Photosphereقسمت اصلی جو خورشید است که در آن تشعشع مرئی تشکیل می شود که پیوسته است. بنابراین، تقریباً تمام انرژی خورشیدی که به ما می رسد را ساطع می کند.

فتوسفر لایه نازکی از گاز به طول چند صد کیلومتر است که کاملاً مات است.

فتوسفر هنگام مشاهده مستقیم خورشید در نور سفید به شکل "سطح" ظاهری آن قابل مشاهده است.

فتوسفر به شدت در سراسر طیف پیوسته مرئی تابش ساطع می کند و بنابراین جذب می کند.

برای هر لایه از فوتوسفر که در عمق مشخصی قرار دارد، دمای آن را می توان یافت. دما در فتوسفر با عمق افزایش می یابد و به طور متوسط ​​6000 کلوین است.

طول فتوسفر چند صد کیلومتر است.

چگالی ماده فوتوسفر 7-10 گرم بر سانتی متر مکعب است.

1 سانتی متر مکعب از فوتوسفر حاوی حدود 1016 اتم هیدروژن است. این مربوط به فشار 0.1 اتمسفر است.

در این شرایط تمام عناصر شیمیایی با پتانسیل یونیزاسیون پایین یونیزه می شوند. هیدروژن در حالت خنثی باقی می ماند.

فتوسفر تنها ناحیه هیدروژن خنثی روی خورشید است.

مشاهدات بصری و عکاسی از فوتوسفر، ساختار ظریف آن را نشان می دهد، که یادآور ابرهای کومولوس نزدیک به هم هستند. تشکیلات گرد سبک را گرانول و کل ساختار را دانه بندی می نامند. ابعاد زاویه ای گرانول ها بیش از 1 اینچ قوس نیست که مربوط به 700 کیلومتر است. هر گرانول انفرادی برای 5-10 دقیقه وجود دارد، پس از آن متلاشی می شود و دانه های جدید در جای خود تشکیل می شود. گرانول ها توسط فضاهای تاریک احاطه شده اند. این ماده در دانه ها بالا می رود و در اطراف آنها می افتد. سرعت این حرکات 1-2 کیلومتر بر ثانیه است.

دانه بندی نمودی از ناحیه همرفتی واقع در زیر فتوسفر است. در ناحیه همرفتی، اختلاط ماده در نتیجه بالا و پایین رفتن توده های جداگانه گاز رخ می دهد.

دلیل وقوع همرفت در لایه های بیرونی خورشید دو مورد مهم است. از یک طرف، دمای مستقیم زیر فتوسفر در عمق بسیار سریع افزایش می یابد و تشعشع نمی تواند از انتشار تشعشعات از لایه های داغ عمیق تر اطمینان حاصل کند. بنابراین، انرژی توسط خود ناهمگونی های متحرک منتقل می شود. از سوی دیگر، اگر گاز موجود در آنها به طور کامل یونیزه نشده باشد، این ناهمگنی ها ثابت می شود.

هنگام عبور از لایه‌های زیرین فتوسفر، گاز خنثی می‌شود و قادر به ایجاد ناهمگنی‌های پایدار نیست. بنابراین، در قسمت‌های بالایی ناحیه همرفتی، حرکات همرفتی کند شده و همرفت ناگهان متوقف می‌شود.

نوسانات و اختلالات در فتوسفر امواج صوتی تولید می کنند.

لایه های بیرونی ناحیه همرفتی نوعی تشدید کننده را نشان می دهد که در آن نوسانات 5 دقیقه ای به شکل امواج ایستاده برانگیخته می شود.

17.5 لایه های بیرونی اتمسفر خورشیدی: کروموسفر و تاج. علل و مکانیسم گرم شدن کروموسفر و کرونا.

چگالی ماده در فوتوسفر به سرعت با ارتفاع کاهش می یابد و لایه های بیرونی بسیار کمیاب می شوند. در لایه های بیرونی فوتوسفر، دما به 4500 کلوین می رسد و سپس دوباره شروع به افزایش می کند.

