Photosphere on pääosa auringon ilmakehästä, jossa muodostuu näkyvää säteilyä, joka on jatkuvaa. Siten se lähettää lähes kaiken meille tulevan aurinkoenergian.

Fotosfääri on ohut, useita satoja kilometrejä pitkä kaasukerros, melko läpinäkymätön.

Fotosfääri näkyy, kun aurinkoa tarkkaillaan suoraan valkoisessa valossa sen näennäisen "pinnan" muodossa.

Fotosfääri emittoi ja absorboi siten voimakkaasti säteilyä koko näkyvän jatkuvan spektrin läpi.

Jokaisen tietyllä syvyydessä sijaitsevan fotosfäärikerroksen lämpötila löytyy. Fotosfäärin lämpötila nousee syvyyden myötä ja on keskimäärin 6000 K.

Fotosfäärin pituus on useita satoja kilometrejä.

Fotosfääriaineen tiheys on 10 -7 g/cm 3 .

1 cm 3 fotosfääristä sisältää noin 10 16 vetyatomia. Tämä vastaa 0,1 atm:n painetta.

Näissä olosuhteissa kaikki kemialliset alkuaineet, joilla on alhainen ionisaatiopotentiaali, ionisoituvat. Vety pysyy neutraalissa tilassa.

Fotosfääri on ainoa neutraalin vedyn alue Auringossa.

Visuaaliset ja valokuvalliset havainnot fotosfääristä paljastavat sen hienon rakenteen, joka muistuttaa lähekkäin sijaitsevia kumpupilviä. Kevyitä pyöreitä muodostelmia kutsutaan rakeiksi ja koko rakennetta rakeistukseksi. Rakeiden kulmamitat ovat korkeintaan 1” kaari, mikä vastaa 700 km. Jokainen yksittäinen rake on olemassa 5-10 minuuttia, jonka jälkeen se hajoaa ja sen tilalle muodostuu uusia rakeita. Rakeet ympäröivät pimeät tilat. Aine nousee rakeissa ja putoaa niiden ympärille. Näiden liikkeiden nopeus on 1-2 km/s.

Granulaatio on fotosfäärin alla sijaitsevan konvektiivisen vyöhykkeen ilmentymä. Konvektiivisella vyöhykkeellä aineiden sekoittuminen tapahtuu yksittäisten kaasumassojen nousun ja laskun seurauksena.

Syynä konvektion esiintymiseen Auringon ulkokerroksissa on kaksi tärkeää asiaa. Toisaalta lämpötila suoraan fotosfäärin alapuolella kohoaa hyvin nopeasti syvyydessä, eikä säteily voi taata säteilyn vapautumista syvemmistä kuumista kerroksista. Siksi itse liikkuvat epähomogeenisuudet siirtävät energiaa. Toisaalta nämä epähomogeenisuudet osoittautuvat sitkeiksi, jos niissä oleva kaasu ei ole kokonaan, vaan vain osittain ionisoitunut.

Kun kaasu kulkeutuu fotosfäärin alempiin kerroksiin, se neutraloituu eikä pysty muodostamaan pysyviä epähomogeenisuuksia. siksi konvektiivisen vyöhykkeen aivan yläosissa konvektiiviset liikkeet hidastuvat ja konvektio pysähtyy yhtäkkiä.

Fotosfäärin värähtelyt ja häiriöt synnyttävät akustisia aaltoja.

Konvektiivisen vyöhykkeen ulkokerrokset edustavat eräänlaista resonaattoria, jossa 5 minuutin värähtelyt viritetään seisovien aaltojen muodossa.

17.5 Auringon ilmakehän ulkokerrokset: kromosfääri ja korona. Kromosfäärin ja koronan kuumenemisen syyt ja mekanismi.

Aineen tiheys fotosfäärissä pienenee nopeasti korkeuden kasvaessa ja ulkokerrokset osoittautuvat erittäin harvinaisiksi. Fotosfäärin uloimmissa kerroksissa lämpötila saavuttaa 4500 K ja alkaa sitten taas nousta.

