![cover image](https://wikiwandv2-19431.kxcdn.com/_next/image?url=https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c7/Solar_eclipse_1999_4.jpg/640px-Solar_eclipse_1999_4.jpg&w=640&q=50)
Сонячна корона
З Вікіпедії, безкоштовно encyclopedia
Со́нячна коро́на — зовнішня частина атмосфери Сонця, яка відстежується до відстані майже в два радіуси Сонця від сонячної фотосфери. Сонячна плазма в цій частині має малу густину й розігрівається до температур у кілька мільйонів Кельвінів.
![Thumb image](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c7/Solar_eclipse_1999_4.jpg/640px-Solar_eclipse_1999_4.jpg)
Висока температура корони зумовлює незвичайні 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 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 іонізації означають температуру плазми понад 1 мільйон Кельвінів[1], що значно гарячіше температури поверхні Сонця.
Яскравість корони значно менша від яскравості поверхні Сонця та походить з трьох основних джерел, які всі займають один просторовий об'єм. K-корона (K від нім. kontinuierlich, «продовжувана») створена сонячним світлом, відбитим від вільних електронів; Доплерівське розширення відбитих фотосферичних ліній поглинання настільки сильно їх розширює, що повністю їх ховає, створюючи враження спектру без ліній поглинання. F-корона (F від Фраунгофер) створена сонячним світлом, відбитим від часточок пилу, і її можна спостерігати, бо її світло містить лінії поглинання Фраунгофера, які видимі у звичайному світлі; F-корона простягається до дуже високих кутів елонгації від Сонця, на яких вона отримала назву зодіакальне світло. E-корона (E від «емісія») є наслідком ліній спектральної емісії, які створюються іонами корональної плазми; її можна спостерігати у широких або заборонених або гарячих емісійних лініях, що є основним джерелом інформації про хімічний склад корони[2].