 선을 따라 속도 성분을 가지기 때문에 로렌츠 힘은 입자가 사이클로트론 주파수에서 필드 선을 따라 구부러지고 나선형을 따라 움직이도록 구속합니다.

만약 입자 간의 충돌이 매우 잦다면, 그것들은 사방으로 흩어집니다.이것은 플라즈마가 운동하면서 자기장을 운반하는 광구에서 발생합니다.반대로 코로나에서는 전자의 평균 자유로가 킬로미터 이상이기 때문에 충돌 후 산란되기 훨씬 전에 각 전자가 헬리코이드 운동을 할 수 있다.따라서 자기장 라인을 따라 열전달이 강화되고 수직 방향으로 억제됩니다.

자기장의 세로 방향에서 코로나^[26] 열전도율은

k=20\leftfrac {2}{\pi }}\right}{3/2}{\frac {\left(k_{B}}T\right)^{5/2}k_{B}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda}}\약 1.8~10^{-10}~{\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}{\Wm^{-1}} {-1}

$k_{B}$ 서 k $({$ 는 $k_{B}$ 볼츠만 상수, $T$ ({ $displaystyle$ T})는 $T$ 켈빈, $({$ })는 $m_{e}$ 전자 질량, $e$ ({ $displaystyle$ e})는 $e$ 전자의 전하입니다.

({displaystyle \ln \Lambda =\ln \left (12\pi n\lftda _{D}^{3}\right)}

쿨롱 로그입니다.

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

는 입자 밀도 n ${displaystyle$ n $n$ 의 플라즈마 Debye 길이입니다.쿨롱 $\ln \Lambda$ ln $\ln \Lambda$ \Lambda $})$ 는 $\ln \Lambda$ 코로나에서 약 20, 평균 온도 1MK, 밀도³ 10입자¹⁵/m, 온도 약 10K, 입자 밀도가 10입자¹⁸/m인³ 채층에서는 약 10이며 실제로는 일정하다고 가정할 수 있다.

그런 다음q {display $q}$ 를 $q$ $q$ 하여 체적 단위의 열을 J m으로⁻³ 나타내면, 열 전달의 푸리에 방정식은 필드 라인의 $방향$ x {\ $display$ x $}$ 만을 $x$ 따라 계산됩니다.

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

∂

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수치 계산 결과 코로나 열전도율은 구리 열전도율에 필적하는 것으로 나타났습니다.

코로나 지진학

코로나 지진학은 자기유체역학(MHD)파를 이용해 태양 코로나 플라즈마를 연구하는 방법이다.MHD는 전기적으로 전도하는 유체의 역학을 연구합니다.이 경우 유체는 코로나 플라즈마입니다.철학적으로, 코로나 지진학은 지구의 지진학, 태양의 일진학, 실험실 플라즈마 장치의 MHD 분광학과 유사하다.이러한 모든 접근법에서는 매체를 탐사하기 위해 다양한 종류의 파동이 사용됩니다.코로나 자기장, 밀도 척도 높이, 미세 구조 및 가열 추정에서 코로나 지진학의 가능성은 여러 연구 그룹에 의해 입증되었다.

코로나 가열 문제

물리학의 미해결 문제:

왜 태양의 코로나가 태양 표면보다 훨씬 더 뜨거운가?

(물리학의 풀리지 않은 문제가 더 많다)

새로운 시각화 기술은 코로나 가열 문제에 대한 단서를 제공할 수 있습니다.

태양 물리학에서 코로나 가열 문제는 왜 태양 코로나 온도가 표면 온도보다 수백만 켈빈 더 높은지에 대한 질문과 관련이 있습니다.이 현상을 설명하기 위해 몇 가지 이론이 제안되었지만, 이 이론들 중 어떤 것이 ^[27]옳은지 결정하는 것은 여전히 어렵다.이 문제는 벵트 에들렌과 월터 그로트리아가 ^[28]태양 스펙트럼에서 Fe IX와 Ca XIV 선을 확인하면서 처음 나타났다.이것은 일식 동안 보이는 방출선이 "코로늄"이라고 불리는 알려지지 않은 원소에 의해 야기되는 것이 아니라 매우 높은 이온화 ^[27]단계에 있는 알려진 원소들에 의해 야기된다는 것을 발견하게 했다.코로나 온도와 6,000K의 광구 온도와의 비교는 어떻게 200배 더 뜨거운 코로나 온도를 ^[28]유지할 수 있는지에 대한 의문으로 이어집니다.이 문제는 주로 에너지가 코로나로 운반되어 몇 개의 태양 반지름 ^[29]내에서 열로 변환되는 방법과 관련이 있습니다.

