Korona
Ovo je glavno značenje pojmaKorona.Za druga značenja pogledajteKorona (razdvojba).Korona(lat.corona:vijenac, kruna) je vanjski dioatmosfereSuncaizvijezdakoji emitirarendgensko zračenje.Male jegustoće(koncentracijaatomamanja od 1015po/m3), vrlo visoketemperature(milijun i više°C) i promjenljiva oblika unutarciklusa Sunčeve aktivnosti.Golim se okom zapaža samo za potpunepomrčine,dok sekoronografomvidi i izvan razdoblja pomrčine. Oblici korone slijede smjermagnetskoga polja.Iz korone strujiSunčev vjetar,koji čineelektrički nabijene i nenabijene čestica.U koroni nastaju povremene erupcije kojima se Sunčeva tvar izbacuje umeđuplanetski prostor,što utječe naatmosfereimagnetosfereplaneta.[1]
Korona obuhvaća zadnji, vanjski diosunčeveatmosfere, ali iatmosfereostalihzvijezdakoju inače čine tri sloja;kromosfera,fotosferai sama korona. Ona je u bitiplazmakoja dosežetemperatureviše od nekoliko milijunakelvinaza razliku od fotosfere koja doseže temperature od oko 6 000K.Dio po dio korone se lagano otpuhuje usvemirto jest gubimasui to u oblikusunčevog vjetra.Sam oblik korone se neprestano mijenja, dok joj je sjaj do oko milijun puta manji od fotosfere pa je zbog toga i teže uočljiva. Koronu najviše zapažamo za vrijeme potpunepomrčine Suncaili posebnim teleskopom -koronagrafomkoji blokira direktnuSunčevu svjetlost,a služi za snimanje atmosferezvijezdai promatranje objekata poputkometaiekstrasolarnih planetakoji kruže oko drugih zvijezda.
Jako visoke temperature korone su zbunjivale znanstvenike i u 19. stoljeću, tako da su predlagali da ona sadrži nepoznati element “koronij”. Ustvari, da korona ima temperature veće od 1 000 000 K otkrili su Gotrian 1939. i Bengt Edler 1941., otkrivši koronalne linije na spektru visokoioniziranihmetala(zelenaFe-XIV linija na 530,3 nm i crvena Fe-X linija na 637,4 nm).[2]
Svjetlo s korone dolazi iz 3 različita glavna izvora, koja se nazivaju različitim imenima, iako dijele isti volume i prostor:
- K – korona, oznaka K potječe od kontinuiranogspektra,a to je svjetlost raspršena brzim slobodnimelektronima.Spektralne linije gotovo ne postoje, zbog velike brzine elektrona, pa dolazi doDopplerovog učinkai apsorpcijske linje se gotovo ne vide;
- F – korona, oznaka dolazi odJosepha von FraunhoferaiFraunhoferovih apsorpcionih linijana spektru svjetlosti. Ovdje dolazi do raspršenja svjetlosti na česticama prašine, koje dolaze iz međuplanetarnog prostora i zauzimaju vrlo veliki prostor, a na velikoj udaljenostima se nazivaju izodijačka svjetlost;
- E – korona, oznaka dolazi od spektralnih emisionih linija, koje stvarajuioni,koji su prisutni u koronalnoj plazmi. Spektralne linije se nalaze u širokomzabranjenompodručju i toplom području, pa su glavni izvor podataka o sastavu korone.[3]
Sunčeva korona ( 1 – 3 000 000 K) je toplija za oko 200 puta od vidljive površine Sunca ilifotosfere(u prosjeku 5 800 K). Osim toga, korona je za 1 000 000 000 000 puta rjeđa od forosfere. Korona je odvojena od fotosfere s relativno tankim slojemkromosfere.Pravi mehanizam kako dolazi do tolikog grijanja korone, još nije sasvim poznat, ali se smatra da najvjerojatnije zbog induktivnog djelovanja Sunčevog magnetskog polja naplazmuu koroni (vidi:Lorentzova sila). Prije se smatralo da to nastaje zbog pritiska zvučnih valova iz unutrašnjosti Sunca, ali se pronašlo da i mlade zvijezde imaju koronu, gdje je prisutno jako magnetsko polje, pa se od te teorije sve više odustaje. Vanjski dijelovi korone stalno odlaze sa Sunca, duž otvorenih magnetskih linija, u oblikuSunčevog vjetra.
