Korona (astronomija)

Ovaj članak je o auri plazme koja okružuje Sunce i druge zvezde. Za druge upotrebe pogledajte stranicu Korona.

Korona (lat. corona — „kruna, venac“) obuhvata zadnji, tj. spoljni deo Sunčeve, ali i atmosfere ostalih zvezda koju inače čine tri sloja; hromosfera, fotosfera i sama korona. Ona je u suštini plazma koja doseže temperature više od nekoliko miliona kelvina za razliku od fotosfere koja doseže temperature od oko 6000 K. Deo po deo korone se lagano oduvava u svemir tj. gubi masu i to u obliku sunčevog vjetra. Sam oblik korone se neprestano menja, dok joj je sjaj do oko milion puta manji od fotosfere, te je zbog toga i teže uočljiva. Korona se najviše zapaža za vreme potpunog pomračenja Sunca ili posebnim teleskopom — koronografom koji blokira direktnu sunčevu svetlost, a služi za snimanje atmosfere zvezda i posmatranje objekata poput kometa i ekstrasolarnih planeta koji kruže oko drugih zvezda.

Izbijanje pramenova korone 31. avgusta 2012.

Sunčeva korona snimljena tokom pomračenja Sunca

Jako visoke temperature korone su zbunjivale naučnike i u 19. veku, tako da su predlagali da ona sadrži nepoznati element koronijum. Činjenicu da korona ima temperature veće od 1 000 000 K otkrili su Gotrian 1939. i Bengt Edler 1941, otkrivši koronalne linije na spektru visoko joniziranih metala (zelena Fe-XIV linija na 530,3 nm i crvena Fe-X linija na 637,4 nm).

Svetlo s korone dolazi iz 3 različita glavna izvora, koja se nazivaju različitim imenima, iako dele istu zapreminu i prostor:

• K – korona, oznaka K potiče od kontinuiranog spektra, a to je svetlost raspršena brzim slobodnim elektronima. Spektralne linije gotovo ne postoje, zbog velike brzine elektrona, pa dolazi do Doplerovog efekta i apsorpcijske linje se gotovo ne vide.
• F – korona, oznaka dolazi od Jozefa fon Fraunhofera i Fraunhoferovih apsorpcionih linija na spektru svetlosti. Ovde dolazi do raspršenja svetlosti na česticama prašine, koje dolaze iz međuplanetarnog prostora i zauzimaju vrlo veliki prostor, a na velikoj udaljenostima se nazivaju i zodijačka svetlost.
• E – korona, oznaka dolazi od spektralnih emisionih linija, koje stvaraju joni, koji su prisutni u koronalnoj plazmi. Spektralne linije se nalaze u širokom „zabranjenom” području i toplom području, pa su glavni izvor podataka o sastavu korone.

Fizička svojstva

Crtež pokazuje oblike Sunčevog magnetskog toka za vreme Sunčevog ciklusa

Sunčeva korona ( 1 – 3 000 000 K) je toplija za oko 200 puta od vidljive površine Sunca ili fotosfere (u proseku 5 800 K). Osim toga, korona je za 1 000 000 000 000 puta ređa od forosfere. Korona je odvojena od fotosfere s relativno tankim slojem hromosfere. Pravi mehanizam kako dolazi do tolikog grejanja korone, još nije sasvim poznat, ali se smatra da najverovatnije zbog induktivnog delovanja Sunčevog magnetskog polja na plazmu u koroni (vidi: Lorencova sila). Pre se smatralo da to nastaje zbog pritiska zvučnih talasa iz unutrašnjosti Sunca, ali je utvrđeno da i mlade zvezde imaju koronu, gde je prisutno jako magnetsko polje, te se od te teorije sve više odustaje. Spoljni delovi korone stalno odlaze sa Sunca, duž otvorenih magnetskih linija, u obliku Sunčevog vetra.

Korona nije uvek jednoliko raspoređena po površini Sunca. Za vreme mirnog razdoblja, korona je više ili manje raspoređena po ekvatorijalnom delu, s koronalnim šupljinama na polovima. S druge strane, za vreme Sunčevog aktivnog razdoblja, korona je jednoliko raspoređena i po ekvatorijalnim i po polarnim područjima, iako je najispupčenija u području Sunčevih pega. Trajanje Sunčevog ciklusa je u proseku 11 godina, od Sunčevog minimuma do Sunčevog maksimuma, kada se Sunčevo magnetsko polje stalno uvija (zbog diferencijalne rotacije – različiti delovi Sunca se okreću s različitim ugaonim brzinama, ekvatorijalni pojasi se okreću brže od polova). Sunčeve pege su aktivnije za vreme maksimuma Sunčevog magnetskog polja. Sa Sunčevim pjegama su povezani i koronalni lukovi, gde se luk magnetskog polja uzdiže iz Sunčeve unutrašnjosti. Magnetski tok gura topliju fotosferu u stranu, otkrivajući „hladnije” i tamnije delove, koji se nazivaju Sunčevim pjegama.

Od vremena kada je korona bila fotografirana s visokom rezolucijom uz pomoć X-zraka, sa satelita Skajlab 1973, i kasnije sa Jokok i ostalih svemirskih instrumenata, videlo se da je struktura korone jako različita i složena i još je novih različitih zona zabileženo. Astronomi obično razlikuju nekoliko područja.

Aktivna područja

TRACE 171Å koronalni lukovi

Aktivna područja su područja priključaka lučnih struktura magnetskih polova na fotosferi, koji se nazivaju koronalni lukovi. Uglavnom su raspoređeni u dve zone aktivnosti, koje su paralelne s ekvatorom. Prosečna temperatura je između 2 i 4 miliona Kelvina, dok je gustina od 109 do 1010 čestica po cm³.

Aktivna područja uključuju pojave koje su direktno povezane s magnetskim poljem i pojavljuje se na različitim visinama Sunčeve površine: Sunčeve pege i fakule (svetle mrlje) se pojavljuju u fotosferi, spikule i Hα pramenovi u hromosferi, prominencije (protuberance) u hromosferi i prelaznom području, te Sunčeve baklje i koronalni izbačaji masa, koji se dešavaju u koroni i romosferi (Sunčeve baklje su veoma snažne i mogu poremetiti i fotosferu). S druge strane, mirne prominencije su velike, hladnije strukture koje se opažaju kao tamni, zmijoliki Hα pramenovi na Sunčevom disku. Njihova temperatura je 5000 – 8000 K, i obično se smatraju kao obeležja hromosfere.

Koronalni lukovi

Koronalni lukovi (engl. coronal loops) su osnovna struktura magnetične Sunčeve korone. Ti lukovi su vrlo slični po svojstvima koronalnim šupljinama s otvorenim magnetskim tokom i Sunčevom vetru. Lukovi magnetskog toka se dižu prilično s tela Sunca i pune su sunčeve plazme. Zbog povećanja magnetskih aktivnosti u područjima s koronalnim lukovima, oni često mogu biti prethodnici Sunčevim bakljama i koronalnim izbačajima masa.

Sunčeva plazma puneći tu strukturu, je i gre sa 6000 K na oko 1 000 000 K iz fotosfere, preko prelaznog područja, do korone. Često, Sunčeva plazma puni koronalni luk s jedne tačke i izlazi s druge tačke (sifon protok zbog razlike pritisaka, ili asimetrični protok zbog ostalih pogona).

Kada plazma ide gore iz podnožja prema vrhu luka, kako se uvek dešava za vreme početne faze kompaktne baklje, onda se to naziva hromosferska evaporacija. Kada plazma se brzo hladi, padajući dole prema fotosferi, onda je to hromosfersko utečnjavanje (kondenzacija). Ako se plazma hladi brzo u tom području (zbog toplotne 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 vreme, te su poznati kao stabilni ili mirni koronalni lukovi, gde postoji ravnoteža izvora energije lukova i odvođenja.

Koronalni lukovi su postali veoma važni za posmatranje, u pokušaju da se razume koronalni problem zagrejavanja. Oni su izvor plazme s velikim zračenjem i mogu se lako posmatrati.

Strukture velikog opsega

Koronalni lukovi spajaju područja sa suprotnim magnetskim polovima (A) i magnetska polja s jednim polom kod koronalnih šupljina (B)

Strukture velikog opsega (engl. large-scale structures) su veoma dugi lukovi, koji mogu prekriti četvrtinu Sunčevog diska, ali sadrže plazmu manje gustine od koronalnih lukova na aktivnim područjima. Ta pojava je primećena prvi put 1968 godine. Strukture velikog opsega korone se menjaju u 11-godišnjem periodu Sunčevog ciklusa i postaju jednostavne za vreme minimuma, kada je magnetsko polje slično bipolnom magnetu.

Međupoveznice aktivnih područja

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.

Slične pojave su i kapne trake – velike koronalne strukture koje liče na kape, s dugim vrhovima, koji natkriju Sunčeve pege i aktivna područja. Koronalne trake se smatraju izvorima sporog Sunčevog vetra.

Pramenove šupljine

Pramenove šupljine (engl. filament cavities) su područja koja izgledaju tamna u X-zracima i nalaze se iznad područja gde Hα pramenovi se primećuju u hromosferi. Primećene su prvi put 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. Zapravo, magnetski pritisak i pritisak plazme moraju biti nepromenjivi u heliosferi, da bi postojala ravnoteža: gde je magnetsko polje jače, plazma treba biti hladnija i ređa. Pritisak plazme p se može izračunati iz jednačine stanja za idealne gasove: p = nK_BT, gde je n - gustina čestica, K_B – Bolcmanova konstanta i T – temperatura plazme. Iz jednačine se vidi da će se pritisak plazme smanjiti, ako se temperatura plazme smanji ili gde se područja jakog magnetskog polja prazne. Ista fizička pojava se može primjetiti kod Sunčevih pega u fotosferi.

Svetle tačke

Svetle tačke (engl. bright points) su mala aktivna područja koja su raširena po celom Sunčevom disku. One su otkrivene prvi put 1969. i nazivaju se fakule.

Područja Sunčeve površine, pokrivena sa svetlim tačkama, se menjanju zavisno od Sunčevog ciklusa. Temperature se menjaju od 1 100 000 K do 3 400 000 K. Temperature su povezane s promenama emisije X-zraka.

Slika sa Opservatorije za solarnu dinamiku , snimljena 16. oktobra 2010. Veoma duge pramene šupljine se vide na Sunčevoj južnoj polutki

Koronalne šupljine

Koronalne šupljine (engl. coronal holes) se pojavljuju na polovima Sunca i izgledaju tamno sa X-zrakama, budući da ne zrače puno. To su velika područja Sunca, gde je magnetsko polje s jednim polom i otvara se prema međuplanetarnom prostoru. Sunčev vetar s velikim brzinama uglavnom izlazi iz tog područja.

UV slike koronalnih šupljina, otkrivaju male strukture, slične izduženim malim balonima, koje često lebde u Sunčevom vetru. Izgledaju kao koronalne perjanice ili kao duge vrpce koje izlaze sa Sunčevih polova.

Mirno Sunce

Područja Sunca koja nisu deo aktivnih područja i koronalnih šupljina, se često naziva mirno Sunce (engl. quiet Sun).

Ekvatorijalna područja imaju veću brzinu rotacije od polarnih. Kao rezultat Sunčeve diferencijalne rotacije je da aktivna područja se pojavljuju u dve grupe, paralelno s ekvatorom i njihova jačina se povećava za vreme maksimuma Sunčevog ciklusa, dok gotovo nestanu za vreme minimuma. Zato se mirno Sunce uvek podudara s ekvatorijalnim zonama i njegova površina je manja za vreme maksimuma Sunčeve aktivnosti. Za vreme minimuma Sunčeve aktivnosti, mirno Sunce pokriva gotovo celo područje, osim nekih svetlih tačaka i polova, gde su koronalne šupljine.

Vidi još

• Pomračenje Sunca

Literatura

• Thorsten Dambeck: Seething Cauldron in the Suns's Furnace, MaxPlanckResearch, 2/2008, p. 28–33
• B. N. Dwivedi and A. K. Srivastava Coronal heating by Alfvén waves CURRENT 296 SCIENCE, VOL. 98, NO. 3, 10 FEBRUARY 2010, pp. 295–296

Spoljašnje veze

• NASA description of the solar corona
• Coronal heating problem at Innovation Reports
• NASA/GSFC description of the coronal heating problem
• FAQ about coronal heating
• Solar and Heliospheric Observatory, including near-real-time images of the solar corona
• Coronal x-ray images from the Hinode XRT
• nasa.gov Astronomy Picture of the Day July 26, 2009 – a combination of thirty-three photographs of the sun's corona that were digitally processed to highlight faint features of a total eclipse that occurred in March 2006
• Animated explanation of the core of the Sun Arhivirano na sajtu Wayback Machine (16. novembar 2015) (University of South Wales)
• Animated explanation of the temperature of the Corona Arhivirano na sajtu Wayback Machine (16. novembar 2015) (University of South Wales)
• Space,time,matter and vacuum: The Solar Corona. A sign of Quantum Gravity?(Spanish)
• Alfvén waves may heat the Sun's corona
• New Clue May Solve Solar Mystery Arhivirano na sajtu Wayback Machine (21. novembar 2012)
• The Origins of Hot Plasma in the Solar Corona
• Solar Interface Region – Bart de Pontieu (SETI Talks) Video