Koróna (astronómia): Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 53 bajtov ,  pred 5 mesiacmi
pravopis, - zdvojenie informácií, utriedenie informácií
d (Lišiak premiestnil stránku Koróna na Koróna (astronómia): presun kvôli RS)
(pravopis, - zdvojenie informácií, utriedenie informácií)
 
[[Súbor:Solar_eclipse_1999_4.jpg|thumb|300px|right|Fotografia slnečnej koróny počas zatmenia Slnka vo Francúzsku v roku [[1999]]]]
 
'''Koróna''' je jasná plazmová [[slnečná atmosféra]] siahajúca milióny kilometrov do [[vesmír]]u, najľahšie viditeľná počas úplného [[Zatmenie Slnka|zatmenia Slnka]] alebo pomocou [[koronograf]]u. Od vspodnejšej [[30.vrstvy rokyslnečnej 20.atmosféry, storočia[[chromosféra|tridsiatych rokoch 20. storočiachromosféry]], saoddeľuje nakorónu základetzv. tvaru'''[[prechodová korónyoblasť]]'''. pozorovanejKoróna prije zatmeniachnajteplejšia objavilivrstva úvahy,slnečnej že koróna musí mať teplotu milióny stupňovatmosféry. TentoJe predpokladstokrát bolteplejšia o niekoľko rokov potvrdenýnež [[spektroskopia|spektroskopickyfotosféra]].
 
Od spodnejšejv vrstvy[[30. slnečnejroky atmosféry,20. [[chromosférastoročia|chromosférytridsiatych rokoch 20. storočia]], oddeľujesa korónuna tzv.základe '''[[prechodovátvaru oblasť]]'''.koróny pozorovanej pri zatmeniach objavili úvahy, že Korónakoróna jemusí najteplejšiamať vrstvateplotu slnečnejmilióny atmosférystupňov. JeTento stokrátpredpoklad teplejšiabol nežo niekoľko rokov potvrdený [[fotosféraspektroskopia|spektroskopicky]]. Príčina takejto vysokej teploty koróny dodnes nebola nájdená. Preto prúdenie tepla nastáva smerom z koróny do nižších oblastí [[Slnko|Slnka]]. Toto tepelné rozhranie, kde sa teplota náhle mení z asi milióna [[Kelvinkelvin]]ov v spodnej koróne na asi 20 000 Kelvinovkelvinov vo vrchnej chromosfére, je práve prechodová oblasť. Typická [[hustota]] častíc v koróne je 5 x 10<sup>17</sup> častíc na cm<sup>3</sup>.
 
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 [[erupcia|erupciách]]. Takéto náhle úniky hmoty sa nazývajú [[výron koronálnej hmoty|výrony koronálnej hmoty]] alebo ejekcia koronálnej hmoty (po anglicky coronal mass ejection, skratka CME). Tieto výrony majú za následok zvýšený tok častíc [[slnečný vietor|slnečného vetra]] a s tým spojené následky ako [[magnetická búrka|magnetické búrky]] alebo [[polárna žiara|polárnu žiaru]].
 
== 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 [[koronograf]]om, ktorým sa však kvôli svetlu rozptýlenému v [[zemská atmosféra|zemskej atmosfére]] nedajú pozorovať slabšie časti koróny. Účinné je pozorovanie Slnka z [[umelá družica|umelej družice]] alebo [[slnečná sonda|slnečnej sondy]] pomocou koronografu.
 
Najvýraznejšie [[spektrálna čiara|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 [[Ultrafialové žiarenie|ultrafialovej oblasti]].
 
{{Slnko}}
 
[[Kategória:Slnko]]
[[Kategória:Ultrafialové zdroje]]
[[Kategória:Röntgenové zdroje]]
12 765

úprav