Korona nije uvijek jednoliko raspoređena po površini Sunca. Za vrijeme mirnog razdoblja, korona je više ili manje raspoređena po ekvatorijalnom dijelu, skoronalnim šupljinamana polovima. S druge strane, za vrijeme Sunčevog aktivnog razdoblja, korona je jednoliko raspoređena i po ekvatorijalnim i po polarnim područjima, iako je najispupčenija u područjuSunčevih pjega.TrajanjeSunčevog ciklusaje u prosjeku 11 godina, od Sunčevog minimuma do Sunčevog maksimuma, kada se Sunčevo magnetsko polje stalno uvija (zbogdiferencijalne rotacije– različiti dijelovi Sunca se okreću s različitim kutnim brzinama, ekvatorijalni pojasi se okreću brže od polova). Sunčeve pjege su aktivnije za vrijeme maksimuma Sunčevog magnetskog polja. Sa Sunčevim pjegama su povezani ikoronalni lukovi,gdje se luk magnetskog polja uzdiže iz Sunčeve unutrašnjosti. Magnetski tok gura topliju fotosferu u stranu, otkrivajući “hladnije” i tamnije dijelove, koje zovemo Sunčevim pjegama.
Od vremena kada je korona bila fotografirana s visokom rezolucijom uz pomoćX-zraka,sa satelitaSkylab1973., i kasnije s Yokhok i ostalih svemirskih instrumenata, vidjelo se da je struktura korone jako različita i složena i još je novih različitih zona zabilježeno.[4][5][6]Astronomi obično razlikuju nekoliko područja[7]:
Aktivna područja su područja priključaka lučnih struktura magnetskih polova na fotosferi, koje nazivamokoronalni lukovi.Uglavnom su raspoređeni u dvije zone aktivnosti, koje su paralelne sekvatorom.Prosječna temperatura je između 2 i 4 milijuna Kelvina, dok je gustoća od 109do 1010čestica po cm3.
Aktivna područja uključuju pojave koje su direktno povezane s magnetskim poljem i pojavljuje se na različitim visinama Sunčeve površine:Sunčeve pjegeifakule(svijetle mrlje) se pojavljuju u fotosferi,spikuleiHα pramenoviu kromosferi,prominencije(protuberance) u kromosferi i prijelaznom području, teSunčeve bakljeikoronalni izbačaji masa,koji se dešavaju u koroni i kromosferi (Sunčeve baklje su veoma snažne i mogu poremetiti i fotosferu). S druge strane, mirneprominencijesu velike, hladnije strukture koje se opažaju kao tamni, zmijoliki Hα pramenovi na Sunčevom disku. Njihova temperatura je 5 000 – 8 000 K, i obično se smatraju kao obilježja kromosfere.
Koronalni lukovi(engl.coronal loops) su osnovna struktura magnetične Sunčeve korone. Ti lukovi su vrlo slični po svojstvimakoronalnim šupljinamas otvorenim magnetskim tokom iSunčevom vjetru.Lukovi magnetskog toka se dižu prilično s tijela Sunca i pune su sunčeve plazme. Zbog povećanja magnetskih aktivnosti u područjima s koronalnim lukovima, oni često mogu biti prethodniciSunčevim bakljamaikoronalnim izbačajima masa.
Sunčeva plazma puneći tu strukturu, je i grije sa 6 000 K na oko 1 000 000 K iz fotosfere, preko prijelaznog područja, do korone. Često, Sunčeva plazma će puniti koronalni luk s jedne točke i izlazit će s druge točke (sifonprotok zbog razlike pritisaka, ili asimetrični protok zbog ostalih pogona).
Kada plazma ide gore iz podnožja prema vrhu luka, kako se uvijek dešava za vrijeme početne faze kompaktne baklje, onda to nazivamokromosfersko hlapljenje.Kada plazma se brzo hladi, padajući dolje prema fotosferi, onda je tokromosfersko ukapljavanje(kondenzacija). Ako se plazma hladi brzo u tom području (zbog toplinske nestabilnosti), stvara tamne pramenove na Sunčevom disku ili prominencije s krakovima.
Koronalni lukovi mogu trajati sekundama (u slučaju pojave plamena), minutama, satima ili danima. Obično koronalni lukovi traju duže vrijeme, pa ih znamo kao stabilni ili mirni koronalni lukovi, gdje postoji ravnoteža izvora energije lukova i odvođenja.
Koronalni lukovi su postali veoma važni za promatranje, u pokušaju da se razumije koronalni problem zagrijavanja. Oni su izvor plazme s velikim zračenjem i mogu se lako promatrati.
Strukture velikog opsega (engl.large-scale structures) su veoma dugi lukovi, koji mogu prekriti četvtinu Sunčevog diska, ali sadrže plazmu manje gustoće od koronalnih lukova na aktivnim područjima. Ta pojava je primjećena prvi put 1968 godine. Strukture velikog opsega korone se mijenjaju u 11 godina perioduSunčevog ciklusai postaju jednostavne za vrijeme minimuma, kada je magnetsko polje slično bipolnom magnetu.[8]
Međupoveznice aktivnih područja (engl.interconnections of active regions) su lukovi koji spajaju područja suprotnog magnetskog polja, ali iz različitih aktivnih područja. Značajne razlike te strukture se često vide nakon baklje.[9]
Slične pojave su ikapne trake– velike koronalne strukture koje liče na kape, s dugim vrhovima, koji natkrijuSunčeve pjegei aktivna područja. Koronalne trake se smatraju izvorima sporogSunčevog vjetra.
Pramenove šupljine (engl.filament cavities) su područja koja izgledaju tamna uX-zrakamai nalaze se iznad područja gdjeHα pramenovise primjećuju u kromosferi. Primjećene su prvi puta 1970.
Pramenove šupljine su hladniji oblaci plinova, koji lebde iznad Sunčeve površine zbog magnetskih sila. Ta područja hladnog magnetskog polja, izgledaju tamno na slikama, jer nemaju tople plazme u sebi. U stvari, magnetski pritisak i pritisak plazme moraju biti nepromjenjivi u heliosferi, da bi postojala ravnoteža: gdje je magnetsko polje jače, plazma treba biti hladnija i rjeđa. Pritisak plazmepse može izračunati iz jednadžbe stanja za idealne plinove:p = nKBT,gdje jen- gustoća čestica,KB–Boltzmannova konstantaiT–temperaturaplazme. Iz jednadžbe se vidi da će se pritisak plazme smanjiti, ako se temperatura plazme smanji ili gdje se područja jakog magnetskog polja prazne. Isti fizičku pojavu možemo primijetiti kod Sunčevih pjega u fotosferi.
Svjetle točke (engl.bright points)su mala aktivna područja koja su raširena po cijelom Sunčevom disku. One su otkrivene prvi puta 1969. i nazivamo ihfakule.
Područja Sunčeve površine, pokrivena sa svijetlim točkama, se mijenjanju ovisno o Sunčevom ciklusu. Temperature se mijenjaju od 1 100 000 K do 3 400 000 K. Temperature su povezane s promjenama emisije X-zraka.[10]
Koronalne šupljine(engl.coronal holes) se pojavljuju na polovima Sunca i izgledaju tamno sa X-zrakama, jer ne zrače puno.[11]To su velika područja Sunca, gdje je magnetsko polje s jednim polom i otvara se prema međuplanetarnom prostoru.Sunčev vjetars velikim brzinama uglavnom izlazi iz tog područja.
UVslike koronalnih šupljina, otkrivaju male strukture, slične izduženim malim balonima, koje često lebde u Sunčevom vjetru. Izgledaju kao koronalne perjanice ili kao duge vrpce koje izlaze sa Sunčevih polova.[12]
Područja Sunca koja nisu dio aktivnih područja i koronalnih šupljina, se često nazivamirno Sunce(engl.quiet Sun).
Ekvatorijalna područja imaju veću brzinu rotacije od polarnih. Kao rezultat Sunčevediferencijalne rotacijeje da aktivna područja se pojavljuju u dvije grupe, paralelno s ekvatorom i njihova jačina se povećava za vrijeme maksimumaSunčevog ciklusa,dok gotovo nestanu za vrijeme minimuma. Zato se mirno Sunce uvijek podudara s ekvatorijalnim zonama i njegova površina je manja za vrijeme maksimuma Sunčeve aktivnosti. Za vrijeme minimuma Sunčeve aktivnosti, mirno Sunce pokriva gotovo cijelo područje, osim nekih svjetlih točaka i polova, gdje sukoronalne šupljine.
