inlärningsmål
i slutet av detta avsnitt kommer du att kunna:
- förklara hur solens sammansättning skiljer sig från jordens
- Beskriv de olika skikten av solen och deras funktioner
- förklara vad som händer i de olika delarna av solens atmosfär
solens solen, som alla stjärnor, är en enorm boll av extremt varm, till stor del joniserad gas, som lyser under egen kraft. Och vi menar enorma., Solen kan passa 109 jordar sida vid sida över sin diameter, och den har tillräckligt med volym (tar upp tillräckligt med utrymme) för att hålla cirka 1,3 miljoner jordar.
solen har inte en fast yta eller kontinenter som jorden, och den har inte heller en fast kärna (Figur 1). Det har dock mycket struktur och kan diskuteras som en serie lager, Inte Till skillnad från en lök. I det här avsnittet beskriver vi de enorma förändringar som sker i solens omfattande interiör och atmosfär, och de dynamiska och våldsamma utbrott som uppträder dagligen i dess yttre lager.,
Figur 1. Jorden och solen: Här visas jorden att skala med en del av solen och en jätte slinga av het gas som utbrott från dess yta. Infällningen visar hela solen, mindre. (credit: modification of work by SOHO/EIT / ESA)
några av de grundläggande egenskaperna hos solen listas i Tabell 1. Även om några av villkoren i tabellen kan vara obekant för dig just nu, Du kommer att lära känna dem när du läser vidare.
| Tabell 1., Egenskaper hos solen | |||
|---|---|---|---|
| karakteristisk | hur hittade | värde | |
| medelavstånd | radarreflektion från planeter | 1 AU (149.597,892 km) | |
| maximalt avstånd från jorden | 1.521 × 108 km | ||
| minsta avstånd från jorden | 1,471 × 108 km | ||
| massa | jordens bana | 333,400 jordmassor (1,99 × 1030 kg) | |
| medelvinkeldiameter | direkt mått | 3159.,3 | |
| Diameter of photosphere | Angular size and distance | 109.3 × Earth diameter (1.39 × 106 km) | |
| Mean density | Mass/volume | 1.41 g/cm3
(1400 kg/m3) |
|
| Gravitational acceleration at photosphere (surface gravity) | GM/R2 | 27.9 × Earth surface gravity = 273 m/s2 | |
| Solar constant | Instrument sensitive to radiation at all wavelengths | 1370 W/m2 | |
| Luminosity | Solar constant × area of spherical surface 1 AU in radius | 3.,8 × 1026 W | |
| spektralklass | spektrum | G2V | |
| effektiv temperatur | härledd från ljusstyrka och radie av solen | 5800 K | |
| rotationsperiod vid ekvatorn | Sunspots och Doppler skift i spektra tas vid kanten av solen | td> | 24 dagar 16 timmar |
| lutning av ekvatorn till ekliptikan | rörelser av solfläckar | 7°10.,5 | |
sammansättningen av solens atmosfär
låt oss börja med att fråga vad solens atmosfär är gjord av. Som förklaras i strålning och spektra kan vi använda en stjärnas absorptionslinjespektrum för att bestämma vilka element som är närvarande. Det visar sig att solen innehåller samma element som jorden men inte i samma proportioner. Cirka 73% av solens massa är väte, och ytterligare 25% är helium., Alla andra kemiska element (inklusive de vi känner och älskar i våra egna kroppar, såsom kol, syre och kväve) utgör bara 2% av vår stjärna. De 10 vanligaste gaserna i solens synliga ytskikt anges i Tabell 1. Undersök det bordet och märka att sammansättningen av solens yttre skikt skiljer sig mycket från jordskorpan, där vi bor. (I vår planets skorpa är de tre mest rikliga elementen syre, kisel och aluminium.) Även om det inte är som vår planet, är sminken av solen ganska typisk för stjärnor i allmänhet.,
| Table 1. The Abundance of Elements in the Sun | ||
|---|---|---|
| Element | Percentage by Number of Atoms | Percentage By Mass |
| Hydrogen | 92.0 | 73.4 |
| Helium | 7.8 | 25.0 |
| Carbon | 0.02 | 0.20 |
| Nitrogen | 0.008 | 0.09 |
| Oxygen | 0.06 | 0.80 |
| Neon | 0.,01 | 0.16 |
| Magnesium | 0.003 | 0.06 |
