Taç küre

Taç küre (veya Güneş tacı), Güneş atmosferinin en dış katmanıdır. Güneş'in manyetik alanı tarafından biçimlendirilen, görece sıcak ve düşük yoğunluklu bir plazma bölgesidir.

Taç küre, fotosfer (ışık küre) ile kromosferin üzerinde yer alır ve Güneş atmosferinin dış sınırına kadar uzanarak burada Güneş rüzgârı ile birleşir. Kromosfer ile taç küre, ince ve son derece dinamik bir geçiş bölgesi ile birbirinden ayrılır. Tacın Güneş rüzgârına dönüştüğü dış atmosfer sınırı, ışık kürenin yaklaşık 10 ila 20 Güneş yarıçapı üzerindeki yüksekliklerde Güneş'in etrafında düzensiz biçimli bir sınır oluşturan Alfvén yüzeyi ile tanımlanır.

Taç ışığı, dağınık gökyüzü radyasyonu ve Güneş diskinden kaynaklanan parlaklık nedeniyle genellikle gözden kaçar. Buna karşın tam Güneş tutulması sırasında çıplak gözle veya özel bir koronagraf yardımıyla kolayca gözlemlenebilir. Spektroskopik ölçümler, taç katmanında güçlü bir iyonlaşma ve Güneş yüzeyinden çok daha yüksek olacak şekilde 1.000.000 Kelvini aşan bir plazma sıcaklığı olduğunu göstermektedir.

Taç kürede uzantılar, taç küre bukleleri ve helmet streamer gibi çeşitli yapılar bulunur.

Güneş Fırtınası

2003'ün Ekim ve Kasım aylarında iki hafta boyunca, SOHO adlı uzay aracıyla videolar alınmıştır. SOHO'daki farklı aparatlar kullanılarak aynı anda resimler de alınmıştır. Magnetogram üreten MDI, Güçlü morötesi bölgede taç küre fotoğraflaması yapan EIT ve büyük açıda spektrometrik taç küre fotoğraflaması yapan LASCO.

Ek olarak, EIT, farklı sıcaklıklardaki plazma bölgelerini seçerek, farklı dalga boylarına hassas olan kendisindeki 4 filtre ile olayı videoya dönüştürebilir.

Bütün ekipmanlar fırtınayı SOHO tarafından gözlemlenen en büyük güneş aktivitesi olarak kayıtlara geçti. Belki de uzay tabanlı güneş gözlemlerinde de ilkti. Kasırga, kromosferden taç küreye kadar bütün güneş atmosferindeki plazmayı içeriyor, filmlerden de görülebildiği gibi. Taç küre SOHO ve LASCO'ya görünürdür. Taç küre fotoğraflama aletleri, Güneş'in parlak diskini kapatır. Böylece daha sönük olan taç küre görünür hale gelir. Videoları oynattıkça, Güneş'in aktif bölgelerindeki oluşumları gözlemleyebiliriz. Güneş'ten uzun akarsular gibi ışıma dışarı çıkar. Güneş rüzgarlarıyla birlikte yavaşça dalgalanır. Gözlemciye doğru fotosferden çıkan ışığı saçan yüksek yoğunluktaki serbest elektrondan dolayı parlak beyaz bölgeler görünür halde gelir. Protonlar ve diğer iyonize edilmiş atomlar da bu bölgelerde bulunur. Ancak elektronlar kadar fotonlarla etkileşime geçmedikleri için görünür değillerdir.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ Liberatore, Alessandro; Capobianco, Gerardo; Fineschi, Silvano; Massone, Giuseppe; Zangrilli, Luca; Susino, Roberto; Nicolini, Gianalfredo (March 2022). "Sky Brightness Evaluation at Concordia Station, Dome C, Antarctica, for Ground-Based Observations of the Solar Corona". Solar Physics. 297 (3): 29. arXiv:2201.00660 . Bibcode:2022SoPh..297...29L. doi:10.1007/s11207-022-01958-x. PMC 8889400 . PMID 35250102.
^ Aschwanden, Markus J. (2005). Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions. Chichester, UK: Praxis Publishing. ISBN 978-3-540-22321-4.

Varyasyon

Helyosfer

Diğer

[Liberatore2022-1] Liberatore, Alessandro; Capobianco, Gerardo; Fineschi, Silvano; Massone, Giuseppe; Zangrilli, Luca; Susino, Roberto; Nicolini, Gianalfredo (March 2022). "Sky Brightness Evaluation at Concordia Station, Dome C, Antarctica, for Ground-Based Observations of the Solar Corona". Solar Physics. 297 (3): 29. arXiv:2201.00660 . Bibcode:2022SoPh..297...29L. doi:10.1007/s11207-022-01958-x. PMC 8889400 . PMID 35250102.

[Aschwanden2005-2] Aschwanden, Markus J. (2005). Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions. Chichester, UK: Praxis Publishing. ISBN 978-3-540-22321-4.