Кратко: ниже для трёх основных гипотез приведены характерные предсказания по распределению температур, временным шкалам и поляризации и перечислены наблюдательные диагностики/миссии, которые их различают.
1) Волны Альфвена (резонансное поглощение / фазовое смешивание / стоячие/пробегающие Alfvén‑волны)
- Температурное распределение:
- Более плавное, «гладкое» нагревание вдоль структур; нет выраженного сильного высокотемпературного хвоста. Ожидаемая эмиссионная мера vs температура может быть сравнительно «мягкой»: $EM(T)$ не имеет мощного горячего компонента выше $T\sim 5\times 10^6\text{K}$.
- Временные шкалы:
- Связаны с альфвеновой скоростью: ${\tau }_A\sim \frac{L}{v_A}$, где типичные порядки $L\sim 10^7-10^8\text{m}$, $v_A\sim 5\times 10^5-2\times 10^6\text{m/s}$ ⇒ ${\tau }_A\sim 10-200\text{s}$.
- Накопление/диссипация через фазовое смешивание/резонанс требует нескольких ${\tau }_A$ — от десятков до сотен секунд; пакетное накопление энергии даёт более «постепенный» характер нагрева.
- Поляризационные предсказания:
- Поперечные колебания B и скоростей → периодические изменения линейной поляризации (Hanle) и поперечной скорости (Doppler). Знаковые признаки: коррелированные поперечные Doppler‑сдвиги и линейная поляризация, высокая корреляция выходящих/входящих волн (высокая кросс‑гелицити).
- Зеемановский сигнал мал (слабая круговая поляризация в короне).
- Какие наблюдения различают:
- Спектрополяриметрия линейной поляризации корональных запрещённых линий (CoMP, DKIST Cryo‑NIRSP, DKIST ViSP) — поиск периодических вариаций Q,U и фазы.
- Высокоскоростные доплеровские наблюдения (Hinode/EIS, IRIS, Solar Orbiter SPICE) для детекции поперечных скоростей и несвязанных импульсных вспышек.
- In‑situ измерения спектра магнитных и скоростных флуктуаций (Parker Solar Probe FIELDS+SWEAP, Solar Orbiter MAG/SWA): наличие выраженной Alfvén‑опорной энергии и высокая кросс‑гелицити указывает на волновой перенос энергии.
- Оценка потока Пойнтингова: $S\sim \rho v^2{v}_A$ или эквивалентно $S\sim \frac{B}{{\mu }_0}\delta v^2$ — сопоставление со скоростью потери энергии короны.
2) Микровзрывы / нанофакелы (многочисленные мелкие события рекомбинации / разрезание токовых листов)
- Температурное распределение:
- Интермиттирующий, многотемпературный, сильный горячий хвост: локально могут возникать температуры до $T\gtrsim 10^7\text{K}$ в микровспышках; DEM показывает заметный горячий компонент.
- Часто предсказывают power‑law для частоты по энергии: $\frac{dN}{dE}\propto E^{-\alpha }$. Для того чтобы малые события доминировали по мощности требуется $\alpha >2$.
- Временные шкалы:
- Очень импульсные: времени нагрева отдельного события ${\tau }_{\mathrm{heat}}\sim 1-100\text{s}$; последующее охлаждение контуров: проводная/радиационная релаксация ${\tau }_{\mathrm{cool}}\sim 10^3-10^4\text{s}$ (зависит от $L,n,T$).
- Частота событий по участку — ключевой параметр (частое наложение малых событий даёт «постоянный» нагрев).
- Поляризационные предсказания:
- Местные изменения топологии поля при реконсиляции — локальные быстрые изменения направления линейной поляризации; ускоренные электроны дают радиоизлучение (гируссинхротрон) с круговой поляризацией.
- Для корональных запрещённых линий Hanle‑сигнал может быть нарушен локально, но не даёт долгих периодических сигнатур, а скорее транзиентные изменения.
- Какие наблюдения различают:
- Жёсткое рентгеновское/жёсткое УК/фотонное наблюдение мелких импульсов: RHESSI/FOXSI/NuSTAR(солярные наблюдения) — поиск слабых HXR и некогерентных ускоренных электронов.
- EUV/UV линии высокой температуры (SDO/AIA каналы \(94\ \unicode{x212B}\), \(131\ \unicode{x212B}\), Hinode/EIS горячие линии) и DEM‑аналитика для выявления горячего компонента.
- Статистика событий: измерение $\alpha$ в $\frac{dN}{dE}$ (EUV/X‑ray/UV картографирование) — если $\alpha >2$, нанофакелы могут энергетически доминировать.
- Радиоизображения и поляриметрия (EOVSA, VLA, ALMA) — сигнал от ускоренных частиц, круговая поляризация.
- Локальные in‑situ данные ближе к Солнцу (PSP) могут фиксировать ускоренные электроны/протоны и быстрые потоки, хотя прямое связывание с маленькими корональными событиями сложно.
