Солнечная корона это в астрономии кратко
Обновлено: 02.07.2024
Солнечная корона – это внешний слой атмосферы звезды, состоящий из плазмы. Её можно увидеть во время одного из полных затмений, которые происходят в момент, когда Луна закрывает диск Солнца. В этот период корона проявляется во всей своей красе в виде яркого ореола. Главной особенностью Солнца является неоднородность его состава, что отражается также и на короне. Она проявляется в виде возникновения петель, протуберанцев, дыр. В зависимости от активности звезды могут изменяться их структура, конфигурация и размеры.
Линии излучения звёздной короны
Это вещество пытались обнаружить до тех пор, пока кто-то не обратил внимание на температуру солнечной короны. К удивлению большинства, измеренное значение было намного больше миллиона градусов Цельсия. Подобные температурные режимы приводят к полной ионизации веществ, находящихся в составе звёздной атмосферы, таких как гелий и водород. Они теряют электроны, что лишает их возможности осуществлять излучение в привычном для них спектре. Подобная ионизация приводит к тому, что видимое излучение приобретает характер редких элементов несвойственных по составу Солнца. Происходит выделение линий, ионизированных кальция и железа. Именно соединение спектров этих элементов натолкнуло учёных на мысль о существовании неизвестного до сих пор вещества корония.
В настоящее время совсем необязательно дожидаться полного затмения, чтобы наблюдать солнечную корону. Для этого изобрели новые инструменты, которые называются коронографы. Они позволяют в любое время закрыть диск звезды с помощью специальной заслонки, тем самым предоставляя возможность изучать её атмосферу.
Вопросы температуры атмосферы Солнца
До сих пор вопрос нагрева солнечной короны остаётся загадкой для учёных. Уже выдвинуто большое количество разнообразных предположений касательно аномально высокой температуры в атмосфере по сравнению с фотосферой и хромосферой. В настоящее время известно, что энергия в корону передаётся из нижележащих слоёв. В этом процессе участвуют:
- микровспышки;
- магнитное пересоединение;
- альфвеновские волны;
- магнитные волны.
Некоторые ученые полагают, что механизм нагрева короны аналогичен такому для хроносферы. Из глубин звезды к верхним слоям поднимаются ячейки конвекции, которые проявляются в фотосфере в виде грануляций. Они служат причиной локального нарушения равновесия газа, способствуя распространению в различных направлениях акустических волн. За счёт непредсказуемого изменения скорости, температуры и плотности вещества, в котором они распространяются, хаотически меняются свойства самих волн. Таким образом могут возникать ударные волны, способствующие чрезмерному нагреву короны.
Рентгеновское излучение атмосферы Солнца
Исследования короны с поверхности Земли на сегодняшний день являются больше исключением, нежели правилом. В большинстве случаев для этих целей учёные используют рентгеновский диапазон, который невозможно увидеть с земной поверхности. Подобное обстоятельство обусловлено невероятно высокой температурой на поверхности Солнца. Более того, хромосфера и фотосфера светила практически не испускают рентгеновских лучей, а значит, не создают помех для наблюдения за солнечной атмосферой.
Оптические приборы, применяемые для проведения исследований и фотографирования рентгеновского спектра, в значительной степени отличаются от обычных. Солнечную корону не удастся наблюдать даже при наличии очень дорогого и технологичного телескопа. Это связано с тем, что инструменты, предназначенные для её изучения, должны располагаться вне пределов атмосферы Земли, например, на борту геофизической ракеты либо спутника. Так последние годы 20-го века большое количество ценных данных предоставил японский спутник Yohkoh.
Он проводил исследования атмосферы Солнца в течение 10 лет с 1991 по 2001 год. В наше столетие подобные исследования осуществлялись такими спутниками, как Трейс, Сохо, Коронос-Ф. Россия также не осталась в стороне данного вопроса, запустив свой спутник Коронос-Фотон в 2008 году. Он имеет на борту комплекс специального оборудования, включая телескоп Тесис, который позволяет получать фотографии в высоком разрешении. Это поможет разгадать большое количество загадок и ответить на вопросы касающиеся природы солнечной короны. Таким образом, физики получили современный инструмент для исследования нашего Солнца и близлежащего космоса.
Солнце — это огромная сфера раскаленных газов, которые вырабатывают колоссальную энергию и свет и делают жизнь на Земле возможной.
