Sunce – razlika između verzija

U višim slojevima sunčeve atmosfere, koroni, temperatura nastavlja rasti do 1 000 000 K. Nije sasvim jasno zbog čega se taj porast temperature događa. Pretpostavka je da ga stvaraju strujanja plina pod utjecajem magnetskog polja. Vanjski dijelovi korone stalno gube masu u obliku [[Sunčev vjetar|sunčevog vjetra]].<ref> Aschwanden M. J., 2004. "Physics of the Solar Corona. An Introduction", publisher=Praxis Publishing Ltd.</ref>

Sunčeva korona (1 – 3 000 000 K) je oko 200 puta toplija od vidljive površine Sunca ili [[fotosfera|fotosfere]] (u prosjeku 5 800 K).<ref> Vaiana, G.S., Krieger, A.S., Timothy, A.F., journal = Solar Physics, 1973.</ref> <ref> Osim toga, korona je za 1 000 000 000 000 puta rjeđa od fotosfere. Korona je odvojena od fotosfere relativno tankim slojem [[kromosfera|kromosfere]]. Pravi mehanizam kako dolazi do tolikoga grijanja korone još nije sasvim poznat, ali smatra se da je to najvjerojatnije posljedica induktivnog djelovanja Sunčevog magnetskog polja na [[plazma|plazmu]] u koroni (vidi: [[Lorentzova sila]]). Prije se smatralo da to nastaje zbog pritiska zvučnih valova iz unutrašnjosti Sunca, ali se otkrilo da i mlade zvijezde imaju koronu s jakim magnetskim poljem, pa se od te teorije sve češće odustaje. Vanjski dijelovi korone stalno odlaze sa Sunca duž otvorenih magnetskih linija u obliku [[Sunčev vjetar|Sunčevog vjetra]].

Korona nije uvijek jednoliko raspoređena po površini Sunca: za mirnog je razdoblja više ili manje raspoređena po ekvatorijalnom dijelu, s [[koronalna šupljina|koronalnim šupljinama]] na polovima. S druge strane, u vrijeme Sunčevog aktivnog razdoblja korona je jednoliko raspoređena i po ekvatorijalnim i po polarnim područjima, iako je najispupčenija u području [[Sunčeve pjege|Sunčevih pjega]]. Trajanje Sunčevog ciklusa je u prosjeku 11 godina, od Sunčevog minimuma do Sunčevog maksimuma, kada se Sunčevo magnetsko polje stalno uvija (zbog '''diferencijalne rotacije''' – različiti dijelovi Sunca se okreću različitim kutnim brzinama, ekvatorijalni pojasi se okreću brže od polova). Sunčeve pjege su aktivnije u vrijeme maksimuma Sunčevog magnetskog polja. Sa Sunčevim su pjegama povezani i [[koronalni luk]]ovi, kad se luk magnetskog polja uzdiže iz Sunčeve unutrašnjosti. Magnetski tok gura topliju fotosferu u stranu, otkrivajući “hladnije” i tamnije dijelove koje nazivamo Sunčevim pjegama.<ref> Vaiana, G.S., Tucker, W.H: "Solar X-Ray Emission in "X-Ray Astronomy" ed. by R. Giacconi and H. Gunsky, 1974.</ref><ref> Vaiana, G.S., Rosner, R.: "Recent advances in Coronae Physics", journal = Ann. Rev. Astron. Astrophysics, 1978.</ref><ref>Gibson E. G., 1973. "The Quiet Sun", publisher=National Aeronautics and Space Administration, Washington D.C.</ref>