Güneş Tacı
 

Güneş'i saran parlak, yüksek sıcaklıklı ve seyreltik gazdan bir örtü olan Güneş tacının Güneş'e yakın bölgelerdeki parlaklığı Güneş diskinin milyonda biri kadardır. Güneş'ten uzaklaştıkça parlaklığı da hızla azalır; Güneş yarıçapının iki katı uzaklıktaki parlaklığı, iç bölgeye göre yüzde 1 dolayındadır. Bu nedenle, tacın zayıf ışığı ancak tam Güneş tutulması sırasında ya da bir koronografla görülebilir. Güneş tacı birkaç Güneş yarıçapı uzaklıkta, yaklaşık 2.000.000 K'lik bir kinetik sıcaklığa sahiptir. Bu yüksek sıcaklığı nedeniyle, dışarıya doğru yayılan ve Yer'in ötesine kadar uzanan elektrik yüklü bir tanecik akımı oluşturur. Bu akım, Güneş rüzgârı olarak adlandırılır. Yüksek düzeyde iyonlaşmış Güneş tacı gazının yoğunluğu tabanda 5xlO8 atom/cm3'tür; yoğunluğu yüksekliğe bağlı olarak, yaklaşık her 50.000 km'de, 2,7 kat azalır.


Güneş tacı, dışa doğru yükselen ışık sütunları, iplikçikler ve Güneş diskini bir taç gibi saran parlak ışıklı biçimiyle güzel bir görüntü oluşturur.

Güneş'in 1 m'den büyük dalgaboylu radyo yayınının kaynağı Güneş tacıdır; elektromagnetik tayfın öteki ucunda 200 Â'da daha küçük dalgaboylu ışınımlar da yalnızc taç tarafından sahnabilir. Elektromagneti tayfın farklı bölgelerinde yapılan gözlemleri karşılaştırılması sonucunda, Güneş tacınn homojenlikten son derece uzak bir yapıd, olduğu ve Güneş yüzeyindeki etkinliği bağlı olarak, biçiminin, yoğunluğunun vı yapısının büyük değişikliklere uğradığı an laşılmaktadır.


Güneş tacının en dikkat çekici özelliklerin den birisi de 1.500.000 K ile 2.000.000 K arasında değişen kinetik sıcaklığıdır. Bı durum birçok gözlemle doğrulanmaktadır. Örneğin, taca ilişkin salım çizgileri Fraunhofer çizgilerinden daha geniştir. Bu durum, çizgileri oluşturan atomların rasgele hareketlerinden kaynaklanan Doppler genişlemesi olarak değerlendirildiğinde 2.000.000 K'lik bir sıcaklık elde edilir. Ayrıca, Güneş tacı tayfının, 10-14 elektron kaybetmiş demir, nikel, kalsiyum ve argon atomlarınca salındığı 1941'de gösterilmiştir. Bu düzeyde yüksek bir iyonlaşma da ancak, düşük yoğunluklu bir gaz içinde, yüksek sıcaklıkla hızlandırılmış yüksek enerjili elektronların çarpışmasıyla olanaklıdır.

Güneş tacının bu kadar sıcak oluşunu sağlayan enerjinin kaynağının ışıkkürede ve renkkürede bulunan bulgurcuk ve iğnecik-lerdeki kütle hareketleri olduğu sanılmaktadır. Etkileşim, iğnecikteki ve taçtaki atomların birbirleriyle doğrudan çarpışması ya da aşağıdan yukarıya doğru renkküreye ve Güneş tacına şok dalgalarıyla enerji aktarımı biçiminde olabilir.