Diferencia entre revisiones de «Corona solar»

1065 bytes añadidos ,  hace 4 años
Se trata de la parte más externa de su [[atmósfera]], con casi 1.000.000 de km. Aunque tenga una elevada temperatura de casi 2.000.000 grados, solo la podemos observar si ocultamos completamente el disco solar, que es mil millones de veces más intensa. Esta ocultación se produce en los eclipses solares.
 
[[Bengt Edlén]], siguiendo el trabajo de [[Grotrian]] (1939), identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como las transiciones de niveles]] metaestables bajos de la configuración de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV a 5303 Å, sino también la línea roja Fe-X a 6374 Å). Estos altos grados de ionización indican una temperatura del plasma de más de 1.000.000 kelvin, mucho más caliente que la superficie del Sol.
 
La luz de la corona proviene de tres fuentes primarias, del mismo volumen de espacio. El K-corona (K para kontinuierlich, "continuo" en alemán) es creado por la luz solar que dispersa electrones libres; El [[ensanchamiento Doppler]] de las líneas de absorción fotosféricas reflejadas las extiende tan ampliamente que las oscurece completamente, dando la apariencia espectral de un continuo sin líneas de absorción. La F-corona (F para Fraunhofer) es creada por la luz solar rebotando en las partículas de polvo, y es observable porque su luz contiene las líneas de absorción de Fraunhofer que se ven en la luz solar cruda; la corona F se extiende a ángulos de alargamiento muy altos desde el Sol, donde se llama la luz zodiacal. La E-corona (E para emisión) se debe a líneas de emisión espectral producidas por iones presentes en el plasma coronal; se puede observar en [[Línea espectral|líneas de emisión espectral]] amplia o [[Línea prohibida|prohibida]] o caliente y es la fuente principal de información sobre la composición de la corona.
 
== La observación de la corona ==
2313

ediciones