| Silicon | 0.004 | 0.09 |
| Sulfur | 0.002 | 0.05 |
| Iron | 0.003 | 0.14 |
Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., Men som kvinna fick hon inte en formell utnämning vid Harvard, där hon arbetade, fram till 1938 och utsågs inte till professor förrän 1956. (credit: Smithsonian Institution)
det faktum att vår sol och stjärnorna alla har liknande kompositioner och består av mestadels väte och helium visades först i en lysande avhandling 1925 av Cecilia Payne-Gaposchkin, den första kvinnan att få en doktorsexamen i astronomi i USA (Figur 2)., Tanken att de enklaste ljusgaserna-väte och helium—var de mest rikliga elementen i stjärnor var så oväntade och så chockerande att hon antog att hennes analys av data måste vara fel. Vid den tiden skrev hon, ” den enorma överflöd som härstammar för dessa element i stjärnatmosfären är nästan säkert inte verklig.”Även forskare har ibland svårt att acceptera nya idéer som inte håller med vad alla ”vet” för att vara rätt.
innan Payne-Gaposchkins arbete antog alla att solens och stjärnornas sammansättning skulle vara ungefär som jordens., Det var 3 år efter hennes avhandling att andra studier visade sig utan tvekan att den enorma överflöd av väte och helium i solen verkligen är verklig. (Och som vi kommer att se är solens och stjärnornas sammansättning mycket mer typisk för universums smink än den udda koncentrationen av tyngre element som kännetecknar vår planet.)
de flesta av de element som finns i solen är i form av atomer, med ett litet antal molekyler, allt i form av gaser: solen är så varm att oavsett kan överleva som en vätska eller en fast substans., Faktum är att solen är så varm att många av atomerna i den joniseras, det vill säga avskalad av en eller flera av deras elektroner. Detta avlägsnande av elektroner från deras atomer innebär att det finns en stor mängd fria elektroner och positivt laddade joner i solen, vilket gör det till en elektriskt laddad miljö—helt annorlunda än den neutrala där du läser denna text. (Forskare kallar en sådan varm joniserad gas en plasma.)
på artonhundratalet observerade forskare en spektral linje vid 530.,3 nanometer i solens yttre atmosfär, kallad corona (ett lager vi kommer att diskutera om en minut.) Denna linje hade aldrig setts tidigare, och så antogs det att denna linje var resultatet av ett nytt element som hittades i corona, som snabbt heter coronium. Det var inte förrän 60 år senare som astronomer upptäckte att detta utsläpp faktiskt berodde på högjoniserat järnjärn med 13 av dess elektroner avskalade. Så här upptäckte vi först att solens atmosfär hade en temperatur på mer än en miljon grader.,
solens lager under den synliga ytan
Figur 3. Delar av solen: denna illustration visar de olika delarna av solen, från den heta kärnan där energin genereras genom regioner där energi transporteras utåt, först genom strålning, sedan genom konvektion, och sedan ut genom solens atmosfär. Atmosfärens delar är också märkta med fotosfären, kromosfären och corona. Vissa typiska egenskaper i atmosfären visas, såsom koronala hål och prominenser., (credit: modification of work by NASA/Goddard)
Figur 3 visar hur solen skulle se ut om vi kunde se alla delar av det från mitten till dess yttre atmosfär; termerna i figuren kommer att bli bekanta för dig när du läser vidare.
solens lager skiljer sig från varandra, och var och en spelar en roll för att producera den energi som solen slutligen avger. Vi börjar med kärnan och arbetar oss ut genom lagren. Solens kärna är extremt tät och är källan till all sin energi., Inuti kärnan släpps kärnenergi (på sätt som vi kommer att diskutera i solen: ett kärnkraftverk). Kärnan är cirka 20% av solens inre och tros ha en temperatur på cirka 15 miljoner K, vilket gör den till den hetaste delen av solen.