열역학 제2법칙은 열이 약 5800K인 태양 광구(표면)에서 약 1~3MK의 훨씬 뜨거운 코로나로 직접 흘러가는 것을 막기 때문에 높은 온도는 태양 내부로부터 코로나로 에너지를 비열 과정에 의해 전달해야 한다.

광구와 코로나 사이에서 온도가 상승하는 얇은 영역을 전이 영역이라고 합니다.그것의 두께는 수십 킬로미터에서 수백 킬로미터에 불과합니다.기존의 열전달은 열역학 제2법칙에 위배되기 때문에 에너지를 냉각 광구에서 코로나로 전달할 수 없습니다.이것의 비유는 그것을 둘러싼 공기의 온도를 유리 표면보다 더 큰 것으로 올리는 전구가 될 것이다.따라서 코로나 가열에는 어떤 다른 에너지 전달 방식이 수반되어야 합니다.

태양 코로나를 가열하는 데 필요한 전력량은 코로나 복사 손실과 전이 영역을 통한 채층 방향 열 전도에 의한 가열 간의 차이로 쉽게 계산할 수 있다.이는 태양의 채층 표면적 1평방미터당 약 1킬로와트, 즉 태양을 빠져나가는 빛 에너지의 4만분의 1이다.

많은 코로나 가열 이론이 ^[30]제안되었지만, 두 가지 이론이 가장 유력한 후보로 남아 있습니다: 파동 가열과 자기 재연결(나노 플레어).^[31]지난 50년 동안 두 이론 모두 극단적인 코로나 온도를 설명할 수 없었다.

2012년, 소리 나는 로켓에 장착된 고해상도 Coronal Imager를 사용한 고해상도(<0.2µ) 소프트 X선 촬영 결과 코로나에 단단히 감긴 땋은 머리가 드러났다.땋은 머리를 다시 연결하고 풀어내는 것이 활성 태양 코로나를 최대 400만 켈빈의 온도로 가열하는 주요 원천으로 작용할 수 있다는 가설이 있다.대기 코로나(약 150만 켈빈)의 주요 열원은 MHD ^[32]파형에서 발생하는 것으로 가정한다.

NASA의 Parker Solar Probe는 코로나 가열과 태양풍의 기원을 조사하기 위해 약 9.5 태양 반지름 거리까지 태양에 접근하기 위한 것이다.2018년 8월 12일 성공적으로^[33] 발사되어 20개 이상의 태양 ^[34]근접 접근 계획 중 첫 번째 몇 개를 완료했다.

**경쟁 가열 메커니즘**
난방 모델
유체역학	마그네틱
자기장 없음 느리게 회전하는 별	DC(재접속)	AC(파)
자기장 없음 느리게 회전하는 별	B장 응력 재접속 이벤트 플레어 나노플레어 균일한 난방비	광구식 풋포인트 셔플링 MHD파 전파 고알펜 파속 균일하지 않은 난방비
	경쟁 이론

파동 가열 이론

1949년 에브리 샤츠만이 제안한 파동 가열 이론은 파동이 태양 내부로부터 태양 채층과 코로나로 에너지를 운반한다고 제안한다.태양은 일반 가스가 아닌 플라즈마로 만들어졌기 때문에 공기 중의 음파와 유사한 여러 종류의 파장을 지원합니다.가장 중요한 파형의 종류는 자기 음파와 알펜파이다.^[35]자기 음파는 자기장의 존재에 의해 변형된 음파이며, 알펜파는 플라즈마 내의 물질과의 상호작용에 의해 변형된 초저주파 전파와 유사하다.두 종류의 파장은 태양 광구에서의 과립과 슈퍼 과립의 난류에 의해 발사될 수 있으며, 두 종류의 파장은 에너지를 열로 소멸시키는 충격파로 변하기 전에 태양 대기를 통해 일정 거리만큼 에너지를 운반할 수 있다.