Lämpötila nousee hitaasti useisiin kymmeniin tuhansiin asteisiin, johon liittyy vedyn ja heliumin ionisaatiota. Tätä ilmakehän osaa kutsutaan kromosfääri.

Kromosfäärin ylemmissä kerroksissa aineen tiheys saavuttaa 10-15 g/cm 3 .

Näistä kromosfäärin kerroksista 1 cm 3 sisältää noin 10 9 atomia, mutta lämpötila nousee miljoonaan asteeseen. Tästä alkaa Auringon ilmakehän uloin osa, aurinkokorona.

Auringon ilmakehän uloimpien kerrosten kuumenemisen syynä on fotosfäärissä syntyvien akustisten aaltojen energia. Kun ne etenevät ylöspäin matalatiheyksisiin kerroksiin, nämä aallot lisäävät amplitudiaan useisiin kilometreihin ja muuttuvat shokkiaaltoiksi. Iskuaaltojen esiintymisen seurauksena tapahtuu aaltojen hajoamista, mikä lisää hiukkasten liikkeen kaoottisia nopeuksia ja lämpötilan nousua.

Kromosfäärin kokonaiskirkkaus on satoja kertoja pienempi kuin fotosfäärin kirkkaus. Siksi kromosfäärin tarkkailemiseksi on käytettävä erityisiä menetelmiä, jotka mahdollistavat sen heikon säteilyn eristämisen voimakkaasta fotofäärisäteilyn vuosta.

Kätevimmät menetelmät ovat havainnot pimennysten aikana.

Kromosfäärin pituus on 12-15 000 km.

Kromosfäärivalokuvia tutkittaessa epähomogeenisuudet näkyvät, pienimmät ovat ns. spicules. Piikkarit ovat muodoltaan pitkänomaisia, säteen suunnassa pitkänomaisia. Niiden pituus on useita tuhansia km, paksuus noin 1000 km. Useiden kymmenien km/s nopeuksilla pilkot nousevat kromosfääristä koronaan ja liukenevat siihen. Spiculien kautta kromosfäärin aines vaihtuu päällä olevan koronan kanssa. Spicules muodostavat suuremman rakenteen, jota kutsutaan kromosfääriverkostoksi ja jonka synnyttävät aaltoliikkeet, jotka aiheutuvat paljon suuremmista ja syvemmistä subfotofäärisen konvektiivisen vyöhykkeen elementeistä kuin rakeet.

kruunu sillä on hyvin alhainen kirkkaus, joten se voidaan havaita vain auringonpimennysten kokonaisvaiheen aikana. Pimennysten ulkopuolella sitä tarkkaillaan koronagrafien avulla. Kruunussa ei ole teräviä ääriviivoja ja sen muoto on epäsäännöllinen, joka muuttuu suuresti ajan myötä.

Koronan kirkkainta osaa, joka on poistettu raajasta korkeintaan 0,2 - 0,3 Auringon säteen päähän, kutsutaan yleensä sisemmäksi koronaksi ja jäljelle jäävää, hyvin pitkää osaa ulommaksi koronaksi.

Kruunun tärkeä ominaisuus on sen säteilevä rakenne. Säteet ovat eripituisia, jopa kymmenkunta tai useampia auringon säteitä.

Sisäkruunussa on runsaasti rakenteellisia muodostelmia, jotka muistuttavat kaaria, kypäriä ja yksittäisiä pilviä.

Koronasäteily on hajotettua valoa fotosfääristä. Tämä valo on erittäin polarisoitunut. Sellaisen polarisaation voivat aiheuttaa vain vapaat elektronit.

1 cm 3 koronaainetta sisältää noin 108 vapaata elektronia. Tällaisen määrän vapaita elektroneja ilmaantumisen täytyy johtua ionisaatiosta. Tämä tarkoittaa, että 1 cm 3 koronaa sisältää noin 10 8 ionia. Aineen kokonaispitoisuuden tulee olla 2 . 10 8 .

