Koróna (astronómia): Rozdiel medzi revíziami
d robot Odobral: lt:Saulės žiedas |
doplnenie |
||
| Riadok 3: | Riadok 3: | ||
'''Koróna''' je jasná plazmová [[Slnko|slnečná]] atmosféra siahajúca milióny kilometrov do vesmíru, najľahšie viditeľná počas úplného [[Zatmenie Slnka|zatmenia Slnka]] alebo pomocou [[koronograf]]u. Už v [[30. roky 20. storočia|tridsiatych rokoch 20. storočia]] sa na základe tvaru koróny pozorovanej pri zatmeniach objavili úvahy, že koróna musí mať teplotu milióny stupňov. Tento predpoklad bol o niekoľko rokov potvrdený [[spektroskopia|spektroskopicky]]. |
'''Koróna''' je jasná plazmová [[Slnko|slnečná]] atmosféra siahajúca milióny kilometrov do vesmíru, najľahšie viditeľná počas úplného [[Zatmenie Slnka|zatmenia Slnka]] alebo pomocou [[koronograf]]u. Už v [[30. roky 20. storočia|tridsiatych rokoch 20. storočia]] sa na základe tvaru koróny pozorovanej pri zatmeniach objavili úvahy, že koróna musí mať teplotu milióny stupňov. Tento predpoklad bol o niekoľko rokov potvrdený [[spektroskopia|spektroskopicky]]. |
||
Od spodnejšej vrstvy slnečnej atmosféry, [[chromosféra|chromosféry]], oddeľuje korónu tzv. '''prechodová oblasť'''. Koróna je najteplejšia vrstva slnečnej atmosféry. Je stokrát teplejšia než [[fotosféra]]. Príčina takejto vysokej teploty koróny dodnes nebola nájdená. Preto prúdenie tepla nastáva smerom z koróny do nižších oblastí Slnka. Toto tepelné rozhranie, kde sa teplota náhle mení z asi milióna [[Kelvin]]ov v spodnej koróne na asi 20 000 Kelvinov vo vrchnej chromosfére je práve prechodová oblasť. Typická hustota častíc v koróne je 5 x 10<sup>17</sup> častíc na cm<sup>3</sup>. |
Od spodnejšej vrstvy slnečnej atmosféry, [[chromosféra|chromosféry]], oddeľuje korónu tzv. '''[[prechodová oblasť]]'''. Koróna je najteplejšia vrstva slnečnej atmosféry. Je stokrát teplejšia než [[fotosféra]]. Príčina takejto vysokej teploty koróny dodnes nebola nájdená. Preto prúdenie tepla nastáva smerom z koróny do nižších oblastí Slnka. Toto tepelné rozhranie, kde sa teplota náhle mení z asi milióna [[Kelvin]]ov v spodnej koróne na asi 20 000 Kelvinov vo vrchnej chromosfére je práve prechodová oblasť. Typická hustota častíc v koróne je 5 x 10<sup>17</sup> častíc na cm<sup>3</sup>. |
||
Koróna je teda veľmi horúca, ale aj veľmi riedka. Siaha do vzdialenosti niekoľkých slnečných polomerov, milióny kilometrov do kozmu. Podľa niektorých zdrojov je hranicou vrchnej koróny až [[heliopauza]]. Hmota koróny neustále uniká do okolitého priestoru rýchlosťou asi milión ton každú sekundu. Toto množstvo sa zvyšuje až na miliardy ton pri slnečných [[erupcia|erupciách]]. Takéto náhle úniky hmoty sa nazývajú [[výron koronálnej hmoty|výrony koronálnej hmoty]] alebo ejekcia koronálnej hmoty (po anglicky coronal mass ejection, skratka CME). Tieto výrony majú za následok zvýšený tok častíc [[slnečný vietor|slnečného vetra]] a s tým spojené následky ako [[magnetická búrka|magnetické búrky]] alebo [[polárna žiara|polárnu žiaru]]. |
Koróna je teda veľmi horúca, ale aj veľmi riedka. Siaha do vzdialenosti niekoľkých slnečných polomerov, milióny kilometrov do kozmu. Podľa niektorých zdrojov je hranicou vrchnej koróny až [[heliopauza]]. Hmota koróny neustále uniká do okolitého priestoru rýchlosťou asi milión ton každú sekundu. Toto množstvo sa zvyšuje až na miliardy ton pri slnečných [[erupcia|erupciách]]. Takéto náhle úniky hmoty sa nazývajú [[výron koronálnej hmoty|výrony koronálnej hmoty]] alebo ejekcia koronálnej hmoty (po anglicky coronal mass ejection, skratka CME). Tieto výrony majú za následok zvýšený tok častíc [[slnečný vietor|slnečného vetra]] a s tým spojené následky ako [[magnetická búrka|magnetické búrky]] alebo [[polárna žiara|polárnu žiaru]]. |
||
== Zložky žiarenia == |
|||
Korónu možno rozdeliť na niekoľko zložiek s odlišným pôvodom: |
|||
* '''Koróna K''' (elektrónová koróna alebo koróna spojitého spektra) - vzniká rozptylom svetla fotosféry na voľných [[elektrón]]och |
