мини| Сончевата корона со нејзините коронски истеци кои се протегаат, како и сончевите белези (во црвено) по должината на издаденоста на светилката ја осветлува Месечината за време на целосно затемнување на Сонцето. Ѕвездена корона ― најоддалечениот слој од атмосферата на една ѕвезда. Тоа е жежок, но релативно слаб регион на плазма населен со повремени коронски структури познати како сончеви протуберанции или филаменти.

Сончевата корона лежи над хромосферата и се протега на милиони километри во вселената. Коронската светлина обично се затскрива со дифузно небесно зрачење и отсјај од сончевиот диск, но лесно може да биде видена со голо око за време на целосно затемнување на Сонцето или со посебен коронограф. Спектроскопските мерења укажуваат на силна јонизација во короната и плазма температура поголема од , многу потопла од површината на Сонцето, позната како фотосфера.

Зборот корона е поврзан со латинскиот збор corona кој пак потекнува од старогрчкиот збор κορώνη (корони; во превод „венец“) .

Историја мини|Корона скицирана од Хозе Хоакин де Ферер за време на затемнувањето на Сонцето на 16 јуни 1806 година во Киндерхук, Њујорк. Во 1724 година, француско-италијанскиот астроном Џакомо Ф. Маралди препознал дека аурата видлива за време на затемнувањето на Сонцето му припаѓа на Сонцето, а не на Месечината. Во 1809 година, шпанскиот астроном Хозе Хоакин де Ферер го измислил поимот корона (corona). Врз основа на неговите сопствени набљудувања на затемнувањето на Сонцето во 1806 година во Киндерхук (Њујорк), де Ферер исто така предложил дека короната е дел од Сонцето, а не од Месечината. Англискиот астроном Норман Локиер го идентификувал првиот елемент непознат на Земјата во сончевата хромосфера, кој беше наречен хелиум (од грчки , во превод „сонце“). Францускиот астроном Жил Јенсен забележал, откако ги споредил неговите читања помеѓу затемнувањата од 1871 и 1878 година, дека големината и обликот на короната се менуваат со циклусот на сончевите дамки. Во 1930 година, Бернард Лиот го измислил „коронографот“ (сега „коронограф“), кој овозможува гледање на короната без целосно затемнување. Во 1952 година, астрономот Јуџин Паркер од Соединетите Држави, предложил сончевата корона дека се загрева со огромен број ситни „наноодблесоци“, минијатурни осветлувања кои личат на сончеви блесоци што ќе се појават низ целата површина на Сонцето.

Историски теории Високата температура на Сончевата корона му дава необични спектрални особини, што довело некои во 19 век да сугерираат дека содржи претходно непознат елемент, „корониум“. Наместо тоа, овие спектарски особини оттогаш се објаснети со високо јонизирано железо (Fe-XIV, или Fe13+). Бенгт Едлен, следејќи ја работата на Валтер Гротријан во 1939 година, првпат ги идентификувал коронските спектарски линии во 1940 година (набљудувани од 1869 година) како преоди од ниско поставени метастабилни нивоа на конфигурацијата на земјата на високо јонизираните метали (зелената линија Fe-XIV од Fe 13+ на , но исто така и црвената линија Fe-X од Fe 9+ на ).

Забележливи составни делови Сончевата корона има три препознаени и различни извори на светлина кои зафаќаат ист волумен: „Ф-корона“ (за „Фраунхофер“), „К-корона“ (за „континуерлих“ (kontinuierlich)) и „Е- корона“ (за „емисија“).Golub & Pasachoff (1997). "The Solar Corona", Cambridge University Press (Лондон), ISBN 0 521 48082 5, p. 4

„Ф-корона“ е именувана по Фраунхоферовиот спектар на апсорпциони линии на обична сончева светлина, кои се зачувани со одбивање од мали материјални тела. Ф-короната е слаба во близина на самото Сонце, но осветленоста паѓа само постепено подалеку од Сонцето, се протега далеку низ небото и станува зодијачната светлина. Ф-короната е откриена дека произлегува од мали зрна прашина кои кружат околу Сонцето; тие образуваат слаб облак кој се протега низ поголемиот дел од Сончевиот Систем.

