Тя се състои от същите химични елементи като фотосферата вещество, и в същите пропорции и се различава много по-висока степен на йонизация. Преходът от короната хромосферата много остър: повишена плазмена кинетична температура от 10 4 до 10 5 К възниква през само около двестаKm. Ето защо, ако хромосферата метални атоми, водород и в частност, хелий лишени от само един от външната електрон, короната е пълното им йонизация, и ядрата на тежки атоми губят електрони на две или три външни електронни черупки. Причината за високата температура и силна йонизация на плазмата се нагрява до температура от своя материал повече от един милион градуса Келвин от енергията на електрически ток, свързани с движението на слънчевата атмосфера слънчеви магнитни полета. Наличието на тези полета могат да бъдат директно съди по външния вид на корона по време на пълно слънчево затъмнение, когато тя има типичната лъчиста структура. С космическия кораб имиджа си редовно предава на Земята и е на разположение на "Интернет". Когато петна и други форми на активност на Слънцето много, коронални лъчи дълга, права и са насочени по протежение на радиуса. 2-3 години преди слънчевия минимум те се огъват на слънчевата екватора. Crown простира до десетки слънчеви радиуса, постепенно навлиза в слънчевия вятър. Тя има сравнително малки и постепенни промени в температурата, поради високата топлопроводимост на гореща дейонизирана газ. В неизкривените ( "тихи") региони на слънчевата атмосфера корона на нагрява до температура от 1-2 милиона градуса по Келвин и преди слънчеви активните региони -. До няколко милиона градуса по Келвин .. Плазмените съдържа много короната на свободни електрони, възникващи по време на йонизация на водородни атоми, хелий и други химични елементи. Като цяло, във всяка от своя кубичен сантиметър е около сто милиона от заредени частици при средна температура в 1 Mill. Келвини (коронарната плазма). Това е няколко стотин милиарда пъти по-малък от броя на молекулите в същия обем въздух на повърхността. Само на 300-400 км височина в атмосферата се постига същата плътност като в короната.
слънчевата радио
Както и в видимите лъчи, слънцето е най-яркият обект в пространството небе в обхвата на радио вълни. Въпреки това, слънчева енергия в радиото милион пъти по-малък от видима светлина. Независимо от това, радио поток, например, УКВ вълни е същата като тази на тялото загрява до температура от 6000 К, както за видимото излъчване от слънцето, а около един милион градуса по Келвин. Това означава, че това радио емисиите от Слънцето не принадлежи около Слънцето, а само най-външните слоеве на атмосферата й - корона. В обхвата на сантиметър температура е значително по-малко - десетки хиляди градуса по Келвин, което съответства на радиация хромосфера. т.е. слой на слънчевата атмосфера между фотосферата и короната. В резултат на това измерване на емисиите на слънчева радио с различни честоти да ни позволи да се проследи промяната в температурата с височина по време на слънчевата атмосфера.
Главната особеност на емисиите на слънчевия радио е силната си променливост по отношение на мощността, както и на групата, поради проявите на слънчевата активност.
Промените в емисиите слънчева радио три основни компонента: главния (излъчване на тихо Слънцето), на бавно (за дни) и бързи (кратки импулси). Радио емисиите от "тихо" слънце - това е най-ниското си ниво, на което тя не разполага петна, сигнални ракети и други активни субекти. Бавно различна компонент е свързан с допълнителен радио излъчване на активните региони на слънцето (слънчеви петна, факли, ракети, издатини и други подобни), промяна в рамките на няколко дни или седмици. Wavelets - радио слънце върхове потоци, причинени експлозии в неговата атмосфера (протуберанси). Продължителността на импулси е от фракции от секунди до няколко часа. Те са разнообразни по форма и обхват на радиовълните, които се проявяват. По своята същност, удари се разделят на отделни видове (или класове) от явления. Слънчеви радио поредици съдържат информация за свойствата на плазмата в слънчевата атмосфера, магнитни полета и ускоряване механизми него на йони и електрони. слънчеви радио измервания позволяват да се определи температурата и плътността на различни дълбочини на слънчевата атмосфера, да се проучи структурата и ролята на магнитните полета на Слънцето. Радиотелескопи Ви позволяват да измервате времеви промени в силата на радио емисии на различни дължини на вълните и да получат изображения на слънцето в радиовълни. Radiopotokov наблюдава колебания от "шипове" в хилядни от секундата и много по-бавно радио поредици за около час и минути.
Интензивността на полученото радиото характеризират степента на температурата на яркост. Този параметър характеризира спектралната плътност радиация поток на органите с непрекъснат спектър. Температурата на яркост е абсолютно черно тяло на същите размери като ъглови излъчващия тялото, и разрешаване на същата радиация поток при дадена дължина на вълната. Като цяло, температура на яркост определя от формула Планк.
Радиотелескопи. Най-простият радио телескопа за слънчеви наблюдения се състои от параболично огледало, което прилича по форма на чиния или чиния. Цялата енергия на радиовълни, като чиния събират, отразена от него и влиза вълна във фокуса на огледалото, чрез които се събират радиовълните достига входа на приемника, където тя се усилва и се записва в паметта на компютър или друго устройство за запис. Ако размерът на антената 1-3 метра, които тя получава радиация от целия слънчев диск в същото време. Такива радиотелескопи, използвани за задачи Sun информационно обслужване, т.е. да се следи развитието на дейността си. Ако искаме да радиовълни, за да "виждат" на формация в слънчевата атмосфера (спот, светкавица, известност и т.н.), че е необходимо, че решаването на (телескоп) инструментът предлага решения за слънчевите части на един и същ размер, които са достъпни за невъоръженото човешко око , В този случай, размерът на огледалото трябва да достигне около 3000 дължини на вълните. Това е доста голяма стойност. За да се постигне зрителната острота напреднал оптичен телескоп, радиотелескоп размер антена трябва да бъде дори 100 пъти повече. Тези задачи са на разположение модерна технология, но те се решават съвместно от множество антени, разделени от значително разстояние в режим на радио интерферометър. Типичен пример за такъв инструмент е сибирски слънчева радиотелескоп (SSRT), който се състои от антена 256 с диаметър от около 2 m всяка. Тези антени са разположени напречно по две взаимно перпендикулярни посоки (Запад Изток и Север-Юг). Под са тунели, които с помощта на метални тръби, вълноводи сигнали от всички антени се обобщават и записани от компютър. SSRT - специализиран слънчевата радиотелескоп предназначен за изучаване на слънчевата активност в микровълновия диапазон (5,7 GHz), където процесите, които протичат в слънчевата корона, видими наблюдения на територията на слънчевия диск. SSRT чувствителност позволява да наблюдавате активните региони във всички етапи на тяхното развитие на радиационния фон на невъзмутим слънчевата атмосфера. За радио изображения слабите части в слънчевата атмосфера натрупване сигнал се използват за пълно приемане банда радио телескоп. Бързо променлив вълни на светлината регистрирана на добавката линейни интерферометри съдържащи SSRT. Поетапното въвеждане на радиотелескопа в действие стартира през пролетта на 1981 г. и е завършен през 1984 година.
Свързани статии