파도 가열의 한 가지 문제는 열을 적절한 장소에 전달하는 것입니다.자기 음파는 채층에 존재하는 낮은 압력과 광구로 반사되는 경향이 있기 때문에 채층을 통해 코로나로 충분한 에너지를 전달할 수 없습니다.알벤파는 충분한 에너지를 운반할 수 있지만 일단 코로나에 들어가면 그 에너지가 충분히 빠르게 소멸되지 않습니다.플라즈마의 파동은 이해하기 어렵고 분석적으로 묘사하기 어렵기로 악명 높지만, 2003년에 토마스 보그단과 동료들에 의해 수행된 컴퓨터 시뮬레이션은 알벤파가 광구로부터 많은 양의 에너지를 운반할 수 있는 경로를 제공하면서 코로나 베이스에서 다른 파동 모드로 변환될 수 있다는 것을 보여준다.채층 및 전이 영역, 그리고 최종적으로 코로나로 유입되어 열로 방출됩니다.

파도 가열의 또 다른 문제는 1990년대 후반까지 태양 코로나를 통해 전파되는 파도의 직접적인 증거가 전혀 없었다는 것이다.태양 코로나를 통해 전파되는 파동을 처음으로 직접 관찰한 것은 1997년 태양 및 태양권 관측소 우주 전달 태양 관측소로, 안정적인 광도 측정으로 장시간 극자외선(EUV)에서 태양을 관찰할 수 있는 최초의 플랫폼이다.그것들은 약 1밀리헤르츠(mHz, 1000초 파동에 상당)의 주파수의 자기 음파로, 코로나를 가열하는 데 필요한 에너지의 약 10%만 전달합니다.태양 플레어에 의해 발사된 알펜 파장과 같은 국부적인 파동 현상에 대한 많은 관측들이 존재하지만, 그러한 사건들은 일시적인 것이며 균일한 코로나 열을 설명할 수 없다.

코로나를 가열하는 데 사용할 수 있는 파동 에너지가 정확히 얼마인지는 아직 알려지지 않았다.TRACE 우주선의 데이터를 사용하여 2004년에 발표된 결과에 따르면 태양 대기 중에 100mHz(10초 주기)의 높은 주파수의 파동이 있는 것으로 보인다.소호(SOHO)에 탑재된 UVCS 기기로 태양풍에서 다양한 이온의 온도를 측정한 결과 인간의 청력 범위인 200Hz의 높은 주파수에 파동이 있다는 강력한 간접 증거를 얻을 수 있다.이러한 파장은 정상적인 상황에서는 감지하기가 매우 어렵지만, 윌리엄스 대학의 팀에 의해 일식 기간 동안 수집된 증거에 따르면 1-10Hz 범위의 파동이 존재한다.

최근 태양역학천문대에서 AIA를 이용한 관측을 통해 낮은 태양^[36]^[37] 대기와 조용한 태양,^[38] 코로나 홀 및 활동 영역에서 알페닉 움직임이 발견되었다.이러한 알페닉 진동은 상당한 힘을 가지고 있으며, 이전에 히노드 ^[39]우주선에서 보고된 색권 알페닉 진동과 관련이 있는 것으로 보입니다.

풍력 우주선을 이용한 태양풍 관측은 최근 알펜 사이클로트론 소산 이론을 뒷받침하는 증거를 보여주었고, 이는 국지적인 이온 ^[40]가열로 이어졌다.

자기 재접속 이론

태양역학 관측소에 의한 아크 활성 영역

자기 재연결 이론은 태양 ^[41]코로나에 전류를 유도하기 위해 태양 자기장에 의존한다.그러면 전류가 갑자기 붕괴되면서 에너지가 코로나에서 열과 파동 에너지로 방출됩니다.이 과정은 플라즈마(또는 수은이나 바닷물과 같은 전기 전도성 유체)에서 자기장이 작용하는 독특한 방법 때문에 "재연결"이라고 불립니다.플라즈마에서 자기장 라인은 보통 개별 물질 조각에 연결되어 있기 때문에 자기장의 위상이 동일하다.특정 북극과 남극이 단일 자기장 라인에 의해 연결되면 플라즈마가 교반되거나 자석이 이동하더라도 그 자기장 라인은 계속해서 이들 pa를 연결합니다.리틱 폴플라즈마에서 유도되는 전류에 의해 연결이 유지됩니다.특정 상황에서는 전류가 붕괴되어 자기장이 다른 자극에 "재연결"되고 그 과정에서 열과 파동 에너지가 방출될 수 있습니다.

