Korona Słońca
Zewnętrzna
część atmosfery słonecznej. Widoczna jedynie w czasie całkowitych zaćmień Słońca,
lub przy użyciu specjalnych instrumentów astronomicznych np. koronografu, pozwalającego
na prowadzenie obserwacji korony niezależnie od zaćmień. Korona słoneczna leży
nad chromosferą, od której oddzielona jest warstwą przejściową. Ciągnie się daleko
w przestrzeń międzyplanetarną. Z korony wypływają nieustannie strumienie cząstek
o dużym natężeniu, zwane wiatrem słonecznym. Temperatura korony słonecznej, jest
wyższa od pozostałych warstw atmosfery i wynosi około 2 milionów stopni Celsjusza.
W tej temperaturze i przy niskiej gęstości korona wysyła promieniowanie rentgenowskie
i ultrafioletowe, pochłaniane w górnych warstwach atmosfery ziemskiej. Owo promieniowanie
może być obserwowane jedynie z pokładów rakiet, balonów i satelitów. Kształt i
wielkość korony słonecznej podczas zaćmień, zależą od fazy cyklu aktywności słonecznej;
w okresie minimalnej aktywności jest nieregularna, w okresie maksymalnej aktywności
jest duża i kulista.
Korona nie jest statyczna, lecz rozszerza się w sposób ciągły w ośrodek międzygwiazdowy.
Obserwacje korony w promieniowaniu rentgenowskim (Yohkoh) i ultrafioletowym (TRACE,
SOHO) wykazały, że podstawowym elementem korony są pętle koronalne.
Czyli zamknięte struktury w kształcie pętli, wypełnione gorącą i dość rzadką plazmą.
Najlepiej widoczne są nad brzegiem tarczy. Struktury te naśladują przebieg linii
sił pola magnetycznego. Na tarczy słonecznej widoczne są z kolei ciemniejsze obszary
o bardzo dziwnych kształtach i rozmiarach. Są to tzw. dziury koronalne - miejsca
gdzie linie sił pola magnetycznego są otwarte (nie zamykają się na powierzchni
Słońca), co zapewnia swobodny wypływ wiatru słonecznego. Obszary te charakteryzują
się bardzo niską gęstością plazmy. W okresach niskiej aktywności obejmują okolice
biegunów słonecznych. Podczas podwyższonej aktywności dziury koronalne sięgają
okolic równikowych i mogą "żyć" przez okres kilku obrotów Słońca.
FOTO: NASA