КОРОНА́ЛЬНЫЕ ДЫ́РЫ

КОРОНА́ЛЬНЫЕ ДЫ́РЫ, об­лас­ти в ко­ро­не Солн­ца, от­ли­чаю­щие­ся от ок­ру­жаю­щих об­лас­тей бо­лее низ­ки­ми темп-рой и плот­но­стью плаз­мы. В ви­ди­мом, УФ- и мяг­ком рент­ге­нов­ском диа­па­зо­нах спек­тра К. д. на­блю­да­ют­ся как объ­ек­ты по­ни­жен­ной яр­ко­сти. На по­верх­но­сти Солн­ца (в фо­то­сфе­ре) в ос­но­ва­нии К. д. маг­нит­ное по­ле яв­ля­ет­ся сла­бым по срав­нению с со­сед­ни­ми об­лас­тя­ми, при­чём круп­но­мас­штаб­ная со­став­ляю­щая по­ля име­ет толь­ко од­ну по­ляр­ность (се­вер­ную или юж­ную), а ли­нии маг­нит­но­го по­ля на­прав­ле­ны пре­им. вверх и про­сти­ра­ют­ся да­ле­ко в меж­пла­нет­ное про­стран­ст­во.

Мел­ко­мас­штаб­ные маг­нит­ные по­ля вну­т­ри К. д. соз­да­ют на по­верх­но­сти Сол­н­ца ма­лые ко­ро­наль­ные пет­ли (ана­ло­гич­ные боль­шим пет­лям в ак­тив­ных об­лас­тях). Та­кие пет­ли на­блю­да­ют­ся как яр­кие ком­пакт­ные ис­точ­ни­ки в мяг­ком рент­ге­нов­ском диа­па­зо­не – т. н. рент­ге­нов­ские точ­ки.

Корональные дыры, наблюдаемые в мягкой рентгеновской области спектра (снимок с космического аппарата Yohkoh, Япония).

Рас­по­ло­же­ние К. д. на дис­ке Солн­ца, как и рас­пре­де­ле­ние маг­нит­но­го по­ля, за­ви­сит от фа­зы цик­ла сол­неч­ной ак­тив­но­сти. Боль­шие по­ляр­ные К. д. на­блю­да­ют­ся, как пра­ви­ло, в го­ды ми­ниму­ма ак­тив­но­сти. Фор­ми­ро­ва­нию эк­ва­то­ри­аль­ных К. д. пред­ше­ст­ву­ет вы­ход к по­верх­но­сти Солн­ца не­сколь­ких ак­тив­ных об­лас­тей. В мак­си­му­ме сол­неч­ной ак­тив­но­сти эк­ва­то­ри­аль­ные К. д., со­от­вет­ст­вую­щие од­ной по­ляр­но­сти маг­нит­но­го по­ля, име­ют тен­ден­цию к слия­нию. Не­ред­ки слу­чаи об­ра­зо­ва­ния ги­гант­ских К. д., про­сти­раю­щих­ся от сев. по­лю­са Солн­ца че­рез эк­ва­тор к юж­но­му (рис.). К. д. су­ще­ст­ву­ют на про­тя­же­нии не­сколь­ких де­сят­ков су­ток.

Боль­шие К. д., рас­по­ло­жен­ные вбли­зи сол­неч­но­го эк­ва­то­ра, ас­со­ции­ру­ют­ся с вы­со­ко­ско­ро­ст­ны­ми (ско­рость бо­лее 700 км/с) ре­кур­рент­ны­ми (по­вто­ряю­щи­ми­ся с пе­рио­дом вра­ще­ния Солн­ца) по­то­ка­ми сол­неч­но­го вет­ра. Столь бы­ст­рые те­че­ния плаз­мы фор­ми­ру­ют­ся, по-ви­ди­мо­му, на гра­ни­цах К. д., пред­по­ло­жи­тель­но в об­лас­тях взаи­мо­дей­ст­вия маг­нит­но­го по­ля К. д. с маг­нит­ным по­лем со­сед­них ак­тив­ных об­лас­тей, и вы­зы­ва­ют ре­кур­рент­ные гео­маг­нит­ные воз­му­ще­ния. Не­боль­шие близ­кие к эк­ва­то­ру К. д. свя­за­ны с не­про­дол­жи­тель­ны­ми по­то­ка­ми сол­неч­но­го вет­ра, ско­рость ко­то­рых у ор­би­ты Зем­ли со­став­ля­ет 500–600 км/с.