Этот небесный объект является самым крупным и массивным в Солнечной системе. От Земли до него расстояние составляет от 150 миллионов километров. Чтобы добраться до нас теплу и солнечному свету требуется около восьми минут. Это расстояние также именуют восемь световых минут.
Звезда, согревающая нашу землю, состоит из нескольких внешних слоев, таких как фотосфера, хромосфера и солнечная корона. Внешние слои атмосферы Солнца создают энергию на поверхности, которая пузырится и вырывается из внутренностей звезды, и определяется как солнечный свет.
Составляющие внешенего слоя Солнца
Слой, который мы видим, называется фотосферой или сферой света. Фотосфера отмечена яркими, кипящими гранулами плазмы и более темными, холодными солнечными пятнами, которые возникают, когда солнечные магнитные поля прорываются через поверхность. Пятна появляются и перемещаются по диску Солнца. Наблюдая это движение, астрономы заключили, что наше светило оборачивается вокруг своей оси. Так как Солнце не имеет твердой основы, различные области вращаются с разной скоростью. Области экватора проходят полный круг примерно за 24 дня, в то время как вращение полярных может занять более 30 дней (чтобы сделать оборот).
Что такое фотосфера?
Фотосфера также является источником солнечных вспышек: языки пламени, которые простираются сотни тысяч миль над поверхностью Солнца. Солнечные вспышки производят всплески рентгеновского, ультрафиолетового, электромагнитного излучения и радиоволн. Источником рентгеновского и радиоизлучения является непосредственно солнечная корона.
Что такое хромосфера?
Зону, окружающую фотосферу, которая является внешней оболочкой Солнца, называют хромосферой. Узкая область отделяет корону от хромосферы. Температура поднимается резко в переходной области, от нескольких тысяч градусов в хромосфере до более чем миллиона градусов в короне. Хромосфера излучает красноватое свечение, как от сгорания перегретого водорода. Но красный обод можно увидеть только во время затмения. В другое время свет от хромосферы, как правило, слишком слабый, чтобы увидеть его на фоне яркой фотосферы. Плотность плазмы падает быстро, через область перехода движется вверх от хромосферы к короне.
Что такое солнечная корона? Описание
Астрономы неустанно проводят исследования загадки, которую таит в себе солнечная корона. Что она из себя представляет?
Из чего состоит корона?
Материал, из которого образуется солнечная корона, является чрезвычайно горячим, состоящим из разреженной плазмы. Температура внутри короны более миллиона градусов, на удивление, гораздо выше, чем температура на поверхности Солнца, которая составляет около 5500 °C. Давление и плотность короны, намного ниже, чем в атмосфере Земли.
Яркость и интересные факты
Солнечная поверхность слишком яркая и, как правило, нашему зрению недоступна ее солнечная атмосфера, корона Солнца тоже не видна невооруженным глазом. Внешний слой атмосферы очень тонкий и слабый, поэтому его можно увидеть только с Земли в то время когда происходит солнечное затмение или при помощи специального телескопа-коронографа, который имитирует затмение, покрывая яркий солнечный диск. Некоторые коронографы используют наземные телескопы, другие проводятся на спутниках.
Яркость солнечной короны в рентгеновских лучах происходит из-за его огромной температуры. С другой стороны, солнечная фотосфера излучает очень мало рентгеновских лучей. Это позволяет просматривать корону по диску Солнца, когда мы наблюдаем его в рентгеновских лучах. Для этого используется специальная оптика, которая позволяет видеть рентгеновские лучи. В начале 70-х годов первая космическая станция США Скайлэб использовала рентгеновский телескоп, при помощи которого были отчетливо видны солнечная корона и солнечные пятна или дыры впервые. В течение последнего десятилетия было предоставлено огромное количество информации и изображений на короне Солнца. При помощи спутников солнечная корона становится более доступной для проведения новых и интересных наблюдений Солнца, его особенностей и динамичного характера.
Температура Солнца
Хотя внутренняя структура солнечного ядра скрыта от прямых наблюдений, можно сделать вывод, с использованием различных моделей, что максимальная температура внутри нашей звезды составляет около 16 миллионов градусов (по Цельсию). Фотосфера — видимая поверхность Солнца - имеет температуру около 6000 градусов по Цельсию, однако она увеличивается очень резко от 6000 градусов до нескольких миллионов градусов в короне, в районе 500 километров над фотосферой.
Солнце горячее на внутренней стороне, чем на внешней стороне. Тем не менее, наружная атмосфера Солнца, короны, действительно горячее, чем фотосферы.