افزایش آهسته دما تا چند ده هزار درجه وجود دارد که با یونیزاسیون هیدروژن و هلیوم همراه است. این قسمت از جو نامیده می شود کروموسفر.

در لایه های بالایی کروموسفر، چگالی ماده به 10-15 گرم بر سانتی متر مکعب می رسد.

1 سانتی متر مکعب از این لایه های کروموسفر حاوی حدود 109 اتم است، اما دما تا یک میلیون درجه افزایش می یابد. این جایی است که بیرونی ترین قسمت جو خورشید به نام تاج خورشیدی آغاز می شود.

دلیل گرم شدن بیرونی ترین لایه های جو خورشید انرژی امواج صوتی است که در فوتوسفر بوجود می آیند. این امواج با انتشار به سمت بالا در لایه های با چگالی کمتر، دامنه خود را تا چندین کیلومتر افزایش می دهند و به امواج ضربه ای تبدیل می شوند. در نتیجه وقوع امواج ضربه ای، اتلاف موج رخ می دهد که سرعت های آشفته حرکت ذرات را افزایش می دهد و افزایش دما رخ می دهد.

روشنایی یکپارچه کروموسفر صدها برابر کمتر از روشنایی فوتوسفر است. بنابراین برای مشاهده کروموسفر باید از روش های خاصی استفاده کرد که امکان جداسازی تابش ضعیف آن را از شار قدرتمند تشعشعات فوتوسفر فراهم می کند.

راحت ترین روش ها، مشاهدات در طول ماه گرفتگی است.

طول کروموسفر 12 تا 15000 کیلومتر است.

هنگام مطالعه عکس های کروموسفر، ناهمگنی ها قابل مشاهده است، کوچکترین آنها نامیده می شود. اسپیکول ها. اسپیکول ها به شکل مستطیلی و در جهت شعاعی کشیده شده اند. طول آنها چندین هزار کیلومتر، ضخامت حدود 1000 کیلومتر است. با سرعت چند ده کیلومتر بر ثانیه، اسپیکول ها از کروموسفر به تاج می آیند و در آن حل می شوند. از طریق اسپیکول ها، ماده کروموسفر با تاج پوشاننده مبادله می شود. اسپیکول‌ها ساختار بزرگ‌تری به نام شبکه کروموسفری را تشکیل می‌دهند که توسط حرکت‌های موجی ناشی از عناصر بسیار بزرگ‌تر و عمیق‌تر ناحیه همرفتی زیرفتوسفری نسبت به گرانول‌ها ایجاد می‌شود.

تاج پادشاهیروشنایی بسیار کمی دارد، بنابراین فقط در طول فاز کل خورشید گرفتگی قابل مشاهده است. در خارج از ماه گرفتگی، با استفاده از تاج نگاری مشاهده می شود. تاج خطوط برجسته ای ندارد و شکلی نامنظم دارد که در طول زمان تغییرات زیادی می کند.

درخشان ترین قسمت تاج که از اندام بیش از 0.2 - 0.3 شعاع خورشید برداشته می شود، معمولاً تاج درونی نامیده می شود و قسمت باقی مانده و بسیار گسترده تاج بیرونی نامیده می شود.

ویژگی مهم تاج، ساختار درخشان آن است. پرتوها در طول های مختلف، تا یک دوجین یا بیشتر شعاع خورشیدی می آیند.

تاج داخلی غنی از ساختارهای ساختاری شبیه کمان، کلاه ایمنی و ابرهای منفرد است.

تشعشعات کرونا نور پراکنده شده از فوتوسفر است. این نور به شدت قطبی شده است. چنین قطبش فقط می تواند توسط الکترون های آزاد ایجاد شود.

1 سانتی متر مکعب از ماده تاج حاوی حدود 108 الکترون آزاد است. ظهور چنین تعداد الکترون آزاد باید در اثر یونیزاسیون ایجاد شود. این بدان معنی است که 1 سانتی متر مکعب از تاج حدوداً 108 یون دارد. غلظت کل ماده باید 2 باشد . 10 8 .

