• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Korona słoneczna

    Przeczytaj także...
    Koronalny wyrzut masy (ang. coronal mass ejections – CMEs) – olbrzymi obłok plazmy, w którym pole magnetyczne jest bardziej intensywne, przyspieszane w obszarze korony słonecznej i wyrzucane w przestrzeń międzyplanetarną. Masa materii skupionej w ukształtowanym plazmoidzie sięga miliardów ton, a składa się głównie z elektronów i protonów z niewielkim dodatkiem jonów cięższych pierwiastków, jak hel, tlen i żelazo. Obłoki wyrzuconej plazmy osiągają prędkość od prawie 200 do ponad 2000 km/s. Wyrzuty koronalne są skutkiem rekoneksji magnetycznej podczas rozbłysków słonecznych i protuberancji. Częstość ich występowania zmienia się w zależności od fazy cyklu aktywności słonecznej. Podczas minimum aktywności zjawisko zanika, a podczas maksimum częstość wzrasta do 4 – 5 dziennie. W przestrzeni międzyplanetarnej plazma ta rozchodzi się w postaci stosunkowo dobrze ukierunkowanego i wąskiego wyrzutu rozszerzającego się do średnicy np. 50 milionów km na odległości orbity Ziemi.Biegun geograficzny – jeden z dwóch punktów na powierzchni obracającego się ciała niebieskiego, przez które przechodzi oś obrotu danego ciała. Punkty te są jednocześnie najbardziej oddalone od równika, zbiegają się w nich wszystkie południki, a równoleżniki mają wartość 90°.
    Protuberancje – jasna struktura widoczna ponad brzegiem tarczy słonecznej, składająca się ze stosunkowo gęstej plazmy koronalnej, o niskiej temperaturze (kilku do kilkudziesięciu tysięcy kelwinów), wmrożonej w pole magnetyczne. Protuberancja otoczona jest plazmą koronalną o temperaturze rzędu 1,5 mln K, pole magnetyczne bardzo efektywnie izoluje plazmę protuberancji od gorącej plazmy koronalnej. Ich masa wynosi ok. 10 kg. Wznoszą się one na tysiące kilometrów nad powierzchnię Słońca. Tory protuberancji wskazują na niewątpliwy wpływ pola magnetycznego na ich ruchy. Protuberancje są najlepiej widoczne na brzegu tarczy słonecznej; obserwuje się je podczas całkowitych zaćmień Słońca, a poza zaćmieniami za pomocą koronografu.
    Korona słoneczna widziana podczas całkowitego zaćmienia Słońca w 1999.

    Korona – najbardziej zewnętrzna część atmosfery słonecznej, rozciągająca się miliony kilometrów od Słońca, najlepiej obserwowana podczas całkowitego zaćmienia Słońca.

    Korona jest dużo bardziej gorąca niż widoczne zewnętrzne części atmosfery słonecznej (fotosfera ma w przybliżeniu temperaturę 6000 K, podczas gdy korona ponad milion K). Wprawdzie temperatura korony jest wysoka, ale mała gęstość materii wytwarza znacznie mniej światła niż fotosfera w zakresie widzialnym.

    Fotosfera – widzialna, powierzchniowa warstwa gwiazdy (np. Słońca), emitująca na zewnątrz gwiazdy fale elektromagnetyczne w postaci światła widzialnego. Typ widmowy gwiazdy określony jest przez rozkład energii w widmie ciągłym fotosfery.Atmosfera słoneczna – jest to warstwa zjonizowanego gazu otaczająca Słońce. Atmosferę słoneczną możemy podzielić na trzy główne warstwy:

    Z powodu wysokiej temperatury korona słoneczna intensywnie świeci w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego, czyli o energii mniejszej niż 10 keV oraz promieniowania ultrafioletowego. Na obrazach (zob. zdjęcie obok) wykonanych w miękkim promieniowaniu rentgenowskim, odpowiadającym temperaturze około 2 mln K, korona widoczna jest jako poświata otaczająca Słońce. Jasne miejsca na tarczy to obszary aktywne (występują tam silne pola magnetyczne), gdzie zazwyczaj obserwowane są rozbłyski słoneczne. Średnia temperatura tych obszarów podczas rozbłysku, szacowana na podstawie relacji między różnymi liniami emisyjnymi żelaza w zakresie rentgenowskim, wynosi od około 5 do 7 mln K, ale rejestrowano temperatury znacznie wyższe. Zakres zmienności wielkości emisji w czasie rozbłysków radiowych I typu (tzw. szpilki obserwowane podczas burz szumowych w czasie przejścia przez południk centralny Słońca bardzo rozbudowanych grup plam) usprawiedliwiłby czasami tak wysokie temperatury, jak kilka miliardów K, ale takich nie dopuszczają inne techniki pomiarowe. Tak wysokich temperatur na Słońcu spodziewano się pod koniec lat czterdziestych ubiegłego wieku. Ciemne pętle to plazma utrzymywana w polu magnetycznym, a zatem chłodniejsza od otoczenia. Obszary te jaśnieją podczas rozbłysków protuberancji. Ciemne plamy widoczne najczęściej ponad biegunami słonecznymi np. w linii neutralnego helu są nazywane dziurami koronalnymi.

    Plama słoneczna – widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tysięcy Gs). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne wydają się mieć kolor czarny.Aktywność słoneczna – zmiany zachodzące na powierzchni i atmosferze Słońca. Zmiany te powodują fluktuacje promieniowania, które dociera do Ziemi (zobacz stała słoneczna) w postaci fal elektromagnetycznych, w tym i światła, oraz strumienia cząstek emitowanych przez Słońce (wiatr słoneczny). Do aktywności słonecznej zalicza się też zmiany w liczbie i rozmieszczeniu plam słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy.

    Podczas okresów małej aktywności słonecznej aktywność korony sprowadza się mniej więcej do okolic równikowych, zaś w obszarach polarnych obserwowane są istniejące przez większość cyklu polarne dziury koronalne. Podczas wzmożonej aktywności korona jest równo rozmieszczona nad rejonami równikowymi i biegunowymi, aczkolwiek ponad obszarami plam słonecznych jest ona najbardziej uwypuklona. Z zewnętrznych części korony emitowany jest wiatr słoneczny. Z koroną związane są również zjawiska protuberancji i koronalnych wyrzutów masy.

    Równik – część wspólna powierzchni ciała niebieskiego oraz płaszczyzny prostopadłej do osi obrotu i przechodzącej przez środek masy ciała.Wiatr słoneczny – strumień cząstek wypływających ze Słońca, składający się przede wszystkim z protonów i elektronów o dużej energii. Protony spokojnej fazy wiatru mają energię około 0,5 keV, zaś podczas rozbłysków rejestrowane są cząstki o energii do 1 GeV. Rozchodzą się one promieniście we wszystkich kierunkach. Badania sondy Ulysses wykazały, że w płaszczyźnie słonecznego równika prędkość wiatru jest średnio ponad dwukrotnie mniejsza, niż na szerokościach heliograficznych obszaru polarnego. Podczas szczytu aktywności słonecznej, gdy zanikają polarne dziury koronalne, prędkość wiatru emitowanego w kierunku bliskim osi obrotu Słońca zmniejsza się.

    Temperatura korony słonecznej[]

    Na Słońcu, powyżej fotosfery obserwowane jest zjawisko, w którym temperatura plazmy słonecznej rośnie ze wzrostem odległości od Słońca, osiągając w koronie wartość 2 milionów K. Ponieważ warunkiem emitowania promieniowania jest temperatura emitera wyższa od otoczenia, niezbędne było znalezienie procesu fizycznego, który tak intensywnie grzeje koronę.

    Fale magnetohydrodynamiczne (fale MHD) to fale ładunków elektrycznych rozprzestrzeniające się w płynie przewodzącym prąd elektryczny w obecności pola magnetycznego. Fale MHD obserwuje się w wielu obiektach astrofizycznych, w których funkcję ośrodka przewodzącego spełnia plazma, takich jak: korona i wiatr słoneczny, magnetosfery i jonosfery planet, warkocze kometarne. Pełna fizyka fal MHD nie jest w pełni poznana ze względu na różnorodność zjawisk transportu, w tym efektów nieliniowych.Dziura koronalna (nazywana dawniej M-centrum) – ciemniejsze obszary w koronie słonecznej, związane są z "otwartymi" liniami pola magnetycznego istniejące przez większą część cyklu słonecznego ponad biegunami Słońca. Dziury koronalne są źródłami wiatru słonecznego o dużej prędkości.

    Mechanizmem podgrzewania korony mogłoby być przenoszenie energii przez fale dźwiękowe w falowodach plazmowych w kierunku od powierzchni Słońca do korony. Istnienie takich fal byłoby możliwe wskutek zmian temperatury, a tym samym gęstości. Zmiany gęstości ośrodka spowodowane przechodzeniem fali w atmosferze Słońca to jednak także zmiany gęstości pola magnetycznego.

    Słońce (łac. Sol, Helius, gr. Ἥλιος Hḗlios) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.Chromosfera (łac. chroma barwa + sfera) – cienka warstwa atmosfery słonecznej, rozciągająca się do wysokości rzędu tysięcy kilometrów nad fotosferą. Najniższe warstwy chromosfery mają temperaturę ok. 4500 K, która wzrasta wraz z wysokością i osiąga kilkadziesiąt tysięcy kelwinów u podstaw warstwy przejściowej. Za ten wzrost odpowiedzialne jest pole magnetyczne Słońca.

    Hannes Olof Gösta Alfvén, szwedzki fizyk i astrofizyk, laureat Nagrody Nobla w 1970 (wraz z L.E.F. Néelem), w 1940 roku przewidział istnienie fal magnetohydrodynamicznych, czyli MHD. Określił w jaki sposób mogą się one propagować oraz z jaką prędkością. Prędkość takich fal bardzo zależy od temperatury, gęstości plazmy oraz natężenia pola magnetycznego. W atmosferze słonecznej są odpowiednie warunki aby fale te mogły propagować się od powierzchni do korony i rozpraszać na odpowiednio dużej wysokości ponad fotosferą, by odtwarzać obserwowane zwiększenie temperatury. Prędkości tych fal w fotosferze wynoszą około 10 km/s, a w koronie (dla typowych warunków - korona spokojna) 300 km/s.

    Elektronowolt (eV) – jednostka energii stosowana w fizyce. Jeden elektronowolt jest to energia, jaką uzyskuje bądź traci elektron, który przemieścił się w polu elektrycznym o różnicy potencjałów równej 1 woltowi:Zaćmienie Słońca – zjawisko astronomiczne powstające, gdy Księżyc znajdzie się pomiędzy Słońcem a Ziemią i tym samym przesłoni światło słoneczne.

    Mechanizmem podgrzewania korony mogłyby być tzw. mikro- i nanorozbłyski słoneczne (mało intensywne, ale liczne rozbłyski). Uwolniona energia rozchodzi się jednak we wszystkich kierunkach i tylko mała część dociera do korony. Gdyby był to główny mechanizm nagrzewania korony, rejestrowane byłyby jedenastoletnie wahania temperatury korony związane z cyklem słonecznym, czego nie stwierdzono.

    Hannes Olof Gösta Alfvén (ur. 30 maja 1908 w Norrköping, zm. 2 kwietnia 1995 w Djursholm) – fizyk i astrofizyk szwedzki, laureat Nagrody Nobla z dziedziny fizyki w roku 1970 za badania w zakresie magnetohydrodynamiki i ich zastosowanie do fizyki plazmy.

    Zobacz też[]

  • chromosfera
  • fotosfera
  • koronalny wyrzut masy



  • w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

    Reklama

    Czas generowania strony: 0.021 sek.