В конце тридцатых годов Гротриан (1939) и Эдлен обнаружили, что странные спектральные линии, наблюдаемые в спектре солнечной короны, излучаются элементами, такими как железо (Fe), кальций (Са) и никель (Ni) в очень высоких стадиях ионизации. Они пришли к выводу, что корональный газ сильно нагревается с температурой более 1 миллиона градусов.
Вопрос о том, почему солнечная корона настолько горяча, остается одной из самых захватывающих головоломок астрономии за последние 60 лет. Однозначного ответа на этот вопрос пока нет.
Хотя солнечная корона несоизмеримо горяча, она также имеет очень низкую плотность. Таким образом, лишь небольшая часть от общего солнечного излучения требуется для подпитки короны. Суммарная мощность, излучаемая в рентгеновских лучах, составляет лишь около одной миллионной полной светимости Солнца. Важный вопрос заключается в том, как транспортируется энергия до короны и какой механизм отвечает за транспорт.
Механизмы питания солнечной короны
На протяжении многих лет было предложено несколько различных механизмов питания короны:
Быстрые и медленные магнито-акустические волны тел.
Альфвеновские тела волны.
Медленная и быстрая магнито-акустические поверхностные волны.
Ток (или магнитное поле) - рассеивание.
Потоки частиц и магнитного потока.
Эти механизмы были проверены как теоретически, так и экспериментально и на сегодняшний день только акустические волны были исключены.
Пока что еще не изучено, где заканчивается верхняя граница короны. Земля и другие планеты Солнечной системы располагаются внутри короны. Оптическое излучение короны наблюдается на 10—20 радиусов Солнца (десятки миллионов километров) и объединяется с явлением зодиакального света.
Магнитный ковер Солнечной короны
Наблюдения с высоким пространственным разрешением показывают, что поверхность Солнца покрыта слабыми магнитными полями, сосредоточенными на небольших участках противоположной полярности (магнит ковра). Эти магнитные концентрации, как полагают, являются основными точками отдельных магнитных трубок, несущих электрический ток.
Может ли Солнце погаснуть?
Корона Солнца - внешняя часть атмосферы нашего светила. Она и самая протяжённая. Её можно с успехом наблюдать во время немногочисленных полных затмений. Тогда наш Луна закрывает собой весь солнечный диск и корона в виде яркого ореола становится видна для обозрения. Вся атмосфера звезды очень неоднородна, это касается и короны. В структуре короны встречаются дыры, протуберанцы и петли. Их размеры, конфигурация и структура постоянно меняется на протяжении циклов активности Солнца. Ниже расположена схема строения Солнца со слоями.
Графическое представление слоев Солнца
Линии излучения короны Солнца
Ранние исследования учёных и астрономов-любителей солнечного спектра выявили множество различных линий и излучений, которые трудно было с чем-то сопоставить. Известные химические элементы не давали таких линий при спектральном анализе. Некоторыми было высказано мнение о существовании неизвестных земной науке веществ, присутствующих в составе звезды. Вещество получило своё название – короний.
Элемент пытались открыть, пока не обратили внимание на температуру солнечной короны. Её значение превысило 1 миллион градусов по Цельсию. Такая температура вызывает полную ионизацию находящихся в составе атмосферы веществ: водорода и гелия. Они теряют свои электроны и не могут излучать в привычном спектре. Поэтому на фоне ионизации видимая часть излучения становится характерна для редких элементов, непривычных для основного состава звезды. Начинают выделяться линии ионизированного железа и кальция. Соединение их спектров и дало неизвестный короний, доводивший до исступления учёных.
Корону Солнца удобно наблюдать при солнечном затмении
Сейчас же для наблюдения за короной Солнца не нужно долго ждать следующего полного затмения. Существуют новые инструменты для исследования короны (коронографы), которые в любой момент закрывают солнечный диск специальными заслонками и дают возможность изучать атмосферу нашего светила. Кроме того, на нашем сайте можно найти множество фото солнечной короны в различных фильтрах.
Корона Солнца в рентгеновском излучении
Исследования короны Солнца с земли в видимом диапазоне являются сегодня исключением. Всё изучение учёными перешло в рентгеновский диапазон, невидимый с поверхности Земли. Это вызвано очень высокой температурой на поверхности звезды. Кроме того, фотосфера и хромосфера Солнца не производят почти рентгеновских лучей и не мешают своими излучениями учёным для наблюдения и изучения короны.