자기 재접속은 태양계에서 가장 큰 폭발인 태양 플레어 뒤에 있는 메커니즘으로 추측된다.게다가 태양의 표면은 50-1000km의 작은 자화 영역으로 덮여 있다.이러한 작은 자극은 지속적인 조립으로 인해 버팀목이 되고 휘저어집니다.태양 코로나의 자기장은 이 "자기 카펫"의 움직임과 일치하기 위해 거의 일정한 재접속을 거쳐야 하므로, 재접속을 통해 방출되는 에너지는 개별적으로 매우 적은 에너지를 제공하지만 필요한 에너지를 모두 차지하는 일련의 "마이크로 플레어"로서 코로나 열의 자연적인 후보이다.

나노플레어가 코로나를 가열할 수 있다는 생각은 1980년대에 유진 파커에 의해 제안되었지만 여전히 논란이 되고 있다.특히 TRACE와 SOHO/EIT와 같은 자외선 망원경은 극자외선의 ^[42]작은 밝기로 개별 미세 섬광을 관측할 수 있지만, 코로나로 방출되는 에너지를 설명하기에는 이러한 작은 사건들이 너무 적은 것 같다.설명되지 않은 추가 에너지는 파동 에너지 또는 마이크로 플레어보다 더 부드럽게 에너지를 방출하는 점진적인 자기 재연결로 구성될 수 있습니다. 따라서 TRACE 데이터에는 잘 표시되지 않습니다.마이크로 플레어 가설의 변화는 자기장을 강조하거나 에너지를 방출하기 위해 다른 메커니즘을 사용하며, 2005년에 활발한 연구의 대상이 되었다.

스파이슐(타입 II)

수십 년 동안, 연구원들은 스파이큘이 코로나로 열을 보낼 수 있다고 믿었다.그러나 1980년대 관측 연구 결과 스피큘 플라즈마가 코로나 온도에 도달하지 못한 것으로 밝혀져 이론이 무시됐다.

2010년 콜로라도 국립대기연구센터에서 록히드 마틴의 태양 및 천체물리학 연구소(LMSAL)와 오슬로 대학의 이론 천체물리학 연구소(Type II)와 협력하여 수행된 연구에 따르면, 2007년에 발견된 스파이큘의 새로운 클래스(Type II)는 100km/up까지 더 빠르게 이동했다.짧은 수명, 문제의 ^[43]원인일 수 있습니다.이 제트는 태양의 외부 대기에 가열된 플라즈마를 삽입합니다.

따라서, 코로나에 대한 훨씬 더 많은 이해와 지구 상층 대기에 미치는 태양의 미묘한 영향에 대한 지식의 향상을 기대할 수 있다.이 가설을 시험하기 위해 사용된 나사의 최근 발사된 태양역학 관측소의 대기 영상 조립체와 일본 히노데 위성의 태양 광학 망원경을 위한 나사의 초점 평면 패키지.새로운 계측기의 높은 공간 및 시간 분해능은 이 코로나 질량 공급을 나타냅니다.

이러한 관찰을 통해 수백만 도까지 가열된 혈장과 이 혈장을 ^[44]코로나에 삽입하는 스파이큘 사이의 일대일 연관성이 밝혀졌습니다.

「」를 참조해 주세요.

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외부 링크

NASA의 태양 코로나 기술
Innovation Reports의 Coronal 난방 문제
NASA/GSFC의 코로나 가열 문제 설명
관상 난방 관련 FAQ
태양 코로나에 대한 거의 실시간 영상을 포함하는 태양 및 태양권 관측소
Hinode XRT의 Coronal X선 영상
nasa.gov Astronomy Picture of the Day 2009년 7월 26일– 2006년 3월에 발생한 개기일식의 희미한 특징을 강조하기 위해 디지털 처리한 태양의 코로나 사진 33장의 조합
2015-11-16 Wayback Machine에서 보관된 Sun 핵심에 대한 애니메이션 설명(사우스웨일스 대학)
알벤 파장은 태양의 코로나를 가열할 수 있다.
솔라 인터페이스 지역 – Bart de Pontieu (SETI Talks) 비디오

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