Akademik

(от лат. protubero - вздуваюсь) - холодные ( Т10⁴ К) плотные образования внутри горячей ( Т.10⁶ К) разреженной короны Солнца. Они сильно различаются между собой по форме, структуре и времени жизни. Над солнечным лимбом П. наблюдаются в виде похожих на гигантские языки пламени потоков газа, чаще - в виде светящихся аркад, к-рые состоят из множества отд. нитей и движущихся сгустков газа. В проекции на солнечный диск П. видны как тёмные изогнутые ленты сложной структуры, называемые волокнами, соединённые между собой яркими образованиями - каналами волокон. Последние на лимбе проявляются в виде системы струй, соединяющих два или неск. П. Часто встречаются П., представляющие собой сложное переплетение волокон и протоков газа пли каналов волокон.

Рис. 1. Типичный спокойный протуберанец (снимок в линии H_a),

Существует неск. классификаций П. по их топологии и степени динамич. активности. Основным является деление на два класса: спокойные и активные II. К классу спокойных (рис. 1) относятся долгожнвущие (время жизни от 1 сут до неск. месяцев), медленно изменяющиеся, наблюдаемые вне активных областей П. Более короткоживущие, быстро изменяющиеся, связанные с активными областями и с солнечными пятнами П. относятся к классу активных (риc. 2). Спокойные П. делятся на два типа: расположенные ниже гелио-графич. широты 40-45° н расположенные выше этой широты (т. н. полярные П.). К классу активных П. относятся, в частности: П., связанные с солнечными вспышками (петельные П.), П., связанные с солнечными пятнами, эруптивные П.

П. связаны с магн. полями на Солнце. Это используется для изучения солнечных магн. полей, особенно крупномасштабных. Их изменение в ходе цикла солнечной активности можно проследить по положениям спокойных П. Как правило, волокна располагаются над фотосферной нейтральной линией - границей раздела полярности вертикальной составляющей фотосферного магн. поля (см. Вспышка на Солнце). Магн. поля связывают П. практически со всеми проявлениями солнечной активности, включая вспышки, корональные тран-зиенты (см. Солнечная корона), выбросы солнечной плазмы в межпланетную среду.

В спектрах П. наблюдаются линии излучения водорода, гелия, ионизов. кальция и др. металлов. Это позволяет оценить характерные значения параметров плазмы в П.: темп-ру и концентрацию, степень ионизации и возбуждения атомов, скорости гидродинамич. течений (направленных и хаотических), число атомов на луче зрения и многое другое. Кроме эмиссионных линий наблюдается излучение П. в непрерывном спектре. Оно обусловлено в основном рекомбинац. процессами и томсоновским рассеянием фотосферного излучения на свободных электронах, что позволяет оценить полное число таких электронов на луче зрения.

Плазма в П. сильно неоднородна по темп-ре и плотности (концентрация частиц 10¹⁰-10¹³ см ^-3). По-видимому, имеется тенденция к выравниванию газового давления в горячих и холодных компонентах внутри П. Однако остаются небольшие градиенты давления, о чём свидетельствуют значительные хаотич. скорости даже в спокойных П. В П. часто происходят нестационарные явления типа "микровспышек". Из анализа спектральных наблюдений следует также, что в плазме П. отсутствует локальное термодинамическое равновесие. Электронная темп-pa равна ионной, однако нет равенства между темп-рами возбуждения, ионизации, радиационной температурой.

Совр. наблюдения Солнца в оптич., радио-, УФ- и рентг. диапазонах не подтверждают существовавшие ранее представления о механизмах формирования П. (в частности, т. н. сифонный механизм). Большое различие характерных времён развития П. наряду с многообразием наблюдаемых форм и структур, по-видимому, исключает возможность образования П. всех типов в результате действия единого механизма. Общим свойством механизмов формирования П. является конденсация корональной плазмы, обусловленная потерями тепловой энергии на излучение в условиях, когда теплопроводность частично подавлена магн. полем. Такой процесс соответствует конденсац. моде тепловой неустойчивости. Он особенно эффективен в областях взаимодействия магн. потоков, где происходит их перераспределение типа магн. пересоединения.

Лит.: Сомов Б. В., Сыроватский С. И., Тепловая неустойчивость токового слоя как причина образования холодных петель в солнечной короне, "Письма в астрономич. ж.", 1980, т. 6, № 9, с. 592; Demоulin P. и др., Fine structures in solar filaments, "Astron. Astrophys.", 1987, v. 183, № 1, p. 142.

А. И. Кирюхина.