Korona słoneczna
najbardziej zewnętrzna część atmosfery słonecznej / Z Wikipedii, wolnej encyclopedia
Korona – najbardziej zewnętrzna część atmosfery słonecznej, rozciągająca się miliony kilometrów od Słońca, najlepiej obserwowana podczas całkowitego zaćmienia Słońca.
1. Jądro 2. Strefa promienista 3. Strefa konwektywna 4. Fotosfera 5. Chromosfera |
6. Korona 7. Plama słoneczna 8. Granule 9. Protuberancje |
Korona jest dużo bardziej gorąca niż widoczne zewnętrzne części atmosfery słonecznej (fotosfera ma w przybliżeniu temperaturę 6000 K, podczas gdy korona ponad milion K). Wprawdzie temperatura korony jest wysoka, ale mała gęstość materii wytwarza znacznie mniej światła niż fotosfera w zakresie widzialnym.
Z powodu wysokiej temperatury korona słoneczna intensywnie świeci w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego, czyli o energii mniejszej niż 10 keV oraz promieniowania ultrafioletowego. Na obrazach (zob. zdjęcie obok) wykonanych w miękkim promieniowaniu rentgenowskim, odpowiadającym temperaturze około 2 mln K, korona widoczna jest jako poświata otaczająca Słońce. Jasne miejsca na tarczy to obszary aktywne (występują tam silne pola magnetyczne), gdzie zazwyczaj obserwowane są rozbłyski słoneczne. Średnia temperatura tych obszarów podczas rozbłysku, szacowana na podstawie relacji między różnymi liniami emisyjnymi żelaza w zakresie rentgenowskim, wynosi od około 5 do 7 mln K, ale rejestrowano temperatury znacznie wyższe. Zakres zmienności wielkości emisji w czasie rozbłysków radiowych I typu (tzw. szpilki obserwowane podczas burz szumowych w czasie przejścia przez południk centralny Słońca bardzo rozbudowanych grup plam) usprawiedliwiłby czasami tak wysokie temperatury, jak kilka miliardów K, ale takich nie dopuszczają inne techniki pomiarowe. Tak wysokich temperatur na Słońcu spodziewano się pod koniec lat czterdziestych XX wieku. Ciemne pętle to plazma utrzymywana w polu magnetycznym, a zatem chłodniejsza od otoczenia. Obszary te jaśnieją podczas rozbłysków protuberancji. Ciemne plamy widoczne najczęściej ponad biegunami słonecznymi np. w linii neutralnego helu są nazywane dziurami koronalnymi.
Podczas okresów małej aktywności słonecznej aktywność korony sprowadza się mniej więcej do okolic równikowych, zaś w obszarach polarnych obserwowane są istniejące przez większość cyklu polarne dziury koronalne. Podczas wzmożonej aktywności korona jest równo rozmieszczona nad rejonami równikowymi i biegunowymi, aczkolwiek ponad obszarami plam słonecznych jest ona najbardziej uwypuklona. Z zewnętrznych części korony emitowany jest wiatr słoneczny. Z koroną związane są również zjawiska protuberancji i koronalnych wyrzutów masy.