ovanför kärnan är en region som kallas den radiativa zonen—uppkallad efter det primära sättet att transportera energi över den. Denna region börjar vid ca 25% av avståndet till solytan och sträcker sig upp till ca 70% av vägen till ytan., Ljuset som genereras i kärnan transporteras mycket långsamt genom strålningszonen, eftersom den höga densiteten av materia i denna region innebär att en Foton inte kan resa för långt utan att stöta på en partikel, vilket gör att den ändrar riktning och förlorar lite energi.
den konvektiva zonen är det yttersta lagret av solinredningen. Det är ett tjockt lager ca 200 000 kilometer djupt som transporterar energi från kanten av den radiativa zonen till ytan genom jätte konvektionsceller, som liknar en kruka med kokande havregryn., Plasman i botten av den konvektiva zonen är extremt varm och den bubblar till ytan där den förlorar sin värme till rymden. När plasman svalnar sjunker den tillbaka till botten av den konvektiva zonen.
nu när vi har gett en snabb översikt över hela solens struktur, kommer vi i detta avsnitt att inleda en resa genom solens synliga lager, som börjar med fotosfären-den synliga ytan.
Solfotosfären
Figur 4., Solar Photosphere plus solfläckar: detta fotografi visar fotosfären-den synliga ytan av solen. Visas också en förstorad bild av en grupp solfläckar; jordens storlek visas för jämförelse. Solfläckar verkar mörkare eftersom de är svalare än sin omgivning. Den typiska temperaturen i mitten av en stor solfläck är ca 3800 K, medan fotosfären har en temperatur på ca 5800 K. (credit: modification of work by NASA/SDO)
jordens luft är i allmänhet transparent., Men på en smoggy dag i många städer kan det bli ogenomskinligt, vilket hindrar oss från att se igenom det förbi en viss punkt. Något liknande händer i solen. Dess yttre atmosfär är transparent, så att vi kan se en kort sträcka genom den. Men när vi försöker Titta igenom atmosfären djupare in i solen, är vår syn blockerad. Fotosfären är det skikt där solen blir ogenomskinlig och markerar gränsen förbi som vi inte kan se (Figur 4).,
När vi såg, genererades den energi som kommer ut från fotosfären ursprungligen djupt inne i solen (mer om detta i solen: ett kärnkraftverk). Denna energi är i form av fotoner, som gör sin väg långsamt mot solytan. Utanför solen kan vi bara observera de fotoner som släpps ut i solfotosfären, där atomernas densitet är tillräckligt låg och fotonerna kan äntligen fly från solen utan att kollidera med en annan atom eller jon.,
som en analogi, föreställ dig att du deltar i en stor campus rally och har hittat en utmärkt plats nära mitten av åtgärden. Din vän kommer sent och ringer dig på din mobiltelefon för att be dig att gå med henne vid kanten av publiken. Du bestämmer att vänskap är värt mer än en utmärkt plats, och så arbetar du dig ut genom den täta publiken för att träffa henne. Du kan bara flytta en kort sträcka innan du stöter på någon, ändrar riktning och försöker igen, gör din väg långsamt till utsidan av publiken., Allt detta medan dina ansträngningar inte är synliga för din vän vid kanten. Din vän kan inte se dig förrän du kommer mycket nära kanten på grund av alla kroppar i vägen. Så för fotoner som tar sig igenom solen ständigt stöter på atomer, ändrar riktning, arbetar sig långsamt utåt och blir synliga endast när de når solens atmosfär där atomernas densitet är för låg för att blockera deras yttre framsteg.,
astronomer har funnit att solens atmosfär förändras från nästan helt transparent till nästan helt ogenomskinlig på ett avstånd av drygt 400 kilometer. det är denna tunna region som vi kallar fotosfären, ett ord som kommer från grekiska för ”ljussfären.”När astronomer talar om solens ”diameter” betyder de storleken på regionen omgiven av fotosfären.
fotosfären ser bara skarp ut på avstånd. Om du föll i solen, skulle du inte känna någon yta men skulle bara känna en gradvis ökning av densiteten hos gasen som omger dig., Det är ungefär samma som att falla genom ett moln medan fallskärmshoppning. Från långt bort ser molnet ut som om det har en skarp yta, men du känner inte en yta när du faller in i den. (En stor skillnad mellan dessa två scenarier är dock temperaturen. Solen är så varm att du skulle förångas långt innan du nådde fotosfären. Fallskärmshoppning i jordens atmosfär är mycket säkrare.)