تاج خورشیدی پلاسمای کمیاب با دمای حدود یک میلیون کلوین است. پیامد دمای بالا، وسعت زیاد کرونا است. طول تاج صدها برابر بیشتر از ضخامت فتوسفر است و به صدها هزار کیلومتر می رسد.

18. ساختار درونی خورشید.

ساختار درونی خورشید

© ولادیمیر کالانوف
دانش قدرت است

چه چیزی در خورشید قابل مشاهده است؟

احتمالاً همه می‌دانند که نمی‌توانید با چشم غیرمسلح به خورشید نگاه کنید، حتی کمتر از طریق تلسکوپ بدون فیلترهای خاص و بسیار تاریک یا سایر دستگاه‌هایی که نور را کاهش می‌دهند. با بی توجهی به این ممنوعیت، ناظر در معرض خطر سوختگی شدید چشم قرار می گیرد. ساده ترین راه برای مشاهده خورشید این است که تصویر آن را روی یک صفحه سفید نمایش دهید. حتی با استفاده از یک تلسکوپ آماتور کوچک، می توانید تصویر بزرگنمایی شده ای از دیسک خورشیدی دریافت کنید. در این تصویر چه چیزی را می توانید ببینید؟ اول از همه، وضوح لبه آفتابی جلب توجه می کند. خورشید یک توپ گازی است که مرز مشخصی ندارد، چگالی آن به تدریج کاهش می یابد. پس چرا ما آن را به وضوح ترسیم شده می بینیم؟ واقعیت این است که تقریباً تمام تشعشعات قابل مشاهده از خورشید از یک لایه بسیار نازک می آید که نام خاصی دارد - فوتوسفر. (یونانی: "کره نور"). ضخامت فوتوسفر از 300 کیلومتر تجاوز نمی کند. این لایه نازک نورانی است که این توهم را برای ناظر ایجاد می کند که خورشید یک "سطح" دارد.

ساختار درونی خورشید

Photosphere

جو خورشید 200-300 کیلومتر عمیق تر از لبه قابل مشاهده قرص خورشیدی شروع می شود. این عمیق ترین لایه های جو، فوتوسفر نامیده می شود. از آنجایی که ضخامت آنها بیش از یک سه هزارم شعاع خورشیدی نیست، فتوسفر را معمولاً سطح خورشید می نامند. چگالی گازها در فوتوسفر تقریباً مشابه استراتوسفر زمین و صدها برابر کمتر از سطح زمین است. دمای فوتوسفر از 8000 کلوین در عمق 300 کیلومتری به 4000 کلوین در بالاترین لایه ها کاهش می یابد. دمای لایه میانی که تابش آن را درک می کنیم، حدود 6000 K. در چنین شرایطی، تقریباً تمام مولکول های گاز به اتم های منفرد تجزیه می شوند. فقط در بالاترین لایه‌های فوتوسفر، مولکول‌ها و رادیکال‌های ساده از نوع H، OH و CH نسبتاً کمی حفظ شده‌اند. نقش ویژه ای در جو خورشید توسط ماده ای ایفا می کند که در طبیعت زمینی یافت نمی شود. یون هیدروژن منفیکه یک پروتون با دو الکترون است. این ترکیب غیرمعمول در بیرونی نازک و «سردترین» لایه فوتوسفر زمانی رخ می‌دهد که الکترون‌های آزاد با بار منفی، که توسط اتم‌های کلسیم، سدیم، منیزیم، آهن و سایر فلزات به راحتی یونیزه می‌شوند، به اتم‌های هیدروژن خنثی «چسبیده» می‌شوند. هنگامی که یون های هیدروژن منفی تولید می شوند، بیشتر نور مرئی را ساطع می کنند. یون ها با حرص و طمع همین نور را جذب می کنند، به همین دلیل است که کدورت جو به سرعت با عمق افزایش می یابد. بنابراین، لبه مرئی خورشید برای ما بسیار تیز به نظر می رسد.