„К-короната“ е именувана поради фактот што нејзиниот спектар е продолжение, без големи спектрални особини. Тоа е светлината на сончевата светлина која Томсоновото расејување со слободни електрони во топлата плазма на надворешната атмосфера на Сонцето. Продолжената природа на спектарот произлегува од Доплеровото проширување на Фраунхоферовите линии на впивање на Сонцето во референтната рамка на (жешките и затоа брзо се движат) електроните. Иако К-короната е феномен на електроните во плазмата, поимот често е користен за да биде опишан самата плазма (различно од прашината што ја создава Ф-короната).

„Е-корона“ е составен дел на короната со спектар на емисиона линија, внатре или надвор од појасот на бранова должина на видливата светлина. Тоа е феномен на јонскиот составен дел на плазмата, бидејќи поединечните јони се возбудуваат со судир со други јони или електрони или со впивање на ултравиолетова светлина од Сонцето.

Физички особини мини|Конфигурација на сончевиот магнетен тек за време на сончевиот циклус. Сончевата корона е многу потопла (за фактор од 150 до 450) од видливата површина на Сонцето: температурата на короната е од 1 до 3 милиони келвини во споредба со просечната температура на фотосферата - околу . короната е многу помалку густа од фотосферата и произведува околу еден милионти дел од видлива светлина. короната е одвоена од фотосферата со релативно плитка хромосфера. Точниот механизам со кој се загрева короната сè уште е предмет на дебата, но веројатните можности вклучуваат епизодни ослободувања на енергија од продорното магнетно поле и магнетохидродинамички бранови одоздола. Надворешните рабови на сончевата корона постојано се пренесуваат, создавајќи „отворен“ магнетен флукс вовлечен во сончевиот ветер.

короната не е секогаш рамномерно распоредена низ површината на Сонцето. За време на периоди на тишина, короната е повеќе или помалку ограничена на екваторските области, со коронални дупки кои ги покриваат поларните региони. Меѓутоа, за време на активните периоди на Сонцето, короната е рамномерно распоредена низ екваторските и поларните региони, иако е најистакната во областите со активност на сончеви дамки. Сончевиот циклус се протега приближно 11 години, од еден сончев минимум до следниот минимум. Бидејќи сончевото магнетно поле постојано се навива поради побрзото вртење на масата на екваторот на Сонцето (диференцијално вртење), активноста на сончевите дамки ќе биде поизразена при сончевиот максимум каде што магнетното поле е повеќе извиткано. Поврзани со сончевите дамки се коронските јамки, јамките на магнетниот тек, кои се издигнуваат од сончевата внатрешност. Магнетниот тек ја турка настрана пожешката фотосфера, изложувајќи ја поладната плазма долу, со што се создаваат релативно темни сончеви дамки.

Бидејќи короната е фотографирана со висока резолуција во опсегот на спектарот на рендгенски зраци од сателитот Скајлаб (SkyLab) во 1973 година, а потоа подоцна од Јохкох (Yohkoh) и другите вселенски инструменти, било видено дека структурата на короната е доста разновидна и сложени: различни зони се веднаш класифицирани на коронскиот диск. Астрономите обично разликуваат неколку региони, како што е опишано подолу.

Активни подрачја

Активните подрачја се збирови структури на јамки што ги поврзуваат точките со спротивен магнетен поларитет во фотосферата, таканаречените коронски јамки. Тие обично се распределуваат во две зони на активност, кои се напоредни со сончевиот екватор. Просечната температура е помеѓу два и четири милиони келвини, додека густината се движи од 109 до 1010 честички на кубен сантиметар. мини| Сончева протуберанција и сончеви дамки. Активните подрачја ги вклучуваат сите појави директно поврзани со магнетното поле, кои се јавуваат на различни висини над површината на Сонцето: сончевите дамки и факулите се појавуваат во фотосферата; спикули, Hα филаменти и флокули во хромосферата; истакнати во хромосферата и преодниот регион; и блесоци и коронски масовни исфрлања (КМИ) се случуваат во короната и хромосферата. Ако блесоците се многу насилни, тие исто така можат да ја нарушат фотосферата и да створат Мортонов бран. Напротив, мирните протуберанции се големи, ладни, густи структури кои се забележани како темни, „змиски“ Hα ленти (се појавуваат како филаменти) на сончевиот диск. Нивната температура е околу – , и затоа обично се сметани за хромосферски особини.

