С температурой Солнца всё обстоит очень непросто. На видимой поверхности (в верхних слоях так называемой фотосферы) она составляет приблизительно 4500 кельвинов. Предполагают, что ближе к центру, где происходят ядерные реакции, температура может достигать 15 млн. кельвинов, но это как раз ожидаемо и ничего контринтуитивного в таком выводе нет. Всё привычно: источник нагрева в центре, чем от него дальше, тем холоднее. Куда больше удивили учёных сведения, которые они получили при изучении солнечной короны и хромосферы.
О солнечной короне - жемчужном сиянии, которое окружает Солнце и становится видимым во время затмения, когда Луна закрывает основной диск, слышали все. Не такая знаменитая хромосфера может быть видна при тех же условиях в виде узкого красноватого венчика по краям тёмного диска. Так вот, фотосфера – самая холодная часть Солнца. Уже в хромосфере температура начинает резко повышаться, на десятки тысяч градусов. А в короне и вовсе творятся чудеса.
Плотность короны очень невелика, она состоит из ионизированных газов и при этом простирается очень далеко в космос. Так называемая внутренняя корона - на расстояние примерно равное радиусу солнечного диска ( 695 700 км) , а внешняя корона прослеживается на десятки радиусов. При этом в ней фиксируют участки, где ионы разогреваются до миллиона кельвинов!
Астрономы давно рассматривают гипотезу, согласно которой в нагреве солнечной короны играют важную роль так называемые альвеновские волны, поперечные магнитогидродинамические волны, распространяющиеся вдоль силовых линий магнитного поля. Они получили своё имя в честь шведского астрофизика X. Альвена, который предсказал их существование ещё в 1942 г. Особенностью альвеновских волн является то, что в колебаниях участвует не только электромагнитное поле, но и частицы проводящей среды, т. е. их возникновение возможно только при наличии магнитного поля и проводящей среды, ведущей себя как единая жидкость или газ. Эти волны низкочастотные , соответственно имеют большую длину волны, и поэтому создать их в лабораторных условиях непросто, а вот наблюдать в космических масштабах вполне возможно. Возникнув в результате, например, конвективных движений проводящей среды в некоторой области и затухая в другом месте, альвеновские волны способны осуществлять обмен энергией между удаленными областями космического пространства. При определённых условиях их энергия может переходить в другие виды энергии, в том числе и тепловую.
Солнечная корона – благоприятная среда для такого явления, и учёные создавали модели зоны избирательного нагрева ионов, которые должны были возникнуть под действием альвеновских волн. В 2019 году модели удалось проверить. Группа учёных из Мичиганского университета (США) во главе с Джастином Каспером (Justin Kasper) решила использовать для проверки одной ранее выдвинутой теории информацию, собранную за много лет работы зонда GGS WIND . Этот космический аппарат стартовал с мыса Канаверел в ноябре 1994 г. и был выведен в точку Лагранжа L1 системы Земля—Солнце . То есть, благодаря равновесию действующих на него гравитационных сил, он всегда находится в одинаковом положении относительно Солнца и Земли, строго между ними, в потоке солнечного ветра. . Оборудование спутника позволяет определять количество, скорость, спектр, температуру и тепловые скорости ионов солнечного ветра.
В итоге авторы сделали вывод, что зона перегрева лежит ниже так называемой альвеновской поверхности, именно там, где предсказывала ранее выдвинутая теория. Притом, этот результат был получен совершенно независимым от неё способом.
Использованы фото из открытых источников.
См. также:
О космических парусниках, солнечном ветре и давлении света
Легенды и научные теории о Планете Х