در یک تلسکوپ با بزرگنمایی بالا، می توانید جزئیات ظریف فوتوسفر را مشاهده کنید: به نظر می رسد همه آن با دانه های روشن کوچک پراکنده شده است - دانه هایی که توسط شبکه ای از مسیرهای تاریک باریک از هم جدا شده اند. دانه بندی نتیجه اختلاط جریان های گازهای گرمتر است که بالا می روند و گازهای سردتر پایین می آیند. اختلاف دما بین آنها در لایه های بیرونی نسبتاً کم است (200-300 کلوین)، اما عمیق تر، در ناحیه همرفتی، بیشتر است و اختلاط بسیار شدیدتر رخ می دهد. همرفت در لایه های بیرونی خورشید نقش بسیار زیادی در تعیین ساختار کلی جو دارد. در نهایت، این همرفت است که در نتیجه یک برهمکنش پیچیده با میدان های مغناطیسی خورشیدی، علت همه تظاهرات متنوع فعالیت خورشیدی است. میدان های مغناطیسی در تمام فرآیندهای خورشید دخیل هستند. گاهی اوقات، میدان‌های مغناطیسی متمرکز در ناحیه کوچکی از اتمسفر خورشیدی به وجود می‌آیند که چندین هزار برابر قوی‌تر از زمین است. پلاسمای یونیزه رسانای خوبی است، نمی تواند در خطوط القای مغناطیسی یک میدان مغناطیسی قوی حرکت کند. بنابراین، در چنین مکان هایی، از اختلاط و افزایش گازهای داغ از پایین جلوگیری می شود و یک منطقه تاریک - یک لکه خورشیدی ظاهر می شود. در پس زمینه فتوسفر خیره کننده، کاملا سیاه به نظر می رسد، اگرچه در واقعیت روشنایی آن تنها ده برابر ضعیف تر است. با گذشت زمان، اندازه و شکل لکه ها به شدت تغییر می کند. با ظاهر شدن به شکل یک نقطه به سختی قابل توجه - یک منافذ، این نقطه به تدریج اندازه خود را به چند ده هزار کیلومتر افزایش می دهد. لکه های بزرگ، به عنوان یک قاعده، از یک قسمت تیره (هسته) و یک قسمت کمتر تیره - نیم سایه تشکیل شده است، که ساختار آن به نقطه ظاهر یک گرداب می دهد. لکه ها توسط نواحی روشن تری از فوتوسفر احاطه شده اند که به آنها Faculae یا Flare fields می گویند. فتوسفر به تدریج به لایه های بیرونی کمیاب تر اتمسفر خورشیدی - کروموسفر و تاج - می رود.

کروموسفر

در بالای فتوسفر، کروموسفر قرار دارد، یک لایه ناهمگن که در آن دما از 6000 تا 20000 کلوین متغیر است. در هنگام خورشید گرفتگی کامل به صورت یک حلقه درخشان ناهموار در اطراف قرص سیاه ماه، که به تازگی خورشید را گرفته است، قابل مشاهده است. کروموسفر بسیار ناهمگن است و عمدتاً از زبانه های دراز کشیده (اسپیکول) تشکیل شده است که به آن ظاهر علف سوزان می دهد. دمای این جت های کرومسفری دو تا سه برابر بیشتر از فتوسفر است و چگالی آن صدها هزار بار کمتر است. طول کل کروموسفر 10-15 هزار کیلومتر است. افزایش دما در کروموسفر با انتشار امواج و میدان های مغناطیسی که از ناحیه همرفتی به داخل آن نفوذ می کنند توضیح داده می شود. این ماده تقریباً به همان شکلی گرم می شود که گویی در یک مایکروویو غول پیکر است. سرعت حرکت حرارتی ذرات افزایش می یابد، برخورد بین آنها بیشتر می شود و اتم ها الکترون های بیرونی خود را از دست می دهند: این ماده به پلاسمای یونیزه داغ تبدیل می شود. همین فرآیندهای فیزیکی همچنین دمای بالای غیرعادی بیرونی ترین لایه های اتمسفر خورشیدی را که در بالای کرومسفر قرار دارند، حفظ می کنند.