3) Турбулентная рекомбинация / каскад турбуленции с локальной диссипацией
- Температурное распределение:
- Широкое, мультифазное: непрерывное распределение температур с возможным power‑law‑хвостом; сильная интермиттенция приводит к «пятнистому» нагреву на очень малых масштабах.
- EM(T) может демонстрировать скользящую мощность: $EM(T)\propto T^{-\gamma }$ с $\gamma$ зависящим от эффективности каскада.
- Временные шкалы:
- Каскад от крупного масштаба $L$ к диссипативному $l_d$: ${\tau }_{\mathrm{cascade}}\sim \frac{L}{v_{\mathrm{rms}}}(\delta B/B{)}^{-1}$ (приближенно). Типовые времена каскада — от нескольких ${\tau }_A$ до более длинных статистических времен; локальные диссипативные вспышки — миллисекунды до секунд.
- Поляризационные предсказания:
- Снижение когерентности поляризации, широкие нелинейные распределения Q,U; деполяризация/рандомизация направления линейной поляризации при разрешении малых шкал.
- Магнитные флуктуации с определёнными спектральными индексами (см. ниже) и интермиттентностью.
- Какие наблюдения различают:
- Анализ спектров флуктуаций в B и v: power spectral density $P(f)\propto f^{-\beta }$ с $\beta \sim 5/3$ (Кольмогоров) или $\sim 3/2$ — измеряется in‑situ (PSP, Solar Orbiter) и удалённо через доплеровские/интенсивностные вариации.
- Интермиттенция и высшие моменты (PDF, structure functions) — ищут острые несгольфицированные хвосты, сапсановые события.
- Высокопространственное разрешение поляриметрии (DKIST, CoMP) — поиск деполяризации и быстрых статистических изменений Q,U.
- Смешанные дистанционные + in‑situ: сопоставление спектров энергии и масштабов диссипации (PSP измеряет микрофизику, remote instruments показывают источники).
Ключевые диагностические параметры и что искать
- Частотный закон событий: $\frac{dN}{dE}\propto E^{-\alpha }$. Если $\alpha >2$ — нанофакелы энергетически важны.
- Эмиссионная мера: форма $EM(T)$ и наличие/отсутствие горячего хвоста $T\gtrsim 5\times 10^6-10^7\text{K}$.
- Нетрисмальное (non‑thermal) расширение линий: нетермическая скорость $v_{nt}$ и её зависимость от высоты/времени.
- Спектральные индексы турбулентности: $P(f)\propto f^{-\beta }$ и интермиттенция (показатели structure functions).
- Поляризационные сигнатуры: периодические изменения Q,U (волны) vs транзиентные нарушения и радио круговая поляризация (реконнекция) vs деполяризация/стохастические вариации (турбулентность).
Практические сочетания миссий/инструментов для различения
- Волны против турбулентности: CoMP/DKIST (линейная поляризация, Q/U врем. серии) + PSP/Solar Orbiter (in‑situ спектры и cross‑helicity) — волны дадут строгую корреляцию поперечной скорости и поляризации; турбулентность — масштабную спектральную каскаду и интермиттенцию.
- Нанофакелы против волновых механизмов: высокочувствительная рентген/жёсткое УК фотометрия (FOXSI/NuSTAR/RHESSI‑типа) + AIA/EIS DEM‑анализ — наличие горячего компонента и HXR ускоренных частиц указывает на реконсиляцию.
- Турбулентная рекомбинация узнаётся комбинацией: power‑law спектр флуктуаций (in‑situ), интермиттенция (remote imaging/spectroscopy), статистика малых вспышек с энергети́ческим распределением и локальными поляризационными нарушениями.
Короткие рекомендации для наблюдений
- Измерять $EM(T)$ с хорошей чувствительностью на $T\gtrsim 5\times 10^6\text{K}$ и строить $\frac{dN}{dE}$ до минимальных энергий.
- Делать высокочастотные временные ряды линейной поляризации (CoMP, DKIST) и сопоставлять с допплеровскими скоростями (EIS/IRIS).
- Совмещать remote‑sensing (AIA, EIS, SPICE, DKIST, CoMP) и in‑situ (PSP, Solar Orbiter) — искать соответствие между локальным диссипативным масштабом и наблюдаемыми спектрами флуктуаций.
Вывод (сжато): волновые модели предсказывают квазипериодические поперечные сигнатуры и сравнительно «мягкое» T‑распределение; нанофакелы — импульсивный нагрев с горячими компонентами и HXR/радио‑поляризацией; турбулентная рекомбинация — масштабно‑интермиттирующий нагрев с power‑law спектрами и деполяризацией. Комбинация спектрополяриметрии (CoMP, DKIST), высокчувствительной рентген/ЕUV спектроскопии (FOXSI, Hinode/EIS, SDO/AIA, IRIS, Solar Orbiter SPICE) и in‑situ измерений (Parker Solar Probe, Solar Orbiter) способна различить эти сценарии.