Именно так выглядит корона Солнца в рентгеновском излучении
Оптика для исследования и фотографирования рентгеновского спектра значительно отличается от обычной. У вас не получится наблюдать за звездной короной, даже если купите самый дорогой телескоп. Дело в том, что пригодный для изучения короны инструмент должен находиться за пределами нашей земной атмосферы - на борту спутника или геофизической ракеты. В конце прошлого века очень много полезной информации дал японский спутник Yohkoh. Его исследование короны проходило с 1991 по 2001 год. В нашем веке занимались изучением короны в рентгеновском спектре спутники: Коронас-Ф, Сохо и Трейс. Российский Коронас-Фотон выведен на земную орбиту в 2008 году. На его борту имеется комплекс оборудования с телескопом Тесис для получения фотографий высокого разрешения. Они помогут разрешить много загадок и дать ответы на природу нашего светила и его короны. Учёные-физики получили отличный инструмент для исследования ближайшей звезды и космоса.
Солнечная корона. Полное солнечное затмение 2019, долина Эльки. Чили. Учитывая период минимальной солнечной активности, можно увидеть в неподвижности короны магнитные поля северной и южной осей Солнца.
Солнечная корона — это самый внешний слой Солнца , он состоит из плазмы и простирается на миллион километров от своего происхождения над хромосферой . Его можно наблюдать с Земли во время полного солнечного затмения или с помощью таких устройств, как коронограф . Плотность солнечной короны в миллиард раз ниже плотности земной атмосферы на уровне моря, а ее температура составляет 10 6 Кельвинов . [ 1 ]
Все структурные детали короны обусловлены магнитным полем Солнца .
Солнечная корона
Это самая внешняя часть его атмосферы , протяженностью почти 1 000 000 км. Хотя он имеет высокую температуру почти в 2 000 000 градусов, мы можем наблюдать его только в том случае, если полностью скроем солнечный диск, который в миллиард раз интенсивнее. Это затмение происходит во время солнечных затмений.
Бенгт Эдлен , следуя работе Гротриана (1939), впервые идентифицировал корональные спектральные линии в 1940 г. (наблюдаемые с 1869 г.) как переходы низких метастабильных уровней высокоионизированной металлической конфигурации (зеленая линия Fe-XIV до 5303 Å, но также красная линия Fe-X на 6374 Å). Эти высокие степени ионизации указывают на температуру плазмы более 1 000 000 Кельвинов , [ 1 ] намного горячее, чем поверхность Солнца.
Физические характеристики
Корона Солнца намного горячее (в 150-450 раз), чем видимая поверхность Солнца: средняя температура фотосферы составляет 5800 кельвинов по сравнению с короной от одного до трех миллионов кельвинов. Корона в 10-12 раз плотнее фотосферы и поэтому производит около миллионной доли видимого света. Корона отделена от фотосферы относительно неглубокой хромосферой. Точный механизм нагрева короны до сих пор является предметом споров, но возможные варианты включают индукцию магнитным полем Солнца и магнитогидродинамическими волнами . снизу. Внешние края солнечной короны постоянно уносятся открытым магнитным потоком и порождают солнечный ветер.
Корона не всегда равномерно распределена по поверхности Солнца, в периоды молчания корона более или менее приурочена к экваториальным областям, а корональные дыры охватывают полярные области. Однако в периоды активности Солнца корона равномерно распределяется по экваториальным и полярным областям, хотя она более заметна в районах с пятнистой активностью. Солнечный цикл длится примерно 11 лет, от солнечного минимума до следующего минимума. Поскольку солнечное магнитное поле постоянно закручивается из-за более быстрого вращения массы на солнечном экваторе (дифференциальное вращение), активность солнечных пятен будет наиболее выражена в период солнечного максимума, когда магнитное поле наиболее искривлено. С солнечными пятнами связаны корональные петли,петли магнитного потока, возникающие из недр Солнца. Магнитный поток отталкивает более горячую фотосферу в сторону, обнажая более холодную плазму внизу, создавая относительно темные солнечные пятна.
Поскольку корона была получена с высоким разрешением в рентгеновском диапазоне спектра спутником Skylab в 1973 году, а затем Yohkoh и другими последующими космическими приборами, структура короны оказалась весьма разнообразной и сложной: различные зоны были немедленно классифицированы в корональном диске. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] Астрономы часто выделяют несколько областей, [ 6 ] как описано ниже.