غالباً در هنگام کسوف (و با کمک ابزارهای طیفی خاص - و بدون انتظار برای کسوف) در بالای سطح خورشید می توان "چشمه ها"، "ابرها"، "قیف ها"، "بوته ها"، "طاق ها" و شکل های عجیب و غریب را مشاهده کرد. دیگر تشکیلات درخشان درخشان از مواد کرومسفری. آنها می توانند ساکن باشند یا به آرامی در حال تغییر باشند و توسط جت های منحنی صاف احاطه شده باشند که به داخل یا خارج از کروموسفر جریان می یابند و ده ها و صدها هزار کیلومتر بالا می روند. اینها بلندپروازانه ترین شکل های جو خورشیدی هستند -. هنگامی که در خط طیفی قرمز ساطع شده توسط اتم های هیدروژن مشاهده می شود، آنها در پس زمینه قرص خورشید به صورت رشته های تیره، بلند و منحنی ظاهر می شوند. برجستگی ها تقریباً همان چگالی و دمای کروموسفر هستند. اما آنها در بالای آن قرار دارند و توسط لایه های بالاتر و بسیار کمیاب جو خورشید احاطه شده اند. برجستگی ها به دلیل اینکه ماده آنها توسط میدان های مغناطیسی مناطق فعال خورشید پشتیبانی می شود، در کروموسفر قرار نمی گیرند. برای اولین بار، طیف یک برجستگی خارج از ماه گرفتگی توسط ستاره شناس فرانسوی پیر یانسن و همکار انگلیسی اش جوزف لاکیر در سال 1868 مشاهده شد. شکاف طیف سنجی به گونه ای قرار گرفته است که لبه خورشید را قطع می کند و اگر برجستگی وجود داشته باشد. در نزدیکی آن قرار دارد، سپس طیف تابش آن قابل مشاهده است. با هدایت شکاف به قسمت های مختلف برجستگی یا کروموسفر می توان آنها را به صورت قسمتی بررسی کرد. طیف برجستگی ها، مانند کروموسفر، از خطوط روشن، عمدتاً هیدروژن، هلیوم و کلسیم تشکیل شده است. خطوط انتشار از دیگر عناصر شیمیایی نیز وجود دارد، اما آنها بسیار ضعیف تر هستند. برخی از برجستگی ها که برای مدت طولانی بدون تغییرات محسوس باقی مانده اند، ناگهان به نظر می رسد که منفجر می شوند و ماده آنها با سرعت صدها کیلومتر در ثانیه به فضای بین سیاره ای پرتاب می شود. ظاهر کروموسفر نیز به طور مکرر تغییر می کند که نشان دهنده حرکت مداوم گازهای تشکیل دهنده آن است. گاهی اوقات چیزی شبیه به انفجار در مناطق بسیار کوچکی از جو خورشید رخ می دهد. اینها به اصطلاح شراره های کرومسفری هستند. آنها معمولا چند ده دقیقه طول می کشند. هنگام شعله ور شدن در خطوط طیفی هیدروژن، هلیوم، کلسیم یونیزه و برخی عناصر دیگر، درخشش یک بخش جداگانه از کروموسفر به طور ناگهانی ده ها برابر افزایش می یابد. تابش اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس به ویژه به شدت افزایش می یابد: گاهی اوقات قدرت آن چندین برابر بیشتر از توان کل تابش خورشیدی در این منطقه با طول موج کوتاه از طیف قبل از شعله ور است. لکه ها، مشعل ها، برجستگی ها، شراره های کرومسفری - همه اینها مظاهر فعالیت خورشیدی هستند. با افزایش فعالیت، تعداد این سازندها در خورشید افزایش می یابد.

Photosphereقسمت اصلی جو خورشید است که در آن تشعشع مرئی تشکیل می شود که پیوسته است. بنابراین، تقریباً تمام انرژی خورشیدی که به ما می رسد را ساطع می کند.

فتوسفر لایه نازکی از گاز به طول چند صد کیلومتر است که کاملاً مات است.

فتوسفر هنگام مشاهده مستقیم خورشید در نور سفید به شکل "سطح" ظاهری آن قابل مشاهده است.

فتوسفر به شدت در سراسر طیف پیوسته مرئی تابش ساطع می کند و بنابراین جذب می کند.

برای هر لایه از فوتوسفر که در عمق مشخصی قرار دارد، دمای آن را می توان یافت. دما در فتوسفر با عمق افزایش می یابد و به طور متوسط ​​6000 کلوین است.

طول فتوسفر چند صد کیلومتر است.

چگالی ماده فوتوسفر 7-10 گرم بر سانتی متر مکعب است.

1 سانتی متر مکعب از فوتوسفر حاوی حدود 1016 اتم هیدروژن است. این مربوط به فشار 0.1 اتمسفر است.

در این شرایط تمام عناصر شیمیایی با پتانسیل یونیزاسیون پایین یونیزه می شوند. هیدروژن در حالت خنثی باقی می ماند.

فتوسفر تنها ناحیه هیدروژن خنثی روی خورشید است.

مشاهدات بصری و عکاسی از فوتوسفر، ساختار ظریف آن را نشان می دهد، که یادآور ابرهای کومولوس نزدیک به هم هستند. تشکیلات گرد سبک را گرانول و کل ساختار را دانه بندی می نامند. ابعاد زاویه ای گرانول ها بیش از 1 اینچ قوس نیست که مربوط به 700 کیلومتر است. هر گرانول انفرادی برای 5-10 دقیقه وجود دارد، پس از آن متلاشی می شود و دانه های جدید در جای خود تشکیل می شود. گرانول ها توسط فضاهای تاریک احاطه شده اند. این ماده در دانه ها بالا می رود و در اطراف آنها می افتد. سرعت این حرکات 1-2 کیلومتر بر ثانیه است.

دانه بندی نمودی از ناحیه همرفتی واقع در زیر فتوسفر است. در ناحیه همرفتی، اختلاط ماده در نتیجه بالا و پایین رفتن توده های جداگانه گاز رخ می دهد.

دلیل وقوع همرفت در لایه های بیرونی خورشید دو مورد مهم است. از یک طرف، دمای مستقیم زیر فتوسفر در عمق بسیار سریع افزایش می یابد و تشعشع نمی تواند از انتشار تشعشعات از لایه های داغ عمیق تر اطمینان حاصل کند. بنابراین، انرژی توسط خود ناهمگونی های متحرک منتقل می شود. از سوی دیگر، اگر گاز موجود در آنها به طور کامل یونیزه نشده باشد، این ناهمگنی ها ثابت می شود.

هنگام عبور از لایه‌های زیرین فتوسفر، گاز خنثی می‌شود و قادر به ایجاد ناهمگنی‌های پایدار نیست. بنابراین، در قسمت‌های بالایی ناحیه همرفتی، حرکات همرفتی کند شده و همرفت ناگهان متوقف می‌شود.

نوسانات و اختلالات در فتوسفر امواج صوتی تولید می کنند.

لایه های بیرونی ناحیه همرفتی نوعی تشدید کننده را نشان می دهد که در آن نوسانات 5 دقیقه ای به شکل امواج ایستاده برانگیخته می شود.

17.5 لایه های بیرونی اتمسفر خورشیدی: کروموسفر و تاج. علل و مکانیسم گرم شدن کروموسفر و کرونا.

چگالی ماده در فوتوسفر به سرعت با ارتفاع کاهش می یابد و لایه های بیرونی بسیار کمیاب می شوند. در لایه های بیرونی فوتوسفر، دما به 4500 کلوین می رسد و سپس دوباره شروع به افزایش می کند.

افزایش آهسته دما تا چند ده هزار درجه وجود دارد که با یونیزاسیون هیدروژن و هلیوم همراه است. این قسمت از جو نامیده می شود کروموسفر.

در لایه های بالایی کروموسفر، چگالی ماده به 10-15 گرم بر سانتی متر مکعب می رسد.