Auringon korona on harvinainen plasma, jonka lämpötila on noin miljoona Kelviniä. Korkean lämpötilan seuraus on koronan suuri laajuus. Koronan pituus on satoja kertoja suurempi kuin fotosfäärin paksuus ja se on satoja tuhansia kilometrejä.

18. Auringon sisäinen rakenne.

Auringon sisäinen rakenne

© Vladimir Kalanov
Tieto on valtaa

Mitä Auringossa näkyy?

Kaikki varmaan tietävät, ettei aurinkoa voi katsoa paljaalla silmällä, varsinkaan kaukoputken läpi ilman erityisiä, hyvin tummia suodattimia tai muita valoa vaimentavia laitteita. Laiminlyömällä tämän kiellon tarkkailija voi saada vakavia palovammoja silmässä. Helpoin tapa katsella aurinkoa on heijastaa sen kuva valkoiselle näytölle. Pienelläkin amatööriteleskoopilla voit saada suurennetun kuvan aurinkolevystä. Mitä näet tässä kuvassa? Ensinnäkin aurinkoisen reunan terävyys kiinnittää huomion. Aurinko on kaasupallo, jolla ei ole selkeää rajaa, sen tiheys pienenee vähitellen. Miksi sitten näemme sen jyrkästi hahmoteltuna? Tosiasia on, että melkein kaikki Auringon näkyvä säteily tulee erittäin ohuesta kerroksesta, jolla on erityinen nimi - fotosfääri. (kreikaksi: "valopallo"). Fotosfäärin paksuus ei ylitä 300 km. Juuri tämä ohut valokerros luo tarkkailijalle illuusion, että Auringolla on "pinta".

Auringon sisäinen rakenne

Photosphere

Auringon ilmakehä alkaa 200-300 km syvemmällä kuin aurinkolevyn näkyvä reuna. Näitä ilmakehän syvimpiä kerroksia kutsutaan fotosfääriksi. Koska niiden paksuus on enintään yksi kolmetuhannenosa auringon säteestä, fotosfääriä kutsutaan joskus perinteisesti Auringon pinnaksi. Kaasujen tiheys fotosfäärissä on suunnilleen sama kuin maan stratosfäärissä ja satoja kertoja pienempi kuin maan pinnalla. Fotosfäärin lämpötila laskee 8000 K:stä 300 km:n syvyydessä 4000 K:iin ylimmissä kerroksissa. Keskikerroksen lämpötila, jonka säteilyn havaitsemme, noin 6000 K. Tällaisissa olosuhteissa lähes kaikki kaasumolekyylit hajoavat yksittäisiksi atomeiksi. Vain fotosfäärin ylimmissä kerroksissa on säilynyt suhteellisen vähän H-, OH- ja CH-tyypin yksinkertaisia ​​molekyylejä ja radikaaleja. Auringon ilmakehässä erityinen rooli on aineella, jota ei esiinny maanpäällisessä luonnossa. negatiivinen vetyioni, joka on protoni, jossa on kaksi elektronia. Tämä epätavallinen yhdiste esiintyy fotosfäärin ohuessa uloimmassa, "kylmimmässä" kerroksessa, kun negatiivisesti varautuneet vapaat elektronit, jotka saadaan helposti ionisoituvien kalsiumin, natriumin, magnesiumin, raudan ja muiden metallien atomeista, "tarttuvat" neutraaleihin vetyatomeihin. Negatiiviset vetyionit synnyttävät suurimman osan näkyvästä valosta. Ionit imevät ahneesti tätä samaa valoa, minkä vuoksi ilmakehän opasiteetti kasvaa nopeasti syvyyden myötä. Siksi Auringon näkyvä reuna näyttää meistä erittäin terävältä.

