Сонячна корона: відмінності між версіями
| [очікує на перевірку] | [очікує на перевірку] |
Вилучено вміст Додано вміст
мНемає опису редагування |
мНемає опису редагування |
||
Рядок 1:
[[Файл:Solar eclipse 1999 4.jpg|200px|thumb|right|Під час повного [[сонячне затемнення|сонячного затемнення]] сонячну корону можна побачити неозброєним [[око]]м.]]
'''Со́нячна коро́на''' — зовнішня частина [[Зоряна атмосфера|атмосфери]] [[Сонце|Сонця]], яка відстежується до відстані майже в два радіуси Сонця від сонячної фотосфери. Сонячна [[плазма (агрегатний стан)|плазма]] в цій частині має малу [[густина|густину]] й розігрівається до [[температура|температур]] у кілька [[мільйон]]ів [[Кельвін]]ів
|title=Дуже Важливе джерело
}}</ref>.
Висока температура корони зумовлює незвичайні [[спектроскопія|спектральні]] характеристики, що змусило деяких дослідників 19-го сторіччя припустити наявність в ній раніше невідомого хімічного елемента — «коронію» (спектр корони спостерігається з 1869 року). Ці спектральні характеристики пізніше були пояснені наявністю високоіонізованих атомів [[залізо|заліза]] (Fe-XIV). [[Бенгт Едлен]], по кроках праці Гротріана (1939), вперше ідентифікував спектральні лінії корони у 1940 як переходи між низькими метастабільними рівнями базових конфігурацій високоіонізованих металів (зелена лінія заліза Fe-XIV довжиною 5303 Å та червона лінія заліза Fe-X — 6374 Å). Такі високі стадії [[іонізація|іонізації]] означають температуру плазми понад 1 мільйон [[Кельвін]]ів<ref name="Aschwanden">{{cite book
| |||