|||
* '''Koróna F''' (Fraunbhoferova koróna alebo prachová koróna) - vzniká rozptylom žiarenia na relatívne ťažších časticiach medziplanetárneho prachu. V jej spektre sa vyskytujú [[Fraunhoferove čiary]]. |
|||
* '''Koróna E''' (emisná koróna) - vzniká [[emisia|emisiou]] iónou koronálneho plynu. |
|||
== Pozorovanie koróny == |
|||
Keďže intenzita žiarenia koróny je miliónkrát nižšia, ako žiarenie slnečného disku, pozorovať ju možno iba pri jeho zaclonení. Ideálne podmienky na pozorovanie koróny vytvára úplne [[zatmenie Slnka]], ktorého nevýhoda však spočíva v tom, že trvá len veľmi krátko. Mesiac zatemňujúci Slnko možno čiastočne nahradiť [[koronograf]]om, ktorým sa však kvôli svetlu rozptýlenému v [[zemská atmosféra|zemskej atmosfére]] nedajú pozorovať slabšie časti koróny. Účinné je pozorovanie Slnka z [[umelá družica|umelej družice]] alebo [[slnečná sonda|slnečnej sondy]] pomocou koronografu. |
|||
Najvýraznejšie [[spektrálna čiara|spektrálne čiary]], v ktorých sa pozoruje koróna sú červená čiara (637,4 nm), zelená čiara (530,4 nm) a žltá čiara (569,4 nm). |
|||
{{Slnko}} |
{{Slnko}} |
||
Verzia z 17:14, 15. júl 2008
Koróna je jasná plazmová slnečná atmosféra siahajúca milióny kilometrov do vesmíru, najľahšie viditeľná počas úplného zatmenia Slnka alebo pomocou koronografu. Už v tridsiatych rokoch 20. storočia sa na základe tvaru koróny pozorovanej pri zatmeniach objavili úvahy, že koróna musí mať teplotu milióny stupňov. Tento predpoklad bol o niekoľko rokov potvrdený spektroskopicky.
Od spodnejšej vrstvy slnečnej atmosféry, chromosféry, oddeľuje korónu tzv. prechodová oblasť. Koróna je najteplejšia vrstva slnečnej atmosféry. Je stokrát teplejšia než fotosféra. Príčina takejto vysokej teploty koróny dodnes nebola nájdená. Preto prúdenie tepla nastáva smerom z koróny do nižších oblastí Slnka. Toto tepelné rozhranie, kde sa teplota náhle mení z asi milióna Kelvinov v spodnej koróne na asi 20 000 Kelvinov vo vrchnej chromosfére je práve prechodová oblasť. Typická hustota častíc v koróne je 5 x 1017 častíc na cm3.
Koróna je teda veľmi horúca, ale aj veľmi riedka. Siaha do vzdialenosti niekoľkých slnečných polomerov, milióny kilometrov do kozmu. Podľa niektorých zdrojov je hranicou vrchnej koróny až heliopauza. Hmota koróny neustále uniká do okolitého priestoru rýchlosťou asi milión ton každú sekundu. Toto množstvo sa zvyšuje až na miliardy ton pri slnečných erupciách. Takéto náhle úniky hmoty sa nazývajú výrony koronálnej hmoty alebo ejekcia koronálnej hmoty (po anglicky coronal mass ejection, skratka CME). Tieto výrony majú za následok zvýšený tok častíc slnečného vetra a s tým spojené následky ako magnetické búrky alebo polárnu žiaru.
Zložky žiarenia
Korónu možno rozdeliť na niekoľko zložiek s odlišným pôvodom:
- Koróna K (elektrónová koróna alebo koróna spojitého spektra) - vzniká rozptylom svetla fotosféry na voľných elektrónoch
- Koróna F (Fraunbhoferova koróna alebo prachová koróna) - vzniká rozptylom žiarenia na relatívne ťažších časticiach medziplanetárneho prachu. V jej spektre sa vyskytujú Fraunhoferove čiary.
- Koróna E (emisná koróna) - vzniká emisiou iónou koronálneho plynu.
Pozorovanie koróny
Keďže intenzita žiarenia koróny je miliónkrát nižšia, ako žiarenie slnečného disku, pozorovať ju možno iba pri jeho zaclonení. Ideálne podmienky na pozorovanie koróny vytvára úplne zatmenie Slnka, ktorého nevýhoda však spočíva v tom, že trvá len veľmi krátko. Mesiac zatemňujúci Slnko možno čiastočne nahradiť koronografom, ktorým sa však kvôli svetlu rozptýlenému v zemskej atmosfére nedajú pozorovať slabšie časti koróny. Účinné je pozorovanie Slnka z umelej družice alebo slnečnej sondy pomocou koronografu.
Najvýraznejšie spektrálne čiary, v ktorých sa pozoruje koróna sú červená čiara (637,4 nm), zelená čiara (530,4 nm) a žltá čiara (569,4 nm).