Активные регионы
Активные области представляют собой наборы петлевых структур, соединяющих точки противоположной магнитной полярности в фотосфере , так называемые корональные петли. Обычно они распределяются в двух зонах активности, параллельных солнечному экватору. Средняя температура составляет от двух до четырех миллионов кельвинов , а плотность колеблется от 109 до 1010 частиц на см³.
Корональные связи
Корональные петли являются основными структурами магнитной солнечной короны. Эти петли являются родственниками замкнутого магнитного потока открытого магнитного потока, который можно найти в области корональной (полярной) дыры и солнечного ветра. Петли магнитного потока выходят из тела Солнца и заполняются горячей солнечной плазмой. [ 8 ] Из-за повышенной магнитной активности в этих областях корональной петли корональные петли часто могут быть предшественниками солнечных вспышек и корональных выбросов массы (CME).
Солнечная плазма, питающая эти структуры, нагревается от менее чем 6000 К до более чем 10 6 К от фотосферы, через переходную область и в короне. Солнечная плазма часто заполняет эти петли из одной точки и стекает в другую, называемую опорными точками (сифонный поток из-за разницы давлений [ 9 ] или асимметричный поток из-за какого-либо другого проводника).
Когда плазма поднимается от точек основания к вершине петли, что всегда происходит в начальной фазе компактной вспышки, это определяется как хромосферное испарение. Когда плазма быстро остывает и попадает в фотосферу, это называется хромосферной конденсацией. Также может быть симметричный поток из обеих точек основания петли, вызывающий накопление массы в структуре петли. Плазма может быстро остывать в этой области (из-за тепловой нестабильности), в своих темных нитях или в выпуклостях на краю Солнца.
Корональные петли могут иметь время жизни порядка секунд (в случае вспышек), минут, часов или дней. Там, где существует баланс между источниками и поглотителями энергии связи, корональные связи могут сохраняться в течение длительного периода времени и известны как устойчивое состояние или покоящиеся корональные связи. ( пример ).
Корональные петли очень важны для нашего понимания текущей проблемы нагрева короны. Корональные петли представляют собой сильно радиальные источники плазмы, и поэтому их легко наблюдать с помощью таких инструментов, как TRACE . Объяснение проблемы нагрева короны остается, поскольку эти структуры наблюдаются на расстоянии, где присутствует много неясностей (т. е. вклад излучения вдоль луча зрения ). Прежде чем можно будет получить окончательный ответ, необходимы измерения на месте, но из-за высоких температур плазмы в короне измерения на месте в настоящее время невозможны. Следующая миссия NASA Solar Probe Plus он приблизится к Солнцу очень близко, что позволит проводить более прямые наблюдения.
Масштабные конструкции
Крупномасштабные структуры представляют собой очень длинные дуги, которые могут охватывать более четверти солнечного диска, но содержат менее плотную плазму, чем в корональных петлях активных областей.
Впервые они были обнаружены при наблюдении за вспышкой 8 июня 1968 г. во время полета ракеты. [ 10 ]
Крупномасштабная структура короны меняется в течение 11-летнего солнечного цикла и становится особенно простой в период минимума, когда магнитное поле Солнца имеет почти дипольную конфигурацию (плюс квадрупольная составляющая).
Взаимосвязи активной области
Взаимосвязи активных областей представляют собой дуги, соединяющие зоны противоположного магнитного поля, разных активных областей. Значительные вариации этих структур часто наблюдаются после вспышки.
Некоторые другие такие особенности — флажки-шлемы — большие корональные структуры в форме кепки с длинными заостренными шипами, которые обычно перекрывают солнечные пятна и активные области. Корональные токи считаются источниками медленного солнечного ветра. [ 11 ]
Полости нитей
Снимок сделан Обсерваторией солнечной динамики 16 октября 2010 г. Через южное полушарие Солнца видна очень длинная полость волокна.
Полости филаментов представляют собой области, которые кажутся темными на рентгеновском снимке и находятся над областями, где в хромосфере видны филаменты Hα. Впервые они были обнаружены во время двух полетов ракет в 1970 году, когда также были обнаружены корональные дыры. [ 10 ]
Полости нитей представляют собой более холодные облака газов (плазмы), подвешенные над поверхностью Солнца под действием магнитных сил. Области сильного магнитного поля на изображениях кажутся темными, потому что в них нет горячей плазмы. Фактически сумма магнитного давления и давления плазмы должна быть постоянной по всей гелиосфере, чтобы иметь равновесную конфигурацию: там, где магнитное поле максимально, плазма должна быть более холодной или менее плотной. Давление плазмы можно рассчитать с помощью уравнения состояния идеального газа , где - число плотности частиц, постоянная Больцмана и п п знак равно н К Б Т T> н К Б > Т температура плазмы. Из уравнения видно, что давление плазмы уменьшается при уменьшении температуры плазмы относительно окружающих областей или при опустошении зоны сильного магнитного поля. Тот же физический эффект делает солнечные пятна темными в фотосфере.