Pojave u koroni mogu biti od nekoliko sekundi do nekoliko mjeseci i možemo ih usporediti u tablici:
| Koronalni događaj | Tipično vrijeme | Tipična dužina (x 1000 km) |
|---|---|---|
| Aktivno područje Sunčevih baklji | od 10 do 10 000 sekundi | 10-100 |
| Svijetle točke u X-zrakama | minute | 1-10 |
| Prijelazi kod struktura velikog opsega | od minute do sati | ~100 |
| Prijelazi kod međupoveznica aktivnih područja | od minute do sati | ~100 |
| Mirno Sunce | od sati do mjeseci | 100-1 000 |
| Koronalne šupljine | nekoliko rotacija | 100-1 000 |
Sunčeve bakljese pojavljuju u aktivnim područjima i iznenada povećavaju radioaktivni tok, na malim područjima korone. To je veoma složena pojava, vidljiva u različitimvalnim duljinama,prolazi kroz nekoliko područja Sunčeve atmosfere i uključuje mnoge fizičke pojave, toplinske i netoplinske, ponekad povezivanje magnetskih polja s izbacivanjem materijala. To su veoma snažne pojave, koje traju u prosjeku 15 minuta, a ponekad i jače baklje traju satima. One uključuju visoko i brzo povećanje gustoće i temperature.
Rijetko se primijete u vidljivom dijelu spektra, možemo ih vidjeti u ekstremnom UV zračenju i sa X-zrakama, i tipično kao kromosferska i koronalna emisija. Mogu se razlikovati dvije vrste:
- Zbijene Sunčeve baklje, povezane su s koronalnim lukovima i obično održavaju svoj oblik. Emitirana energija je u rasponu 1022- 1023J.
- Sunčeve baklje dugog trajanja, povezane su s prominencijama i mijenjaju svoj oblik. Emitirana energija je u rasponu 1025J.
Sunčeve baklje u svom nastajanju i nestanku imaju 3 različite faze:
- početna snažna faza, koja traje nekoliko minuta. Snažna emisija energije je vidljiva u mikrovalnom, ekstremnom UV i tvrdom X-zrake području
- maksimalna faza
- faza raspadanja, koja može trajati satima[13]
Koronalno izbacivanje mase(engl.coronal mass ejection) je povezano sa Sunčevim bakljama i prominencijama. To su golemi lukovi koronalnog materijala, koji napuštaju Sunce, putujući više od milijuna km/sat, sadrže oko 10 puta više energije od Sunčevih baklji i prominencija.
Priloženi filmovi su snimljeni 2003., sa satelitaSOHO.Prvi video je snimljen s magnetogramima. Drugi video pokazuje fotosferu (žuta boja) s bijelom vidljivom svjetlošću. Treći video je snimljen s ekstremnim UV zračenjem i prikazuje narančastu plazmu kromosfere, dok četvrti video prikazuje koronu u zelenoj boji. Peti video prikazuje vanjsku koronu u plavoj boji.
Korone na zvijezdama su svugdje prisutne, posebno u hladnoj poloviciHertzsprung-Russellovom dijagrama.Kod mladih zvijezda korone su još svjetlije od naše.[14]
Materija u koroni, vanjskom dijelu Sunčeve atmosfere, je u stanju plazme, s vrlo velikim temperaturama (nekoliko milijuna K) i s vrlo malom gustoćom (reda veličine 1015čestica/m3). Po definiciji,plazmaje kvazi-neutralni skup čestica, koje izvode zajedničko ponašanje.
Sastav plazme je isti kao i unutrašnjost Sunca, uglavnomvodik,ali sasvim ioniziran, pa ima protona i elektrona, i mali udio ostalih atoma, s istim postotkom kao u fotosferi. Čak i teži metali, kaoželjezo,imaju djelomičnu ionizaciju i izgubili su gotovo sve vanjske elektrone. Povijesno, upravo ionizirano stanje željeza je omogućilo mjerenje temperature u koroni. Stanje ionizacije ovisi strogo o temperaturama.
Korona se ponaša kao plin, koji je jako vruć, ali ujedno i vrlo lagan; pritisak u fotosferi je obično 0,1 – 0,6 Pa (na Zemlji je oko 100 000 Pa). Ipak to nije plin, jer se sastoji od nabijenih čestica, koje se kreću na sve strane i različitim brzinama. Budući da su elektroni oko 1800 puta lakši od protona, zato imaju i puno veću brzinu. Metalni ioni putuju puno sporije od elektrona. Prisustvo električki nabijenih čestica stvara električnu struju i jaka magnetska polja
Korona emitira uglavnom u području X-zraka, i može se vidjeti samo iz svemira. Za zračenje iz jezgre Sunca je prozirna i rijetko dolazi do sudara čestica iz jezgre i korone. Emisije zračenja u koroni nastaju uglavnom zbog sudaranja elektrona i protona, i jačina emisije ovisi o gustoći elektrona i protona.[15]
Kondukcija (prijelaz) toplinese javlja između vanjske toplije atmosfere u koroni i hladnijih slojeva u kromosferi i fotosferi. Prijelaz topline se obavlja uglavnom preko elektrona, budući su najbrži u koroni.
Velikonerješeno pitanjeje zašto je korona toliko toplija od površine Sunca? Velike temperature zahtijevaju energiju, koja će biti prenesena iz Sunčeve unutrašnjosti do korone, podrugom zakonu termodinamike.Jednostavni prijelaz topline se ne dešava, jer je između fotosfera, koja ima temperaturu u prosjeku 5 800 K i nije moguće da ona zagrije koronu, koja ima nekoliko milijuna K. Nekoliko je teorija prodloženo, ali samo dvije imaju vjerojatnost da su istinite.[16]Jedna jeteorija grijanja valovima,a drugateorija ponovnog magnetskog povezivanja.Iako svaka teorija ima svojih nedostataka, znanstvenici misle da je rješenje negdje između te dvije teorije.[17]
- Geomagnetska oluja
- Koronalna šupljina
- Koronalni izbačaji masa
- Koronalni luk
- Prominencije
- Sunčeva baklja
- Sunčev vjetar
- Zodijačka svjetlost
- ↑korona,[1]"Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2015.
- ↑Aschwanden, M. J. 2004.Physics of the Solar Corona. An Introduction.Praxis Publishing Ltd.
- ↑Corfield, Richard. 2007.Lives of the Planets.Basic Books
- ↑Vaiana, G.S.; Krieger, A.S.; Timothy, A.F. 1973. Identification and analysis of Structures in the corona from X-Ray Photography.Solar Physics
- ↑Vaiana, G.S., Tucker, W.H: "Solar X-Ray Emission in" X-Ray Astronomy "ed. by R. Giacconi and H. Gunsky, 1974.
- ↑Vaiana, G.S.; Rosner, R. 1978. Recent advances in Coronae Physics.Ann. Rev. Astron. Astrophysics
- ↑Gibson E. G. 1973.The Quiet Sun.National Aeronautics and Space Administration, Washington D.C.
- ↑Giacconi, Riccardo. 1992. J. F. Linsky; S. Serio (ur.).Proceedings of Physics of Solar and Stellar Coronae: G.S. Vaiana Memorial Symposium.Kluwer Academic Publishers
- ↑Ofman, Leon. 2000. Source regions of the slow solar wind in coronal streamers.Geophysical Research Letters
- ↑Kariyappa, R.; Deluca, E. E.; Saar, S. H.; Golub, L.; Damé, L.; Pevtsov, A. A.; Varghese, B. A. 2011. Temperature variability in X-ray bright points observed with Hinode/XRT.Astronomy & Astrophysics
- ↑Ito, Hiroaki; Tsuneta, Saku; Shiota, Daikou; Tokumaru, Munetoshi; Fujiki, Kenichi. 2010. Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun?.The Astrophysical Journal
- ↑Del Zanna, G.; Bromage, B. J. I.; Mason, H. E. 2003. Spectroscopic characteristics of polar plumes.Astronomy & Astrophysics
- ↑Pallavicini, R.; Serio, S.; Vaiana, G.S. 1977. A survey of soft X-ray limb flare images: the relation between their structure in the corona and other physical parameters.The Astrophysical Journal
- ↑Güdel, M. 2004.X-ray astronomy of stellar coronae(PDF).Astron Astrophys Rev
- ↑Mewe, R. 1991. The spectroscopy of stellar coronae.The Astronomy and Astrophysics Rev.
- ↑Ulmshneider, Peter. Heating of Chromospheres and Coronae.Space Solar Physics.Springer
- ↑Malara, F.; Velli, M. 2001. Observations and Models of Coronal Heating.Recent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere: Highlights from SOHO and Other Space Missions.Astronomical Society of the Pacific