Koróna (astronómia)

Fotografia slnečnej koróny počas zatmenia Slnka vo Francúzsku v roku 1999

Koróna je jasná plazmová slnečná atmosféra najľahšie viditeľná počas úplného zatmenia Slnka alebo pomocou koronografu. Od spodnejšej vrstvy slnečnej atmosféry, chromosféry, oddeľuje korónu tzv. prechodová oblasť. Koróna je najteplejšia vrstva slnečnej atmosféry. Je stokrát teplejšia než fotosféra.

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. 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

Žiarenie koróny možno rozdeliť na niekoľko zložiek s odlišným pôvodom:

• Koróna K (elektrónová koróna alebo koróna spojitého spektra) – vzniká rozptylom svetla fotosféry na voľných elektrónoch. Jej spektrum je spojité. Nachádzajú sa v nej rôzne štruktúry, ako napríklad lúče, oblúky, polárne lúče a tenké lúče. Jej priemerná hustota v pokojných častiach je rádovo 10⁸/cm³, v rôznych štruktúrach vzrastá 5,0 násobne a najvyššie hodnoty (okolo 10¹⁰ častíc na cm³) dosahuje v tzv. koronálnych kondenzáciách. Koronálna kondenzácia je veľmi husté miesto v koróne.
• Koróna F (Fraunbhoferova koróna alebo prachová koróna) – vzniká rozptylom žiarenia na relatívne ťažších časticiach medziplanetárneho prachu. V jej spektre sa vyskytujú Fraunhoferove čiary. Rozptýlené žiarenie F koróny nie je polarizované a jej pokračovaním v medziplanetárnom priestore je zvieratníkové svetlo.
• Koróna E (emisná koróna) – vzniká emisiou iónov koronálnej plazmy.

Štruktúry

Charakteristické velkorozmerové štruktúry pre korónu sú koronálne lúče. Sú približne radiálne a rozprestierajú sa do vzdialenosti 0,5 až viac ako 10 slnečných polomerov. Hustota častíc v nich je oproti priemernej hustote K koróny zvýšená 3 – 10-krát. Delia sa na niekoľko typov, ale pravdepodobne majú rovnakú základnú štruktúru. Koronálne lúče vznikajú vtedy, keď sa plazma v koronálnej kondenzácii stáva dostatočne horúcou na to, aby násilne otvorila uzavreté slučky magnetického poľa do tvaru neutrálneho prúdu.

Polárne lúče sa v koróne vyskytujú pri minime slnečnej aktivity. Sú dobre pozorovateľné v polárnych oblastiach Slnka a majú krátku životnosť. Oblasti koróny s veľmi nízkou hustotou a nižšou teplotou sa nazývajú koronálne diery. V K koróne nad koronálnymi dierami boli pozorované trhliny, úzke tmavé pruhy. Vo vnútornej koróne sa vyskytujú približne 100 000 km vysoké koronálne slučky. Na röntgenových snímkach boli objavené objekty s krátkou životnosťou, ktoré sa nazývajú jasné koronálne body. V koróne sú tiež bežné jemné vláknité štruktúry.

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). Slnečné sondy pozorujú korónu na spektrálnych čiarach niektorých iónov, väčšinou v extrémnej ultrafialovej oblasti.

Astronomický portál Hviezdny portál Portál slnečná sústava