Яркие пятна
Яркие пятна — это небольшие активные области на солнечном диске. Яркие рентгеновские пятна впервые были обнаружены 8 апреля 1969 года во время полета ракеты. [ 10 ] Доля поверхности Солнца, покрытая яркими пятнами, меняется в зависимости от солнечного цикла. Они связаны с небольшими биполярными областями магнитного поля. Его средняя температура колеблется в пределах от 1,1x10 6 К до 3,4x10 6 К. Колебания температуры часто коррелируют с изменениями рентгеновского излучения [ 12 ] .
Корональные дыры
Корональные дыры — это полярные области, которые кажутся темными в рентгеновских лучах, поскольку они не излучают много излучения. [ 13 ] Это обширные области Солнца, где магнитное поле является униполярным и выходит в межпланетное пространство. Высокоскоростной солнечный ветер возникает в основном из этих регионов.
На УФ-изображениях корональных дыр некоторые небольшие структуры, похожие на вытянутые пузырьки, часто видны как подвешенные в солнечном ветре. Это корональные плюмы. Точнее, они представляют собой длинные тонкие ленты, исходящие из северного и южного полюсов Солнца [ 14 ] .
Спокойное солнце
Солнечные области, которые не являются частью активных областей и корональных отверстий, обычно идентифицируются как неподвижное Солнце.
Экваториальная область имеет более высокую скорость вращения, чем полярные зоны. Результатом дифференциального вращения Солнца является то, что активные области всегда возникают в двух полосах, параллельных экватору, и их протяженность увеличивается в периоды максимума солнечного цикла, а в периоды каждого минимума они почти исчезают. Поэтому безмолвное Солнце всегда совпадает с экваториальной зоной и его поверхность менее активна в период максимума солнечного цикла. Приближаясь к минимуму солнечного цикла (называемого также циклом бабочки), размер безмолвного Солнца увеличивается до тех пор, пока не покроет всю поверхность диска, за исключением некоторых ярких пятен в полушарии и полюсах, где находятся корональные дыры.
Наблюдение за короной
Проще всего наблюдать солнечную корону, когда лунный диск полностью закрывает солнечный диск. Именно в этот момент солнечная корона выходит из темноты, без помех со стороны солнечного диска. Учитывая опасность прямого наблюдения, существуют различные способы наблюдения либо с помощью оптических приборов, либо с помощью светофильтров особой светонепроницаемости.
Прямое наблюдение
Некоторые профессиональные телескопы имеют инструмент, называемый коронографом . Это металлический диск, который скрывает солнечный диск, чтобы можно было наблюдать корону. Примером такого телескопа является LASCO . Если вы хотите провести прямое наблюдение за солнцем, вы должны использовать специальные фильтры типа MYLAR .
Косвенное наблюдение
Этот вид наблюдения широко распространен среди астрономов-любителей. Он основан на отражении изображения, снятого оптическим прибором, на поверхность, так что наблюдение осуществляется косвенно, избегая прямого воздействия солнечного излучения на наши глаза.
Немного истории
В начале 20 века было высказано предположение, что эти проявления были продуктом действия нового химического элемента под названием короний . До 1930 года единственным возможным способом наблюдения короны было полное затмение Луны Солнцем. Благодаря изобретению в 1930 году гениального устройства для получения искусственных затмений , так называемых коронографов , явление солнечной короны стало более доступным для изучения.
С развитием спектроскопии в 1940 году было показано, что такое явление есть не что иное, как результат света, генерируемого набором сильно ионизированных атомов. Эдлен и де Гротриан показали, что зеленые полосы не были созданы спектром неизвестных материалов, а являются продуктом электромагнитного излучения, создаваемого сильно ионизированными атомами элементов, доступных на Земле , таких как железо . Однако до появления специализированных телескопов, таких как SOHO , не было возможности наблюдать солнечную корону во всем ее великолепии.
внешняя ссылка
- Wikimedia Commons размещает мультимедийную категорию на Solar Corona .
- Наблюдение за солнечными затмениями
- Институт астрофизики Канарских островов
- Информация и изображения солнечных корон
Читайте также: