Corona solara

La corona solara es la partida de l'atmosfèra del Solelh situada al delà de la cromosfèra e que s'espandís sus de milions de quilomètres se diluissent dins l'espaci.

Corona solara visibla en França pendent l'eclipsi totala de 1999

Proprietats fisicas

La temperatura de la corona es plan fòrça nauta: en contraste amb los 5 770 K de la surperfícia solara e los 7 000 K de la cromosfèra (una sisa prima que destria la fotosfèra de la corona), atenh de un a tres milions de gras.

Los mecanismes necessàris per caufer la corona solara foguèron longtemps atribuits a la preséncia de boclas de camp magnetic, nomenadas « boclas coronalas ». Aquestas bocles passa pels pòls del Solelh e s'estiran mejans la corona solara. An la capacitat de liberar de grandas quantitats d’energia, çò que fa que tenon un cèrt ròtle dins lo caufatge de la corona solara.

Al començament de las annadas 2010, d'observacions obtengudas pel satellit japonés Hinode mòstran que lo ròtle de las boclas coronalas dins lo caufatge de la corona solara es pas determinant. Segon una publicacion d'astrofisicians de l'universitat Columbia, lo caufatge de la corona solara seriá lo resultat de las ondas d’Alfvén, d'autras ondas electromagneticas emisas pel Solelh.

D'autre costat, la corona solara es constituida de gas fortament ionizat, o plasma, d'una densitat fòrta flaca (unes 10¹² còps mens dens que la fotosfèra). De fach de sa temperatura nauta, aquesta plasma edmet per exemple del rai dins l'extrèm-ultraviolet.

Aquesta corona es divisida en doas sisas: la corona K e la corona F. La corona K per kontinuierliche Korona (corona continua) ten sa luminositat de la difusion Thomson. La corona F per corona Fraunhofer es subretot enlusida segon l'espèctre de las raias de Fraunhofer. Comme la luminosité de la couronne K diminue avec l'élongation, la luminosité de la couronne F devient dominante à partir d'une élongation d'environ quatre rayons solaires. La lumière zodiacale est une manifestation aisément observable de la couronne F.

Metòdes d'observacion

Dins la partida visibla de l'espèctre electromagnetic, la corona pòt pas èsser observada sonque pendent d'eclipsis totalas de Solelh o utilizant un coronograf, que son rai atenh pas pus qu'un milionen d'aquesta de la fotosfèra dins aqueste domèni de longor d'onda. A causa de son radiacion dins l'extrèmaultraviolet (EUV); es possible de l'observar en permanéncia amn d'instruments embarcats sus satellits.

La radioastronomia permet tanben l'estudi de la corona mesurant las ondas radio qu'emet. Quitament se la relacion Frequéncia radio/altitud dins la corona solara es pas simple (dependéncia a la densitat electronica): primièra aproximacion, mai frequéncia d'observacion es nauta, mai sèm pròche de la superfícia del Solelh. D'observacions a unas desenas de MHz (domèni decametric) permeton d'observar la nauta corona, al delà de 1/2 rai solar d'altitud (> 350 000 km). Dins la gama de la centena de MHz (domèni metric), s'obsèrva de regions entre 0,1 e 0,4 rais solars d'altitud (de 70 000 a 280 000 km). En centimetric, sèm pròche de la superfícia.

Autras estelas

Las estelas autras que lo Solelh pòdon tanben desvelopar una corona. Sovent detectadas mercé a d'observacions per satellit dins lo domèni X, son associadas a la preséncia de camps magnetics. Per unas classas d'estelas, subretot las estelas jovas per que produccion d'un camp magnetic es subretot eficaç (a causa de lor rotacion rapida), l'emission coronala pòt èsser fòrça mai intensa que sul Solelh.