Suurella suurennuksella varustetussa kaukoputkessa voit tarkkailla fotosfäärin hienovaraisia ​​yksityiskohtia: se kaikki näyttää olevan täynnä pieniä kirkkaita rakeita - rakeita, joita erottaa kapeiden tummien polkujen verkosto. Rakeistuminen on seurausta lämpimämpien nousevien ja kylmempien laskeutuvien kaasuvirtojen sekoittumisesta. Lämpötilaero niiden välillä ulkokerroksissa on suhteellisen pieni (200-300 K), mutta syvemmällä, konvektiivisella vyöhykkeellä, se on suurempi ja sekoittuminen tapahtuu paljon voimakkaammin. Auringon ulompien kerrosten konvektiolla on valtava rooli ilmakehän yleisen rakenteen määrittämisessä. Viime kädessä konvektio, joka on seurausta monimutkaisesta vuorovaikutuksesta auringon magneettikenttien kanssa, on syynä kaikkiin auringon toiminnan monimuotoisiin ilmenemismuotoihin. Magneettikentät ovat mukana kaikissa Auringon prosesseissa. Toisinaan pienellä aurinkokehän alueella syntyy keskittyneitä magneettikenttiä, jotka ovat useita tuhansia kertoja voimakkaampia kuin maan päällä. Ionisoitu plasma on hyvä johdin, se ei voi liikkua voimakkaan magneettikentän magneettisten induktiolinjojen yli. Siksi tällaisissa paikoissa kuumien kaasujen sekoittuminen ja nousu alhaalta estetään, ja näkyviin tulee tumma alue - auringonpilkku. Häikäisevän fotosfäärin taustalla se näyttää täysin mustalta, vaikka todellisuudessa sen kirkkaus on vain kymmenen kertaa heikompi. Ajan myötä pisteiden koko ja muoto muuttuvat suuresti. Ilmestynyt tuskin havaittavan pisteen - huokosen - muodossa, täplä kasvattaa kokoaan vähitellen useisiin kymmeniin tuhansiin kilometreihin. Suuret täplät koostuvat pääsääntöisesti tummasta osasta (ytimestä) ja vähemmän tummasta osasta - penumbrasta, jonka rakenne antaa pisteelle pyörteen ulkonäön. Täpliä ympäröivät fotosfäärin kirkkaammat alueet, joita kutsutaan faculae- tai heijastuskentiksi. Fotosfääri siirtyy vähitellen auringon ilmakehän harvinaisempiin ulompiin kerroksiin - kromosfääriin ja koronaan.

Kromosfääri

Fotosfäärin yläpuolella on kromosfääri, heterogeeninen kerros, jonka lämpötila vaihtelee 6 000 - 20 000 K. Kromosfääri (kreikaksi "väripallo") on nimetty sen punertavan violetin värin vuoksi. Se näkyy täydellisen auringonpimennyksen aikana repaleisena kirkkaana renkaana kuun mustan kiekon ympärillä, joka on juuri varjostanut Auringon. Kromosfääri on hyvin heterogeeninen ja koostuu pääasiassa pitkänomaisista pitkänomaisista kielistä (spicules), mikä antaa sille palavan ruohon vaikutelman. Näiden kromosfäärisuihkujen lämpötila on kaksi tai kolme kertaa korkeampi kuin fotosfäärissä, ja tiheys on satoja tuhansia kertoja pienempi. Kromosfäärin kokonaispituus on 10-15 tuhatta kilometriä. Kromosfäärin lämpötilan nousu selittyy aaltojen ja magneettikenttien etenemisellä, jotka tunkeutuvat siihen konvektiiviselta vyöhykkeeltä. Aine lämpenee samalla tavalla kuin jättiläismikroaaltouunissa. Hiukkasten lämpöliikkeen nopeus kasvaa, törmäykset niiden välillä yleistyvät ja atomit menettävät ulkoiset elektroninsa: aineesta tulee kuuma ionisoitu plasma. Nämä samat fysikaaliset prosessit ylläpitävät myös auringon ilmakehän uloimpien kerrosten, jotka sijaitsevat kromosfäärin yläpuolella, epätavallisen korkeaa lämpötilaa.

