Sunčeva korona

Korona (lat. corona – "kruna, vijenac") obuhvaća zadnji, tj. vanjski dio sunčeve "atmosfere", ali i atmosfere ostalih zvijezda koju inače čine tri sloja; kromosfera, fotosfera i sama korona. Ona je u biti plazma koja doseže temperature više od nekoliko milijuna kelvina za razliku od fotosfere koja doseže temperature od oko 6000 K. Dio po dio korone se lagano otpuhuje u svemir tj. gubi masu i to u obliku sunčevog 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 potpune pomrčine Sunca ili posebnim teleskopom – koronografom koji blokira direktnu sunčevu svjetlost, a služi za snimanje atmosfere zvijezda i promatranje objekata poput kometa i ekstrasolarnih planeta koji 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 visoko ioniziranih metala (zelena Fe-XIV linija na 530,3 nm i crvena Fe-X linija na 637,4 nm).^[1]

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 kontinuiranog spektra, a to je svjetlost raspršena brzim slobodnim elektronima. Spektralne linije gotovo ne postoje, zbog velike brzine elektrona, pa dolazi do Dopplerovog efekta i apsorpcijske linje se gotovo ne vide.
• F – korona, oznaka dolazi od Josepha von Fraunhofera i Fraunhoferovih apsorpcionih linija na 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 i zodijačka svjetlost.
• E – korona, oznaka dolazi od spektralnih emisionih linija, koje stvaraju ioni, 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.^[2]

Sunčeva korona ( 1 – 3 000 000 K) je toplija za oko 200 puta od vidljive površine Sunca ili fotosfere (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 slojem kromosfere. Pravi mehanizam kako dolazi do tolikog grijanja korone, još nije sasvim poznat, ali se smatra da najvjerovatnije zbog induktivnog djelovanja Sunčevog magnetskog polja na plazmu u 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 obliku Sunčevog vjetra.

Korona nije uvijek jednoliko raspoređena po površini Sunca. Za vrijeme mirnog razdoblja, korona je više ili manje raspoređena po ekvatorijalnom dijelu, s koronalnim šupljinama na polovima. S druge strane, za vrijeme Sunčevog aktivnog razdoblja, korona je jednoliko raspoređena i po ekvatorijalnim i po polarnim područjima, iako je najispupčenija u području Sunčevih pjega. Trajanje Sunčevog ciklusa je u prosjeku 11 godina, od Sunčevog minimuma do Sunčevog maksimuma, kada se Sunčevo magnetsko polje stalno uvija (zbog diferencijalne 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 i koronalni 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 pomoć X-zraka, sa satelita Skylab 1973., i kasnije sa Yokhok i ostalih svemirskih instrumenata, vidjelo se da je struktura korone jako različita i složena i još je novih različitih zona zabilježeno.^[3][4][5] Astronomi obično razlikuju nekoliko područja^[6] :

Aktivna područja su područja priključaka lučnih struktura magnetskih polova na fotosferi, koje nazivamo koronalni lukovi. Uglavnom su raspoređeni u dvije zone aktivnosti, koje su paralelne s ekvatorom. Prosječna temperatura je između 2 i 4 milijuna Kelvina, dok je gustoća 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 pjege i fakule (svijetle mrlje) se pojavljuju u fotosferi, spikule i Hα pramenovi u kromosferi, prominencije (protuberance) u kromosferi i prijelaznom području, te Sunčeve baklje i koronalni izbačaji masa, koji se dešavaju u koroni i kromosferi (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 obilježja kromosfere.

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 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 prethodnici Sunčevim bakljama i koronalnim izbačajima masa.

Sunčeva plazma puneći tu strukturu, je i grije sa 6000 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 izlaziti će s druge točke (sifon protok 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 nazivamo kromosfersko hlapljenje. Kada plazma se brzo hladi, padajući dolje prema fotosferi, onda je to kromosfersko 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 periodu Sunčevog ciklusa i postaju jednostavne za vrijeme minimuma, kada je magnetsko polje slično bipolnom magnetu.^[7]

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.^[8]

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

Pramenove šupljine (engl. filament cavities) su područja koja izgledaju tamna u X-zrakama i nalaze se iznad područja gdje Hα pramenovi se 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 plazme p se može izračunati iz jednadžbe stanja za idealne plinove: p = nK_BT, gdje je n - gustoća čestica, K_B – Boltzmannova konstanta i T – temperatura plazme. 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 primjetiti 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 ih fakule.

Područja Sunčeve površine, pokrivena sa svjetlim 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.^[9]

Koronalne šupljine (engl. coronal holes) se pojavljuju na polovima Sunca i izgledaju tamno sa X-zrakama, budući da ne zrače puno.^[10] To su velika područja Sunca, gdje je magnetsko polje s jednim polom i otvara se prema međuplanetarnom prostoru. Sunčev vjetar s velikim brzinama uglavnom izlazi iz tog područja.

UV slike 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.^[11]

Područja Sunca koja nisu dio 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 dvije grupe, paralelno s ekvatorom i njihova jačina se povećava za vrijeme maksimuma Sunčevog 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 su koronalne 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 baklje se pojavljuju u aktivnim područjima i iznenada povećavaju radioaktivni tok, na malim područjima korone. To je veoma složena pojava, vidljiva u različitim valnim 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 - 10²³ J.
• Sunčeve baklje dugog trajanja, povezane su s prominencijama i mijenjaju svoj oblik. Emitirana energija je u rasponu 10²⁵ J.

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 ^[12]

Glavni članak: Koronalni izbačaji masa‎

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 satelita SOHO. 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 polovici Hertzsprung-Russellovom dijagrama. Kod mladih zvijezda korone su još svijetlije od naše.^[13]

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 10¹⁵ čestica/m³). Po definiciji, plazma je kvazi-neutralni skup čestica, koje izvode zajedničko ponašanje.

Sastav plazme je isti kao i unutrašnjost Sunca, uglavnom vodik, ali sasvim ioniziran, pa ima protona i elektrona, i mali udio ostalih atoma, s istim postotkom kao u fotosferi. Čak i teži metali, kao željezo, 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 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.^[14]

Kondukcija (prijelaz) topline se 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.

Veliko nerješeno pitanje je zašto je korona toliko toplija od površine Sunca? Velike temperature zahtijevaju energiju, koja će biti prenesena iz Sunčeve unutrašnjosti do korone, po drugom 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 vjerovatnost da su istinite.^[15] Jedna je teorija grijanja valovima, a druga teorija ponovnog magnetskog povezivanja. Iako svaka teorija ima svojih nedostataka, znanstvenici misle da je rješenje negdje između te dvije teorije.^[16]

• Geomagnetska oluja
• Koronalna šupljina
• Koronalni izbačaji masa
• Koronalni luk
• Prominencije
• Sunčeva baklja
• Sunčev vjetar
• Zodijačka svjetlost

• NASA description of the solar corona Arhivirano 2010-02-23 na Wayback Machine-u
• Coronal heating problem at Innovation Reports
• NASA/GSFC description of the coronal heating problem
• FAQ about coronal heating

Sunce
Unutrašnja struktura:	Jezgro • Radijativna zona • Tahoklin • Konvektivna zona • Fotosfera
Spoljašnja struktura:	Atmosfera (Hromosfera · Tranziciona zona · Korona) • Sunčev vetar • Heliosfera • Terminacioni šok • Heliopauza • Magnetno polje
Pojave na Suncu:	Sunčeve pege • Fakule • Granule • Supergranule • Spikule • Sunčeve baklje • Erupcije • Protuberance • Koronalni lukovi • Koronalne eksplozije • Koronalne rupe
Pojave vezane za Sunce:	Sunčeva aktivnost (Sunčev ciklus) • Sunčevo zračenje • Sunčev dinamo • Rotacija • Pomračenja • Helioseizmologija • Problem Sunčevih neutrina • Standardni model Sunca
Astronomija