Güneş tacı parçası olan atmosferi içinde Güneş'in ötesinde bulunan kromosferin ve birkaç milyon üzerinde uzanan kilometre içinde seyrelterek alanı .
Güneş tacı en dış tabakası olan atmosferin içinde güneşin . Bu gaz halindeki kütle, güneş yüzeyinin ( fotosfer ) üzerinde yaklaşık on milyon kilometre (Güneş'in yarıçapının yaklaşık 70 katı) uzanır . Tam güneş tutulması sırasında , siyah ay diski etrafında düzensiz bir çevre ile parlak bir halka olarak görünür . Güneşin merkezinin sıcaklığı on altı milyon Kelvin iken, bir plazma olan güneş koronasında bir milyon mertebesindedir . Güneştacında yüksek sıcaklık, ilk olarak 1942 yılında gösterilmiştir Bengt Edlen , bir İsveç astrofizikçisi incelenmiştir, spektral çizgiler güneşin atmosferi gözlenen.
Sıcaklık Güneştacında son derece yüksek: aksine 5800 K güneş yüzeyinin ve 7.000 K ait chromospheric (korona yüzeyini ayıran ince bir tabaka), iki milyon Kelvin ulaşır. Güneş'in yüzeyinden uzaklaştıkça bu önemli sıcaklık artışı olgusu tam olarak anlaşılamamıştır. Bununla birlikte, kısmen, " spiküller " adı verilen ve yüzeyden atmosferik yüksekliklere doğru 50 ila 100 km/s arasında değişen bir hızla yayılan plazma jetlerinin varlığı ile açıklanmaktadır . Parker Güneş Probe , başlatılan 12 Ağu 2018, Cape Canaveral , Florida'dan , NASA tarafından ve yedi yıl boyunca güneş yıldızını gözlemleme misyonuna sahip olan, gizemin çözülmesine izin vermeli.
Güneş koronasını ısıtmak için gerekli mekanizmalar, uzun süredir "koronal döngüler" olarak adlandırılan manyetik alan döngülerinin varlığına atfedilmiştir . Bu döngüler Güneş'in kutuplarından geçer ve güneş koronası boyunca uzanır. Büyük miktarda enerji salma yetenekleri vardır , bu nedenle güneş koronasını ısıtmada belirli bir rol oynarlar.
2010'ların başında, Japon uydusu Hinode tarafından elde edilen gözlemler , koronal döngülerin güneş koronasını ısıtmadaki rolünün belirleyici olmadığını gösteriyor. Bir yayına göre astrofizikçiler dan Columbia Üniversitesi , Güneştacında ısıtılması sonucu Alfven dalgalar , Güneş'ten yayılan diğer elektromanyetik dalgalar
Öte yandan, güneş korona oluşur güçlü iyonlanmış gaz ya da plazma bir bölgesinin son derece düşük yoğunluklu (yaklaşık 10 12 fotosfere daha az yoğun kez). Nedeniyle yüksek bir sıcaklığa, bu plazma özellikle yayan radyasyon içinde aşırı ultraviyole .
Bu taç iki katmana ayrılmıştır: K tacı ve F tacı. Kontinuierliche Korona (sürekli taç) için K tacı, parlaklığını Thomson difüzyonundan alır . Fraunhofer tacı için F tacı , esas olarak Fraunhofer hatlarının spektrumuna göre aydınlatılır . K tacının parlaklığı uzama ile azaldığından , F tacının parlaklığı yaklaşık dört güneş ışını uzamasından baskın hale gelir . Burçlara ışık kolayca taç F gözlenebilir tezahürüdür
Elektromanyetik spektrumun görünür kısmında , korona sadece tam güneş tutulmaları sırasında veya bir koronograf kullanılarak gözlemlenebilir , çünkü radyasyonu bu dalga boyu aralığında fotosferin radyasyonunun ancak milyonda biridir . Aşırı ultraviyole (EUV) emisyonu nedeniyle ; uydularda bulunan aletlerle sürekli olarak gözlemlemek mümkündür .
RAS ayrıca yayar radyo dalgalarını ölçerek taç çalışma sağlar. Güneş koronasındaki radyo frekansı / irtifa ilişkisi ilk yaklaşımda ( elektron yoğunluğuna bağımlı olmak ) kolay olmasa da , artı gözlem frekansı, güneşin yüzeyine o kadar yakınız . Birkaç on MHz'lik (dekametrik aralık) gözlemler, yarım güneş yarıçapının ötesinde (350.000 km'den fazla ) üst koronayı gözlemlemeyi mümkün kılar . Yaklaşık yüz MHz (metrik alan) aralığında, 0,1 ila 0,4 güneş yarıçapı ( 70,000 ila 280,000 km ) arasındaki bölgeler gözlemlenir . Santimetre olarak yüzeye yakınız.
Nancay radyo-pırıldak 1996 yılında son makyaj yapmak için çünkü verir doğrudan (basit tarafından 2D Fourier dönüşümü ) Fourier katsayılarının olarak ilişki anten çiftleri ile ölçülen (visibilities), sonra anamorphosis, 2D on frekansa taç yukarı haritalar aralığında bantları , 150 için , 450 MHz , bir de hızlı zamansal frekans kadar kart başına ve frekans başına bir saniyenin onda biri.
Yıldız dışındaki Güneş de bir taç gelişebilir. Genellikle X alanındaki uydu gözlemleriyle tespit edilirler , bunlar manyetik alanların varlığı ile ilişkilidir . Yıldızlı bazı sınıfları için özellikle yıldız bir üretim kendisi için genç manyetik alan (dolayı onların özellikle etkilidir dönen , hızlı) koronal emisyon çok daha yoğun olabilir güneşe .