Sluneční koróna

Sluneční koróna  je vrchní, řídká a nejžhavější vrstva sluneční atmosféry . Skládá se z plazmatu ( elektronů a iontů ) [1] .

Popis

Horní hranice sluneční koróny ještě nebyla stanovena. Země , stejně jako ostatní planety, je uvnitř koruny. Optické záření koróny lze vysledovat pro 10-20 slunečních poloměrů desítky milionů kilometrů a splývá s fenoménem zodiakálního světla .

Teplota koróny je asi milion kelvinů . Navíc z chromosféry stoupá na dva miliony ve vzdálenosti asi 70 000 km od viditelného povrchu Slunce a poté začíná klesat, až u Země dosahuje sta tisíc kelvinů [2] .

Záření ze sluneční koróny

Integrální jasnost koróny je od 0,8⋅10 −6 do 1,3⋅10 −6 části jasu Slunce. Mimo zatmění a bez technologických triků proto není vidět . K pozorování sluneční koróny mimo zatmění se používá mimozákrytový koronograf .

Záření koróny dopadá hlavně na vzdálené ultrafialové a rentgenové oblasti [2] , nepropustné pro zemskou atmosféru, takže studium sluneční koróny pomocí kosmických lodí má velký význam.

Záření ve viditelné oblasti

Viditelné spektrum sluneční koróny se skládá ze tří různých složek, nazývaných složky L, K a F (neboli L-korona, K-korona a F-korona; jiný název pro L-složku je E-korona [2] ). K složka je spojité spektrum koróny. Na jeho pozadí je až do výšky 9'÷10' od viditelného okraje Slunce viditelná emisní L-složka. Počínaje výškou asi 3' ( úhlový průměr Slunce je asi 30') a výše je viditelné Fraunhoferovo spektrum , stejné jako spektrum fotosféry . Tvoří F složku sluneční koróny. Ve výšce 20' F složka dominuje spektru koróny. Výška 9'÷10' je brána jako hranice oddělující vnitřní korunu od vnější.

Při dlouhodobých pozorováních extra zákrytovým koronografem L-korony bylo zjištěno, že k variabilitě izofotů dochází zhruba za čtyři týdny, což naznačuje, že koróna jako celek rotuje stejně jako celé Slunce.

K-složka koróny se objevuje v Thomsonově rozptylu slunečního záření volnými elektrony. Ve spojitém spektru byly nalezeny extrémně silně rozmazané (až 100 Å) čáry H a K Ca II, což ukazuje na extrémně vysokou tepelnou rychlost emitujících částic (až 7500 km/s). Elektrony nabývají takové rychlosti při teplotě řádově 1,5 milionu K. Ve prospěch toho, že spektrum K patří elektronům, svědčí fakt, že záření vnitřní koróny je silně polarizované, což teorie pro Thomsona předpovídá. rozptyl, svědčí ve prospěch K-spektra.

Pozorování emisních čar L-koróny také potvrzuje předpoklad vysoké teploty v ní. Toto spektrum zůstalo astronomům dlouho záhadou, protože silné čáry v něm přítomné nebyly reprodukovány v laboratorních experimentech s žádnou ze známých látek. Po dlouhou dobu bylo toto emisní spektrum připisováno látce coronium a samotné čáry se dodnes nazývají koronální. Koronální spektrum bylo kompletně dešifrováno švédským fyzikem Bengtem Edlenem , který ukázal, že tyto čáry patří k vícenásobně ionizovaným atomům kovů ( Fe X, Fe XI, Fe XIII, Ca XV, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI atd. .). Navíc jsou všechny tyto linky zakázány a jejich emise vyžaduje extrémně nízké hustoty látek, které jsou v pozemských laboratořích nedosažitelné. Emise většiny vedení vyžaduje teplotu asi 2,5 milionu stupňů. Řada 5694,42 Å Ca XV vyžadující teplotu 6,3 milionů stupňů vyžaduje zvláštní pozornost. Tato linie je velmi variabilní a pravděpodobně se objeví pouze v oblastech koróny spojených s aktivními oblastmi.

F-spektrum koróny vzniká díky rozptylu slunečního záření na částicích meziplanetárního prachu. Prach nemůže existovat v těsné blízkosti Slunce, a tak se F-korona začíná projevovat v určité vzdálenosti od Slunce.

Rádiové vyzařování

Sluneční koróna je zdrojem silné radiové emise. Skutečnost, že Slunce vyzařuje rádiové vlny, se stala známou v letech 1942-1943, ale že zdrojem je koróna, se stala známou o pět let později během zatmění Slunce. V rádiovém dosahu začalo zatmění Slunce mnohem dříve a skončilo mnohem později než ve viditelném. V tomto případě se během úplné fáze zatmění radiová emise nesnížila na nulu. Sluneční rádiová emise se skládá ze dvou složek: konstantní a sporadické. Konstantní složka je tvořena volnými volnými přechody elektronů v elektrickém poli iontů. Sporadická složka je spojena s aktivními útvary na Slunci.

Rentgenové záření

Záření ze Slunce o vlnové délce menší než 20 nanometrů pochází výhradně z koróny [2] . To znamená, že například na běžných snímcích Slunce o vlnových délkách 17,1 nm (171 Å ), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å) je vidět pouze sluneční koróna s jejími prvky a chromosféra a fotosféra nejsou vidět. Dvě koronální díry , které téměř vždy existují poblíž severního a jižního pólu Slunce, stejně jako další, které se dočasně objevují na jeho viditelném povrchu, prakticky vůbec nevyzařují rentgenové záření. To se nedá říci o jasných bodech na viditelném povrchu Slunce, viditelných v rentgenové oblasti a majících silné magnetické pole, kterých se denně vytvoří více než tisíc. Životnost každého z nich je několik hodin. Jejich počet se zvyšuje, když je Slunce v klidu, a klesá, když je Slunce aktivní [2] .

Prvky struktury

Hlavní struktury pozorované v koróně jsou koronální díry , koronální kondenzace , koronální oblouky, koronální smyčky , paprsky, peří, vějíře, helmy, světlé tečky [2] . Koronální díry jsou zdrojem zvláště silného slunečního větru [3] . Koronální smyčky jsou smyčkou nebo systémem smyček magnetického pole s vysokohustotním plazmatem. Velké jevy se často vyskytují ve sluneční koróně - výrony koronální hmoty .

Při zatmění, při pozorování v bílém světle, je koróna viditelná jako zářivá struktura, jejíž tvar a struktura závisí na fázi slunečního cyklu. Během epochy maxima slunečních skvrn má poměrně zaoblený tvar [2] . Přímé paprsky koróny a směřující podél poloměru Slunce jsou pozorovány jak v blízkosti slunečního rovníku, tak v polárních oblastech. Když je slunečních skvrn málo, tvoří se koronální paprsky pouze v rovníkových a středních zeměpisných šířkách. Tvar koruny se prodlužuje [2] . Na pólech se objevují charakteristické krátké paprsky, tzv. polární kartáče [2] . V tomto případě se celkový jas koróny snižuje.

Změny ve sluneční koróně ve slunečním cyklu objevil v roce 1897 pulkovský astronom Alexej Pavlovič Ganský .

Problém ohřevu sluneční koróny

Problém ohřevu sluneční koróny zůstává nevyřešen [4] . Existuje mnoho návrhů týkajících se neobvykle vysoké teploty v koroně ve srovnání s chromosférou a fotosférou. Je známo, že energie pochází ze spodních vrstev, včetně zejména fotosféry a chromosféry [2] . Zde jsou jen některé z prvků, které se mohou podílet na ohřevu koróny: magnetosonické a Alfvénovy vlny , magnetické opětovné spojení , mikrovzplanutí v koróně [2] .