Usein auringonpimennysten aikana (ja erityisten spektriinstrumenttien avulla - ja pimennyksiä odottamatta) Auringon pinnan yläpuolella voidaan havaita oudon muotoisia "suihkulähteitä", "pilviä", "suppiloita", "pensaita", "kaareja" ja muita kirkkaasti valoisia muodostelmia kromosfäärin aineista. Ne voivat olla paikallaan pysyviä tai hitaasti muuttuvia, ja niitä ympäröivät sileät kaarevat suihkut, jotka virtaavat kromosfääriin tai sieltä ulos ja nousevat kymmeniä ja satoja tuhansia kilometrejä. Nämä ovat aurinkoilmakehän kunnianhimoisimpia muodostelmia -. Vetyatomien emittoimalla punaisella spektriviivalla ne näkyvät aurinkokiekon taustaa vasten tummina, pitkinä ja kaarevina filamentteina. Prominensseilla on suunnilleen sama tiheys ja lämpötila kuin kromosfäärillä. Mutta ne ovat sen yläpuolella, ja niitä ympäröivät korkeammat, erittäin harvinaiset aurinkoilmakehän yläkerrokset. Prominenssit eivät putoa kromosfääriin, koska niiden ainetta tukevat Auringon aktiivisten alueiden magneettikentät. Ranskalainen tähtitieteilijä Pierre Jansen ja hänen englantilainen kollegansa Joseph Lockyer havaitsivat ensimmäistä kertaa pimennyksen ulkopuolella olevan näkyvyyden spektrin vuonna 1868. Spekroskoopin rako on sijoitettu siten, että se leikkaa Auringon reunan, ja jos näkyvyys on sijaitsee sen lähellä, niin sen säteilyspektri voidaan nähdä. Suuntaamalla rako prominenssin tai kromosfäärin eri osiin, on mahdollista tutkia niitä osissa. Prominenssien spektri, kuten kromosfääri, koostuu kirkkaista viivoista, pääasiassa vedystä, heliumista ja kalsiumista. Myös muiden kemiallisten alkuaineiden päästölinjat ovat läsnä, mutta ne ovat paljon heikompia. Jotkut näkyvät kohteet, jotka ovat pysyneet pitkään ilman havaittavia muutoksia, näyttävät yhtäkkiä räjähtävän, ja niiden aines heitetään planeettojen väliseen avaruuteen satojen kilometrien sekunnissa nopeudella. Myös kromosfäärin ulkonäkö muuttuu usein, mikä osoittaa sen muodostavien kaasujen jatkuvaa liikettä. Joskus jotain räjähdyksen kaltaista tapahtuu hyvin pienillä alueilla Auringon ilmakehässä. Nämä ovat niin sanottuja kromosfäärisävelyksiä. Ne kestävät yleensä useita kymmeniä minuutteja. Vedyn, heliumin, ionisoidun kalsiumin ja joidenkin muiden alkuaineiden spektrilinjojen soihdutuksissa kromosfäärin erillisen osan hehku kasvaa yhtäkkiä kymmeniä kertoja. Ultravioletti- ja röntgensäteily lisääntyy erityisen voimakkaasti: joskus sen teho on useita kertoja suurempi kuin auringon säteilyn kokonaisteho tällä lyhyen aallonpituuden alueella ennen soihdutusta. Täplät, taskulamput, näkyvyyttä, kromosfäärin soihdut – kaikki nämä ovat ilmentymiä auringon aktiivisuudesta. Aktiivisuuden lisääntyessä näiden muodostumien määrä Auringossa kasvaa.

Photosphere on pääosa auringon ilmakehästä, jossa muodostuu näkyvää säteilyä, joka on jatkuvaa. Siten se lähettää lähes kaiken meille tulevan aurinkoenergian.

Fotosfääri on ohut, useita satoja kilometrejä pitkä kaasukerros, melko läpinäkymätön.