Во 2013 година, сликите од Коронскиот отсликувач со висока резолуција откриле досега невидени „магнетни плетенки“ од плазма во надворешните слоеви на овие активни подрачја.

Коронски јамки

лево|мини| Слика од Преодноподрачниот и коронски истражувач, на бранова должина од 171Å (крајно ултравиолетово) што покажува коронски јамки Короналните јамки се основните структури на магнетната сончева корона. Овие јамки се сродници со затворен магнетен тек на отворениот магнетен флукс што може да биде најден во коронските дупки и сончевиот ветер. Јамките на магнетниот флукс излегуваат од сончевото тело и се полнат со топла сончева плазма. Поради зголемената магнетна активност во овие подрачја на коронската јамка, короналните јамки честопати можат да бидат претходник на сончевите блесоци и коронските масовни исфрлања.

Сончевата плазма што ги храни овие структури се загрева од под до многу повеќе од 10 6 К од фотосферата, преку преодниот регион и во короната. Честопати, сончевата плазма ќе ги пополни овие јамки од една точка и ќе се исцеди во друга, наречени точки на нога (протек на сифон поради разлика во притисокот, или несиметричен проток поради некој друг двигател).

Кога плазмата се крева од стапалото покажува кон врвот на јамката, како што секогаш се случува за време на почетната фаза на збиен одблесок, тоа е дефинирано како хромосферско испарување. Кога плазмата брзо се лади и паѓа кон фотосферата, тоа се нарекува хромосферска кондензација. Може да има и симетричен проток од двете ножни точки на јамката, што предизвикува насобирање на маса во структурата на јамката. Плазмата може брзо да се олади во овој регион (за топлинска нестабилност), нејзините темни нишки очигледни на сончевиот диск или испакнатини од издаденоста на Сонцето.

Коронските јамки може да имаат време на траење по редослед на секунди (во случај на настани од блесоци), минути, часови или денови. Онаму каде што има рамнотежа во изворите на енергија на јамката и мијалниците, коронските јамки можат да траат долги временски периоди и се познати како стабилна состојба или коронски јамки во мирување (пример).

Коронските јамки се многу важни за нашето разбирање на тековниот „проблем со коронското греење“. Коронските јамки се извори на плазма со силно зрачење и затоа лесно се набљудуваат со инструменти како што е Преодноподрачниот и коронски истражувач. Објаснувањето на проблемот со коронското загревање останува бидејќи овие структури се набљудувани од далечина, каде што се присутни многу нејаснотии (т.е. придонеси на зрачење долж ширењето на видното поле). Потребни се мерења на самото место пред да може да биде одреден дефинитивен одговор, но поради високите плазма температури во короната, мерењата на самото место во моментов се невозможни. Следната мисија на сончевата сонда „Паркер“ на НАСА ќе се приближи до Сонцето многу блиску, што ќе овозможи подиректни набљудувања.

Структури од големи размери Структурите од големи размери се многу долги лакови кои можат да покријат повеќе од една четвртина од сончевиот диск, но содржат плазма помалку густа отколку во коронските јамки на активните подрачја.

Тие за прв пат биле откриени во набљудувањето на одблесокот на 8 јуни 1968 година за време на ракетен лет.

Структурата на короната од големи размери се менува во текот на 11-годишниот сончев циклус и станува особено едноставна за време на минималниот период, кога магнетното поле на Сонцето е речиси слично на двополарна конфигурација (плус четириполарна компонента).

Меѓусебни врски на активни региони мини|Додека Сончевата сонда „Паркер“ минувала низ Сончевата корона на почетокот на 2021 година, леталото летало покрај структури наречени коронски истеци.