Je možné, že mechanismus ohřevu korony je stejný jako u chromosféry. Konvektivní buňky vystupující z hlubin Slunce, které se projevují ve fotosféře ve formě granulace, vedou k lokální nerovnováze v plynu, která vede k šíření akustických vln pohybujících se v různých směrech. V tomto případě chaotická změna hustoty, teploty a rychlosti hmoty, ve které se tyto vlny šíří, vede k tomu, že se mění rychlost, frekvence a amplituda akustických vln a změny mohou být tak vysoké, že plyn pohyb se stává nadzvukovým. Vznikají rázové vlny , jejichž rozptýlení vede k zahřívání plynu.

Jedním z možných mechanismů ohřevu sluneční koróny je emise axionů neboli axionům podobných částic Sluncem, které se v oblastech se silným magnetickým polem mění na fotony [5] .

Poznámky

1. ↑ Kim I. S. Sluneční koróna . bigenc.ru _ Velká ruská encyklopedie - elektronická verze (2017). Získáno 17. července 2020. Archivováno z originálu dne 26. listopadu 2020. (Ruština)
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Sluneční koróna //Fyzická encyklopedie / Ch. vyd. A. M. Prochorov . - M . : Velká ruská encyklopedie , 1994. - T. 4. Poynting - Robertson - Streamers. - S. 579-580. - 704 s. — ISBN 5852700878 . Archivováno 22. března 2012 na Wayback Machine
3. ↑ Sluneční vítr //Fyzická encyklopedie / Ch. vyd. A. M. Prochorov . - M . : Velká ruská encyklopedie , 1994. - T. 4. Poynting - Robertson - Streamers. - S. 586-588. - 704 s. — ISBN 5852700878 . Archivováno 19. srpna 2011 na Wayback Machine
4. ↑ Jay Pasachoff. Velké zatmění Slunce 2017  // Ve světě vědy . - 2017. - č. 10 . - S. 22-31 . Archivováno z originálu 19. října 2017.
5. ↑ Tajemné Slunce: kelímek pro novou fyziku . Získáno 27. září 2014. Archivováno z originálu 17. února 2015. (neurčitý)

Literatura

• Fotografie sluneční koróny - denní snímky // Laboratory of Solar X-Ray Astronomy, FIAN
• Sluneční koróna - Encyklopedie Slunce // Laboratoř sluneční rentgenové astronomie, FIAN
• Aschwanden, Markus J. Fyzika sluneční koróny: Úvod do problémů a řešení  . - Chichester, UK: Praxis Publishing, 2005. - ISBN 978-3-540-22321-4 .
• Corfield, Richard. Životy planet . - Základní knihy , 2007. - ISBN 978-0-465-01403-3 .
• Wolfson R. Aktivní sluneční koróna. // Ve světě vědy , 1983/N4, str. 60-70.

Odkazy

• de Ferrer, José Joaquin. Pozorování zatmění slunce 16. června 1806 uskutečněná v Kinderhooku ve státě New York  //  Transactions of the American Philosophical Society: journal. - 1809. - Sv. 6 . - str. 264-275 . - doi : 10.2307/1004801 . — .

Slovníky a encyklopedie	Skvělý norský Velký Rus okolo světa Britannica (online)
V bibliografických katalozích	BNF : 11979695n J9U : 987007548496705171 LCCN : sh85130465 NDL : 00566641 NKC : ph844502

slunce
Struktura	Jádro Sálavé přenosové pásmo tachoklin konvekční zóna
Atmosféra	Fotosféra Chromosféra sluneční koróna
Rozšířená struktura	heliosféra List heliosférického proudu hranice rázové vlny heliosférický plášť heliopauza příďová rázová vlna
Jevy týkající se Slunce	Zatmění Slunce Sluneční aktivita sluneční skvrny sluneční erupce Miyake události výrony koronální hmoty sluneční cyklus Změny slunečního záření Vlčí číslo Seznam cyklů sluneční aktivity Maunderovo minimum Solární radiace koronální díry Koronální smyčky pochodně Granule vločky Prominence a vlákna Spikuly Supergranulace slunečný vítr Mortonova vlna Evershed efekt
související témata	Sluneční Soustava Evoluce hvězd Rotace slunce solární dynamo geomagnetická bouře Ztmavení směrem k okraji
Spektrální třída : G2