Korona słoneczna
Z Wikipedii
Korona jest najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej, rozciągającą się miliony kilometrów od Słońca, widzianą najlepiej podczas całkowitego zaćmienia Słońca.
Zadziwiającą cechą korony jest fakt, że jest ona dużo bardziej gorąca niż widoczne zewnętrzne części atmosfery słonecznej (fotosfera ma w przybliżeniu temperaturę 6000 K, podczas gdy korona ponad milion K). Choć temperatura korony jest tak wysoka, to ze względu na małą gęstość, produkuje ona nieporównywalnie mniej światła niż fotosfera w zakresie widzialnym.
Z powodu wysokiej temperatury korona słoneczna intensywnie świeci w miękkim promieniowaniu rentgenowskim oraz promieniowaniu ultrafioletowym. Na obrazach wykonanych w miękkim promieniowaniu rentgenowskim (zob. zdjęcie obok) korona o temperaturze około 2 mln K widoczna jest poświata otaczająca Słońce. Jasne miejsca na tarczy to obszary aktywne (występują tam silne pola magnetyczne). W obszarach aktywnych zazwyczaj zachodzą rozbłyski słoneczne. Średnia temperatura tych obszarów wynosi około 3 mln K. Jasne struktury pętlowe to plazma wmrożona w pole magnetyczne. Często możemy również zauważyć ciemne plamy na biegunach słonecznych nazywane dziurami koronalnymi.
Ścisły mechanizm grzania korony nie jest jeszcze w pełni poznany.
Podczas okresów małej aktywności słonecznej aktywność korony sprowadza się mniej więcej do okolic równikowych. Podczas wzmożonej aktywności korona jest równo rozmieszczona nad rejonami równikowymi i biegunowymi, aczkolwiek w miejscach występowania plam słonecznych jest ona najbardziej uwypuklona. Zewnętrzne części korony (co za tym idzie materii słonecznej) są tracone w postaci wiatru słonecznego. Z koroną związane są również zjawiska protuberancji i koronalnych wyrzutów masy.
[edytuj] Temperatura korony słonecznej
Co powoduje że korona jest gorętsza od powierzchni Słońca? Ciepło przepływa w kierunku obiektu o niższej temperaturze, dążąc do jej wyrównania. Na Słońcu obserwujemy natomiast proces przeciwny: temperatura plazmy słonecznej rośnie ze wzrostem odległości od Słońca, osiągając wartość 2 milionów K. Współczesna heliofizyka rozpatruje kilka procesów, które mogą prowadzić do tak silnego podgrzewania korony.
Jednym z mechanizmów podgrzewania korony może być przenoszenie energii przez fale dźwiękowe. Odbywa się to na zasadzie tworzenia się w kierunku od powierzchni Słońca do korony tub rezonacyjnych, w których fale dźwiękowe mogą się wielokrotnie odbijać, a tym samym dobrze przenosić energię. Za tworzenie się obszarów odbijających fale dźwiękowe odpowiada ostry wzrost temperatury.
Innym sposobem podgrzewania korony mogą być fale magneto-dźwiękowe (mieszanka fali dźwiękowej i magnetycznej), lecz aby mogły one w sposób wydajny przenosić energię do korony muszą zaistnieć odpowiednie warunki fizyczne. Fale magneto-dźwiękowe zachowują się czasami jak zwykła fala dźwiękowa, a czasami jak fala magnetyczna (nie należy mylić z falą elektromagnetyczną !). Fale magnetyczne mają zdolność rozprzestrzeniania się w dosyć specyficznym ośrodku jakim jest pole magnetyczne. Można sobie wyobrazić linię pola magnetycznego, która może drgać jak struna od gitary. Fale te rozprzestrzeniają się właśnie w ten sposób. Hannes Olof Gösta Alfvén, szwedzki fizyk i astrofizyk, laureat Nagrody Nobla w 1970 (wraz z L.E.F. Néelem), w 1940 roku przewidział istnienie fal magneto-dźwiękowych. Określił w jaki sposób mogą się one propagować oraz z jaką prędkością. Prędkość takich fal bardzo silnie zależy od temperatury, gęstości plazmy oraz natężenia pola magnetycznego. Jak się okazuje, w atmosferze słonecznej powstają odpowiednie warunki aby fale te mogły propagować się od powierzchni do korony. Jednakże proces ten nie jest zbyt wydajny. Prędkości tych fal w fotosferze wynoszą około 10 km/s, a w koronie (dla typowych warunków - korona spokojna) 300 km/s.
Bardzo wydajnym mechanizmem podgrzewania korony mogą być tzw. mikro- i nano-rozbłyski słoneczne (bardzo słabe lecz liczne rozbłyski). Istnieją niestety w tym mechanizmie dwa poważne problemy. Pierwszy, to że uwolniona energia rozchodzi się we wszystkich kierunkach i tylko mała jej część dociera do korony. Drugi, to że gdyby był to główny mechanizm nagrzewu korony, to notowano by sezonowe (11 letnie) wahania temperatury korony związane z cyklem słonecznym, czego się nie obserwuje.
Zobacz też: chromosfera, fotosfera, koronalne wyrzuty masy, podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii.
