Promieniowanie Słońca
 
[ 1 ]    [ 2 ]    [ 3 ]

Promieniowanie korony słonecznej zawiera trzy podstawowe składniki. Składowa K (od kontinuum), stanowiąca widmo ciągłe, powstaje na skutek rozpraszania promieniowania słonecznego na swobodnych elektronach. Jest to dominujący składnik światła białawej otoczki, rozciągającej się do odległości 2-3 R od środka Słońca. Składowa F (od nazwiska Fraunhofera) powstaje w jeszcze dalszych obszarach na skutek rozpraszania światła fotosfery na ziarnach pyłu międzyplanetarnego. Tworzy słabe tło promieniowania, rozciągające się aż do orbity Ziemi, które można zaobserwować w bardzo pogodne noce, tuż przed wschodem lub tuż po zachodzie Słońca, w postaci światła zodiakalnego, widocznego wzdłuż ekliptyki. Rozpraszane w koronie widmo ciągłe fotosfery tylko nieznacznie zmienia swój rozkład. Natomiast linie widmowe stają się zupełnie nierozpoznawalne w składowej K, gdyż olbrzymie prędkości elektronów rozpraszających światło powodują duże przesunięcia dopplerowskie, zwiększające szerokość linii kilkaset razy. Prędkości termiczne rozpraszającego pyłu są bardzo małe, dzięki czemu widmo liniowe w składowej F jest dość wierną kopią widma Fraunhofera powstającego w fotosferze.

Korona świeci nie tylko światłem rozproszonym, lecz także emituje własne promieniowanie, charakterystyczne dla gazu o wysokiej temperaturze. Emisja ta składa się głównie z linii widmowych wysoko zjonizowanych atomów: tlenu (O), magnezu (Mg), krzemu (Si), wapnia (Ca) i żelaza (Fe), tworzących trzecią składową promieniowania korony - składową L, oraz z widma ciągłego promieniowania radiowego, mającego duże natężenie na falach decymetrowych i metrowych. Większość linii jest emitowanych w dalekim nadfiolecie i miękkim promieniowaniu rentgenowskim (100-2,5 nm), lecz niektóre linie (odpowiadające mało prawdopodobnym przejściom wzbronionym) leżą w zakresie widzialnym. Najintensywniejszymi są linie: Fe XIV (530,29 nm), Ca XV (569,45 nm) i Fe X (637,45 nm), które formują się w wewnętrznych obszarach korony. Obserwacje prowadzone w tych długościach fal dają obrazy tzw. monochromatycznej korony zielonej, żółtej i czerwonej.

Widmo ciągłe korony Słońca spokojnego (nie przejawiającego aktywności magnetycznej) ma charakter promieniowania termicznego gazu o temperaturze rzędu miliona stopni. Rozkład energii takiego promieniowania osiąga maksimum w zakresie rentgenowskim. Jednakże w tym obszarze widma zdecydowanie dominuje składowa L korony, a zatem ciągłe promieniowanie termiczne można zaniedbać w porównaniu z emisją w liniach widmowych. Natomiast długofalowa część rozkładu stanowi główny składnik promieniowania radiowego Słońca spokojnego.

>>> Korona słoneczna w promieniach Roentgena. Widać jaśniejsze obszary silnego pola magnetycznego i ciemne dziury koronalne. Fot. PhotoDisc.

Korona obserwowana w zakresie rentgenowskim i radiowym staje się coraz bardziej niejednorodna ze wzrostem aktywności Słońca. Emisja promieni X jest silnie zlokalizowana w obszarach magnetycznych. Na tarczy słonecznej najjaśniejsze obszary pokrywają się z obszarami aktywnymi, wskazując wynurzające się w fotosferze duże sznury pola magnetycznego. W każdej chwili tarcza Słońca pokryta jest setkami niewielkich jasnych, izolowanych punktów, które żyją najwyżej kilka godzin. Są to małe pętle magnetyczne, wyłaniające się z fotosfery. Rentgenowskie obrazy brzegu tarczy ujawniają rozkład pola magnetycznego również w wyższych warstwach korony. Tworzy ono tam pętle koronalne (często widoczne również w linii H), których liczba i rozmiary zależą od intensywności zjawisk magnetycznych zachodzących w otoczeniu. Ogólnie rzecz biorąc, obszary aktywne, w których linie sił pola magnetycznego tworzą pętle zamykające się niezbyt wysoko w koronie, są gorętsze i świecą jaśniej. Na obrazach rentgenowskich Słońca pojawiają się również duże ciemne obszary. Są to dziury koronalne - obszary o otwartych liniach sił, powstających wówczas, gdy pole magnetyczne jest unoszone daleko w Układ Słoneczny. W obszarach tych gaz nie jest utrzymywany nisko w koronie przez pętle magnetyczne i może wypływać swobodniej. Temperatura i gęstość w dziurach koronalnych są mniejsze niż w zamkniętych pętlach, toteż w promieniowaniu rentgenowskim pojawiają się w postaci ciemnych plam na tarczy lub ciemniejszych kolumn w koronie widzianej na tle nieba.

Promieniowanie radiowe Słońca wykazuje silną zależność długości fali od wysokości w koronie: dłuższe fale pochodzą z wyższych warstw o mniejszej gęstości gazu. Tarcza Słońca obserwowana na falach radiowych jest większa od tarczy w świetle widzialnym, a jej średnica zwiększa się ze wzrostem długości fali. Słońce jest najmniejsze w zakresie fal centymetrowych ze względu na zjawisko pojaśnienia brzegowego, co odzwierciedla wzrost temperatury w warstwie przejściowej. Na stałą i słabą emisję radiową Słońca spokojnego nakładają się zmienne w czasie i przestrzeni źródła związane z rozmaitymi przejawami aktywności. Każde centrum aktywności jest obszarem zwiększonej emisji radiowej na tarczy słonecznej. W koronie źródła takie stanowią kondensacje gazu w pętlach i łukach koronalnych. Są tutaj bardziej rozmyte i nie tak wyraźnie zlokalizowane jak w fotosferze i chromosferze. Rozbłyski powodują charakterystyczny dryf intensywnej emisji radiowej w kierunku coraz dłuższych fal, w miarę jak zaburzenie wznosi się coraz wyżej w koronie. W odległości 1 j.a. mogą być źródłem fal kilometrowej długości.

Oprócz promieniowania elektromagnetycznego Słońce emituje promieniowanie korpuskularne w postaci wiatru słonecznego, którego prędkość i gęstość również silnie zależą od zachodzących w atmosferze zjawisk związanych z aktywnością magnetyczną; oraz strumień neutrin, powstający podczas reakcji termojądrowych, które zachodzą we wnętrzu Słońca.

Krzysztof Jahn
 
[ 1 ]    [ 2 ]    [ 3 ]