Koróna je vnější, velice řídká vrstva atmosféry Slunce

Koróna, nejsvrchnější a stále neznámá vrstva sluneční atmosféry

Koróna je vnější vrstva sluneční atmosféry, která volně přechází do meziplanetárního prostoru. Koróna by nemohla existovat bez globálního magnetického pole Slunce, které má na strukturu a procesy v koróně probíhající zásadní vliv. Teplota koróny dosahuje řádově až miliónů Kelvinů (teplotu je nutno brát jako míru rychlosti pohybů částic a vysokého stupně ionizace sluneční plazmy).

Vědci dosud nedokáží uspokojivě vysvětlit, proč je koróna asi 200× teplejší než "povrch" Slunce, tedy fotosféra. K ohřevu dochází velice prudce, skokově ve velice úzké (asi 100 km) přechodové vrstvě. Děje v ní astronomové obvykle studují v spektrálních čárách třikrát ionizovaného uhlíku, kyslíku a křemíku. Protože jde o emisi ultrafialového záření, lze tyto děje zkoumat jen z přístrojů na družicích kroužících vysoko nad zemskou atmosférou. Ta totiž UV záření pohlcuje.

Mechanismus ohřevu sluneční koróny není dosud spolehlivě vysvětlen. Na svědomí jej mohou mít rekonexe magnetických polí, disipace plazmových vln a ohřev elektrickými proudy či jiné, třeba eruptivní, mechanismy. Například rezonanční ohřev protuberancemi. Koróna má poměrně složitou strukturu a dělí se na následující vrstvy - F, K, E a T-korónu.

Čtěte také: Černé Slunce v Indonésii: Letošní výprava za zatměním Slunce přinesla…

Hustota sluneční koróny činí jen 10⁸ částic v kubickém centimetru. Teplota narůstá až na několik miliónů Kelvinů. Koróna sahá do vzdálenosti 15 až 20 slunečních poloměrů nad povrch Slunce (fotosféru) a její tvar a velikost jsou silně proměnlivé. Jas sluneční koróny je asi 10⁶× nižší než jas fotosféry, proto ji lze sledovat jen při úplných zatměních Slunce a nebo s pomocí koronografu.

V koróně se pozoruje řada charakteristických útvarů. Do nejspodnějších vrstev zasahují z fotosféry a chromosféry spikule, koronální paprsky a oblouky, koronální kondenzace i koronální díry, což jsou oblasti o mimořádně nízké hustotě. I na poměry sluneční koróny. Střední elektronová hustota dosahuje v klidné koróně hodnot okolo 10⁸ / cm³. V koronálních strukturách je 5× až 20× vyšší a v koronálních kondenzacích až 100× vyšší - 10¹⁰ / cm³).

K-koróna

K-koróna má spojité spektrum, je proto také nazývána korónou spojitého spektra, které vzniká v důsledku Thompsonovského rozptylu záření na volných elektronech vysoce ionizovaného plazmatu sluneční koróny. Rozptýlené záření K-koróny je silně lineárně polarizované. K-koróna je velice nehomogenní a vytváří složité struktury v podobě paprsků a smyček, které sledují siločáry magnetického pole, jejichž podobu a tvar silně ovlivňuje sluneční činnost. Tyto útvary jsou dobře patrné právě při slunečních zatměních jako součást tzv. bílé koróny.

F-koróna

F-koróna je další vrstvou tzv. bílé koróny, která se stává pozorovatelnou během úplných zatmění Slunce. I spektrum této části koróny je polarizované, avšak lze v ni již pozorovat Fraunhoferovy spektrální čáry. Pro pozorovaný jas F-koróny dostačuje, aby v každém krychlovém kilometru této části sluneční atmosféry bylo několik desítek prachových částic. F-koróna se nazývá rovněž Fraunhoferova či prachová koróna, neboť její záření vzniká rozptylem fotosférického záření na prachových částicích.

E a T-koróna, UV, EUV a X-koróna

Další vrstvy, E a T-koróna, či UV, EUV a X-koróna se projevují vyzařováním na krátkých (u T-koróny na dlouhých, tedy infračervených délkách, neboť se jedná o prachovou emisi meziplanetárního prachu) vlnových délkách. Zhruba od 90 - 305 nm (UV-koróna) až po 5 × 10^-3 nm (X-koróna). Teplota plazmy se pohybuje v rozmezí od 10⁴ K až po asi 1,8 × 10⁶ K a více.

Fotografie sluneční koróny

Sluneční korónu můžete fotografovat během slunečních zatmění. Tato svrchní část sluneční atmosféry je jinak přezářena svitem slunečního disku. Ty skutečně nejkvalitnější fotografie sluneční koróny, které jsou oceňovány slunečními fyziky i fotografy po celém světě, pocházejí z dílny Čecha - profesora Drucmüllera. Opravdu skvělými snímky se můžete pokochat na jeho stránkách www.zam.fme.vutbr.cz.

Další související články: