¿Son los agujeros coronales más fríos que su entorno?
Cuando el campo magnético del Sol se abre al espacio interplanetario, aparecen agujeros coronales más fríos que su entorno. En cambio, las imágenes de rayos X y ultravioleta muestran áreas brillantes cuando el campo magnético del sol forma un arco. El punto más brillante suele estar situado en la punta del anillo magnético o cúpula. La temperatura de la corona es de 1 millón de grados Celsius y la densidad numérica de partículas es 1015/m3. A altas temperaturas, átomos como el hidrógeno y el helio se ionizan en protones cargados positivamente, núcleos de helio y electrones libres cargados negativamente. Estas partículas cargadas se mueven tan rápido que las partículas cargadas continuamente se liberan de la atadura gravitacional del sol y se disparan hacia los confines del sol. Crear viento solar. La corona emite menos luz que la cromosfera. La corona está compuesta principalmente por electrones libres de alta velocidad, protones e iones altamente ionizados (plasma). La densidad del material es inferior a 2×10-12 kg/m3 y la temperatura alcanza 1,5×106~2,5×106K. Debido a la alta temperatura y la baja densidad de la corona, su radiación es muy débil y se encuentra en un estado de equilibrio termodinámico no local. Además de la radiación de luz visible, también existen la radiación de radio, los rayos X, la radiación ultravioleta, la radiación ultravioleta lejana y las líneas de emisión de iones altamente ionizados (es decir, la radiación solar). cierre de emergencia por coronavirus). La corona de luz blanca tiene tres componentes: ①K corona. Espectro continuo fotosférico disperso por electrones libres dentro de 2,3 radios solares. ② Corona F. Más allá de 2,3 radios solares, la luz de las fotosferas dispersadas por partículas de polvo interplanetario en el plano de la eclíptica tiene líneas de Fraunhofer en su espectro; la corona F también se conoce como "luz zodiacal interior". ③E corona. También conocida como L-corona, es la línea de luz emitida por los iones de gas en la corona. La intensidad del campo magnético de la corona es de aproximadamente 1/10000-1/100 Tesla y disminuye al aumentar la distancia desde la superficie del sol.
¿Cómo se produce la radiación en la corona?
La radiación coronal se produce en un estado de equilibrio dinámico térmico no local, bajo las siguientes circunstancias: (1) Los electrones libres en el gas coronal dispersan la radiación fotosférica, es decir, la corona de luz blanca. ② Cuando los electrones chocan con protones, partículas alfa y diversos iones pesados en movimiento térmico, se produce radiación Bremsstrahlung. ③ La transición prohibida de iones metaestables es la fuente de la línea coronal prohibida. ④ Cuando los electrones se mueven en un campo magnético, producen radiación ciclotrón o radiación sincrotrón. Este proceso es importante para producir radiación de longitud de onda más larga, como las ondas de radio, a partir de la corona. ⑤ Procesos como las oscilaciones electrostáticas y las ondas de Alfven en el plasma coronal también producen radiación. La radiación continua en la banda de luz visible de la corona es el resultado de que el material coronal dispersa la radiación continua de la fotosfera, por lo que la distribución de energía del espectro continuo coronal es muy similar a la distribución de energía de la fotosfera. La luz de la corona de luz blanca se puede dividir en: corona K, corona F, corona E (a veces llamada corona L). Los rayos ultravioleta lejanos y los rayos X del espectro solar se producen principalmente en la corona. La temperatura de la fotosfera es relativamente baja y la radiación en estas dos bandas es mucho menos intensa que la de la corona. Para evitar interferencias de la radiación fotosférica, a menudo se utilizan longitudes de onda de rayos X y ultravioleta lejano para tomar imágenes de la corona. Representa una imagen de la corona solar tomada con rayos X. Comparando imágenes monocromáticas en la banda visible con aquellas en el ultravioleta lejano y los rayos X, se puede estudiar el estado físico de la atmósfera solar en diferentes niveles.