1 سانتی متر مکعب از این لایه های کروموسفر حاوی حدود 109 اتم است، اما دما تا یک میلیون درجه افزایش می یابد. این جایی است که بیرونی ترین قسمت جو خورشید به نام تاج خورشیدی آغاز می شود.

دلیل گرم شدن بیرونی ترین لایه های جو خورشید انرژی امواج صوتی است که در فوتوسفر بوجود می آیند. این امواج با انتشار به سمت بالا در لایه های با چگالی کمتر، دامنه خود را تا چندین کیلومتر افزایش می دهند و به امواج ضربه ای تبدیل می شوند. در نتیجه وقوع امواج ضربه ای، اتلاف موج رخ می دهد که سرعت های آشفته حرکت ذرات را افزایش می دهد و افزایش دما رخ می دهد.

روشنایی یکپارچه کروموسفر صدها برابر کمتر از روشنایی فوتوسفر است. بنابراین برای مشاهده کروموسفر باید از روش های خاصی استفاده کرد که امکان جداسازی تابش ضعیف آن را از شار قدرتمند تشعشعات فوتوسفر فراهم می کند.

راحت ترین روش ها، مشاهدات در طول ماه گرفتگی است.

طول کروموسفر 12 تا 15000 کیلومتر است.

هنگام مطالعه عکس های کروموسفر، ناهمگنی ها قابل مشاهده است، کوچکترین آنها نامیده می شود. اسپیکول ها. اسپیکول ها به شکل مستطیلی و در جهت شعاعی کشیده شده اند. طول آنها چندین هزار کیلومتر، ضخامت حدود 1000 کیلومتر است. با سرعت چند ده کیلومتر بر ثانیه، اسپیکول ها از کروموسفر به تاج می آیند و در آن حل می شوند. از طریق اسپیکول ها، ماده کروموسفر با تاج پوشاننده مبادله می شود. اسپیکول‌ها ساختار بزرگ‌تری به نام شبکه کروموسفری را تشکیل می‌دهند که توسط حرکت‌های موجی ناشی از عناصر بسیار بزرگ‌تر و عمیق‌تر ناحیه همرفتی زیرفتوسفری نسبت به گرانول‌ها ایجاد می‌شود.

تاج پادشاهیروشنایی بسیار کمی دارد، بنابراین فقط در طول فاز کل خورشید گرفتگی قابل مشاهده است. در خارج از ماه گرفتگی، با استفاده از تاج نگاری مشاهده می شود. تاج خطوط برجسته ای ندارد و شکلی نامنظم دارد که در طول زمان تغییرات زیادی می کند.

درخشان ترین قسمت تاج که از اندام بیش از 0.2 - 0.3 شعاع خورشید برداشته می شود، معمولاً تاج درونی نامیده می شود و قسمت باقی مانده و بسیار گسترده تاج بیرونی نامیده می شود.

ویژگی مهم تاج، ساختار درخشان آن است. پرتوها در طول های مختلف، تا یک دوجین یا بیشتر شعاع خورشیدی می آیند.

تاج داخلی غنی از ساختارهای ساختاری شبیه کمان، کلاه ایمنی و ابرهای منفرد است.

تشعشعات کرونا نور پراکنده شده از فوتوسفر است. این نور به شدت قطبی شده است. چنین قطبش فقط می تواند توسط الکترون های آزاد ایجاد شود.

1 سانتی متر مکعب از ماده تاج حاوی حدود 108 الکترون آزاد است. ظهور چنین تعداد الکترون آزاد باید در اثر یونیزاسیون ایجاد شود. این بدان معنی است که 1 سانتی متر مکعب از تاج حدوداً 108 یون دارد. غلظت کل ماده باید 2 باشد . 10 8 .

تاج خورشیدی پلاسمای کمیاب با دمای حدود یک میلیون کلوین است. پیامد دمای بالا، وسعت زیاد کرونا است. طول تاج صدها برابر بیشتر از ضخامت فتوسفر است و به صدها هزار کیلومتر می رسد.

18. ساختار درونی خورشید.