Fotosfääri näkyy, kun aurinkoa tarkkaillaan suoraan valkoisessa valossa sen näennäisen "pinnan" muodossa.

Fotosfääri emittoi ja absorboi siten voimakkaasti säteilyä koko näkyvän jatkuvan spektrin läpi.

Jokaisen tietyllä syvyydessä sijaitsevan fotosfäärikerroksen lämpötila löytyy. Fotosfäärin lämpötila nousee syvyyden myötä ja on keskimäärin 6000 K.

Fotosfäärin pituus on useita satoja kilometrejä.

Fotosfääriaineen tiheys on 10 -7 g/cm 3 .

1 cm 3 fotosfääristä sisältää noin 10 16 vetyatomia. Tämä vastaa 0,1 atm:n painetta.

Näissä olosuhteissa kaikki kemialliset alkuaineet, joilla on alhainen ionisaatiopotentiaali, ionisoituvat. Vety pysyy neutraalissa tilassa.

Fotosfääri on ainoa neutraalin vedyn alue Auringossa.

Visuaaliset ja valokuvalliset havainnot fotosfääristä paljastavat sen hienon rakenteen, joka muistuttaa lähekkäin sijaitsevia kumpupilviä. Kevyitä pyöreitä muodostelmia kutsutaan rakeiksi ja koko rakennetta rakeistukseksi. Rakeiden kulmamitat ovat korkeintaan 1” kaari, mikä vastaa 700 km. Jokainen yksittäinen rake on olemassa 5-10 minuuttia, jonka jälkeen se hajoaa ja sen tilalle muodostuu uusia rakeita. Rakeet ympäröivät pimeät tilat. Aine nousee rakeissa ja putoaa niiden ympärille. Näiden liikkeiden nopeus on 1-2 km/s.

Granulaatio on fotosfäärin alla sijaitsevan konvektiivisen vyöhykkeen ilmentymä. Konvektiivisella vyöhykkeellä aineiden sekoittuminen tapahtuu yksittäisten kaasumassojen nousun ja laskun seurauksena.

Syynä konvektion esiintymiseen Auringon ulkokerroksissa on kaksi tärkeää asiaa. Toisaalta lämpötila suoraan fotosfäärin alapuolella kohoaa hyvin nopeasti syvyydessä, eikä säteily voi taata säteilyn vapautumista syvemmistä kuumista kerroksista. Siksi itse liikkuvat epähomogeenisuudet siirtävät energiaa. Toisaalta nämä epähomogeenisuudet osoittautuvat sitkeiksi, jos niissä oleva kaasu ei ole kokonaan, vaan vain osittain ionisoitunut.

Kun kaasu kulkeutuu fotosfäärin alempiin kerroksiin, se neutraloituu eikä pysty muodostamaan pysyviä epähomogeenisuuksia. siksi konvektiivisen vyöhykkeen aivan yläosissa konvektiiviset liikkeet hidastuvat ja konvektio pysähtyy yhtäkkiä.

Fotosfäärin värähtelyt ja häiriöt synnyttävät akustisia aaltoja.

Konvektiivisen vyöhykkeen ulkokerrokset edustavat eräänlaista resonaattoria, jossa 5 minuutin värähtelyt viritetään seisovien aaltojen muodossa.

17.5 Auringon ilmakehän ulkokerrokset: kromosfääri ja korona. Kromosfäärin ja koronan kuumenemisen syyt ja mekanismi.

Aineen tiheys fotosfäärissä pienenee nopeasti korkeuden kasvaessa ja ulkokerrokset osoittautuvat erittäin harvinaisiksi. Fotosfäärin uloimmissa kerroksissa lämpötila saavuttaa 4500 K ja alkaa sitten taas nousta.

Lämpötila nousee hitaasti useisiin kymmeniin tuhansiin asteisiin, johon liittyy vedyn ja heliumin ionisaatiota. Tätä ilmakehän osaa kutsutaan kromosfääri.

Kromosfäärin ylemmissä kerroksissa aineen tiheys saavuttaa 10-15 g/cm 3 .

Näistä kromosfäärin kerroksista 1 cm 3 sisältää noin 10 9 atomia, mutta lämpötila nousee miljoonaan asteeseen. Tästä alkaa Auringon ilmakehän uloin osa, aurinkokorona.

Auringon ilmakehän uloimpien kerrosten kuumenemisen syynä on fotosfäärissä syntyvien akustisten aaltojen energia. Kun ne etenevät ylöspäin matalatiheyksisiin kerroksiin, nämä aallot lisäävät amplitudiaan useisiin kilometreihin ja muuttuvat shokkiaaltoiksi. Iskuaaltojen esiintymisen seurauksena tapahtuu aaltojen hajoamista, mikä lisää hiukkasten liikkeen kaoottisia nopeuksia ja lämpötilan nousua.

Kromosfäärin kokonaiskirkkaus on satoja kertoja pienempi kuin fotosfäärin kirkkaus. Siksi kromosfäärin tarkkailemiseksi on käytettävä erityisiä menetelmiä, jotka mahdollistavat sen heikon säteilyn eristämisen voimakkaasta fotofäärisäteilyn vuosta.

Kätevimmät menetelmät ovat havainnot pimennysten aikana.

Kromosfäärin pituus on 12-15 000 km.

Kromosfäärivalokuvia tutkittaessa epähomogeenisuudet näkyvät, pienimmät ovat ns. spicules. Piikkarit ovat muodoltaan pitkänomaisia, säteen suunnassa pitkänomaisia. Niiden pituus on useita tuhansia km, paksuus noin 1000 km. Useiden kymmenien km/s nopeuksilla pilkot nousevat kromosfääristä koronaan ja liukenevat siihen. Spiculien kautta kromosfäärin aines vaihtuu päällä olevan koronan kanssa. Spicules muodostavat suuremman rakenteen, jota kutsutaan kromosfääriverkostoksi ja jonka synnyttävät aaltoliikkeet, jotka aiheutuvat paljon suuremmista ja syvemmistä subfotofäärisen konvektiivisen vyöhykkeen elementeistä kuin rakeet.

kruunu sillä on hyvin alhainen kirkkaus, joten se voidaan havaita vain auringonpimennysten kokonaisvaiheen aikana. Pimennysten ulkopuolella sitä tarkkaillaan koronagrafien avulla. Kruunussa ei ole teräviä ääriviivoja ja sen muoto on epäsäännöllinen, joka muuttuu suuresti ajan myötä.

Koronan kirkkainta osaa, joka on poistettu raajasta korkeintaan 0,2 - 0,3 Auringon säteen päähän, kutsutaan yleensä sisemmäksi koronaksi ja jäljelle jäävää, hyvin pitkää osaa ulommaksi koronaksi.

Kruunun tärkeä ominaisuus on sen säteilevä rakenne. Säteet ovat eripituisia, jopa kymmenkunta tai useampia auringon säteitä.

Sisäkruunussa on runsaasti rakenteellisia muodostelmia, jotka muistuttavat kaaria, kypäriä ja yksittäisiä pilviä.

Koronasäteily on hajotettua valoa fotosfääristä. Tämä valo on erittäin polarisoitunut. Sellaisen polarisaation voivat aiheuttaa vain vapaat elektronit.

1 cm 3 koronaainetta sisältää noin 108 vapaata elektronia. Tällaisen määrän vapaita elektroneja ilmaantumisen täytyy johtua ionisaatiosta. Tämä tarkoittaa, että 1 cm 3 koronaa sisältää noin 10 8 ionia. Aineen kokonaispitoisuuden tulee olla 2 . 10 8 .

Auringon korona on harvinainen plasma, jonka lämpötila on noin miljoona Kelviniä. Korkean lämpötilan seuraus on koronan suuri laajuus. Koronan pituus on satoja kertoja suurempi kuin fotosfäärin paksuus ja se on satoja tuhansia kilometrejä.

18. Auringon sisäinen rakenne.