Figur 5., Granulationsmönster: ytmarkeringarna på konvektionscellerna skapar ett granulationsmönster på denna dramatiska bild (vänster) tagen från den japanska Hinode rymdfarkosten. Du kan se samma mönster när du värmer upp misosoppa. Den högra bilden visar en oregelbundenformad solfläck och granulat på solens yta, sett med Svenska Solteleskopet den 22 augusti 2003., (kredit vänster: ändring av arbete med Hinode JAXA/NASA/PPARC; krediter till höger: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
Vi kan notera att den atmosfär av Solen är inte ett mycket tätt skikt jämfört med luften i rummet där du läser denna text. Vid en typisk punkt i fotosfären är trycket mindre än 10% av jordens tryck på havsnivå, och densiteten är ungefär en tio tusendel av jordens atmosfäriska densitet vid havsnivå.,
observationer med teleskop visar att fotosfären har ett fläckigt utseende, som liknar riskorn som spillts på en mörk duk eller en kruka med kokande havregryn. Denna struktur av fotosfären kallas granulering (se Figur 5) granuler, som är typiskt 700 till 1000 kilometer i diameter (om Texas bredd), visas som ljusa områden omgivna av smala, mörkare (svalare) regioner. Livslängden för en enskild granulat är bara 5 till 10 minuter., Ännu större är supergranuler, som är cirka 35 000 kilometer över (ungefär storleken på två jordar) och varar ca 24 timmar.
granulernas rörelser kan studeras genom att undersöka Dopplerskiftningarna i gasens spektra strax ovanför dem (se Doppler-effekten). De ljusa granulerna är kolonner av varmare gaser som stiger vid hastigheter på 2 till 3 kilometer per sekund under fotosfären. Eftersom denna stigande gas når fotosfären sprider den sig ut, kyler och sjunker ner igen i de mörkare områdena mellan granulerna., Mätningar visar att granulernas centra är varmare än de intergranulära regionerna med 50 till 100 K.
kromosfären
Figur 6., Solens atmosfär: sammansatt bild som visar de tre komponenterna i solens atmosfär: fotosfären eller ytan av solen tas i vanligt ljus; kromosfären, avbildad i ljuset av den starka röda spektrallinjen av väte (H-alfa); och korona som ses med röntgenstrålar. (credit: modification of work by NASA)
solens yttre gaser sträcker sig långt bortom fotosfären (Figur 6). Eftersom de är transparenta för mest synlig strålning och avger endast en liten mängd ljus, är dessa yttre lager svåra att observera., Regionen av solens atmosfär som ligger omedelbart ovanför fotosfären kallas kromosfären. Fram till detta århundrade var kromosfären synlig endast när fotosfären doldes av månen under en total solförmörkelse (se kapitlet om jord, måne och himmel). På sjuttonhundratalet beskrev flera observatörer vad som verkade för dem som en smal röd ”streak” eller ”frans” runt månens kant under ett kort ögonblick efter att solens fotosfär hade täckts. Namnet chromosphere, från grekiska för ”färgad sfär”, gavs till denna röda strimma.,
observationer som gjorts under förmörkelser visar att kromosfären är ca 2000 till 3000 kilometer tjock, och dess spektrum består av ljusa emissionslinjer, vilket indikerar att detta skikt består av heta gaser som avger ljus vid diskreta våglängder. Den rödaktiga färgen på kromosfären härrör från en av de starkaste utsläppslinjerna i den synliga delen av dess spektrum—den ljusröda linjen som orsakas av väte, det element som, som vi redan har sett, dominerar solens sammansättning.,
1868 avslöjade observationer av det kromosfäriska spektrumet en gul emissionsledning som inte motsvarade något tidigare känt element på jorden. Forskare insåg snabbt att de hade hittat ett nytt element och kallade det helium (efter helios, det grekiska ordet för ”sol”). Det dröjde till 1895 helium upptäcktes på vår planet. Idag är eleverna förmodligen mest bekanta med det som den lätta gasen som används för att blåsa upp ballonger, även om det visar sig vara det näst vanligaste elementet i universum.
kromosfärens temperatur är ca 10 000 K., Detta innebär att kromosfären är varmare än fotosfären, vilket bör verka överraskande. I alla situationer vi är bekanta med faller temperaturerna när man rör sig bort från värmekällan, och kromosfären är längre från solens centrum än fotosfären är.
Övergångsregionen
Figur 7. Temperaturer i solens atmosfär: på denna graf, temperaturen visas ökar uppåt, och höjd över fotosfären visas ökar till höger., Observera den mycket snabba temperaturökningen över ett mycket kort avstånd i övergångsområdet mellan kromosfären och corona.
temperaturökningen slutar inte med kromosfären. Ovan är det en region i solens atmosfär där temperaturen ändras från 10 000 K (typiskt för kromosfären) till nästan en miljon grader. Den hetaste delen av solens atmosfär, som har en temperatur på en miljon grader eller mer, kallas corona. På lämpligt sätt kallas den del av solen där den snabba temperaturhöjningen uppstår övergångsregionen., Det är förmodligen bara några tiotals kilometer tjock. Figur 7 sammanfattar hur temperaturen i solens atmosfär förändras från fotosfären utåt.
i 2013 lanserade NASA interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) för att studera övergångsregionen för att förstå bättre hur och varför denna kraftiga temperaturökning uppstår. IRIS är det första rymduppdraget som kan få bilder med hög rumslig upplösning av de olika funktionerna som produceras inom detta breda temperaturområde och för att se hur de förändras med tid och plats (figur 8).,
Figur 3 och den röda grafen i Figur 7 gör att solen verkar ganska som en lök, med släta sfäriska skal, var och en med en annan temperatur. Under lång tid tänkte astronomer verkligen på solen på det här sättet. Men vi vet nu att medan denna idé om lager-fotosfär, kromosfär, övergångsregion, corona—beskriver helheten ganska bra, är solens atmosfär verkligen mer komplicerad, med heta och coola regioner blandade., Till exempel har moln av kolmonoxidgas med temperaturer kallare än 4000 K nu hittats på samma höjd över fotosfären som kromosfärens mycket varmare gas.
figur 8. En bild av en del av Coronas övergångsregion, som visar en tråd eller bandliknande struktur som består av många enskilda trådar
Corona
den yttersta delen av solens atmosfär kallas corona. Liksom kromosfären observerades corona först under totala förmörkelser (Figur 9)., Till skillnad från kromosfären har corona varit känd i många århundraden: det hänvisades till av den romerska historikern Plutarch och diskuterades i detalj av Kepler.
Figur 9. Coronagraph: denna bild av solen togs 2 mars 2016. Den större mörka cirkeln i mitten är skivan som blockerar solens bländning, så att vi kan se corona. Den mindre inre cirkeln är där solen skulle vara om den var synlig i den här bilden., (credit: modification of work by NASA/SOHO)
corona sträcker sig miljontals kilometer över fotosfären och avger ungefär hälften så mycket ljus som fullmånen. Anledningen till att vi inte ser detta ljus förrän en förmörkelse inträffar är den överväldigande briljansen av fotosfären. Precis som ljusa stadsljus gör det svårt att se svagt stjärnljus, så döljer det intensiva ljuset från fotosfären det svaga ljuset från corona. Medan den bästa tiden att se corona från jorden är under en total solförmörkelse, det kan observeras lätt från omloppsbana rymdfarkoster., Dess ljusare delar kan nu fotograferas med ett speciellt instrument-en coronagraph – som tar bort solens bländning från bilden med en ockulterande skiva (ett cirkulärt material som hålls så det är precis framför solen).
studier av dess spektrum visar att Korona är mycket låg i densitet. I botten av Korona finns det bara cirka 109 atomer per kubikcentimeter, jämfört med cirka 1016 atomer per kubikcentimeter i den övre fotosfären och 1019 molekyler per kubikcentimeter vid havsnivå i jordens atmosfär., Corona tunnar ut mycket snabbt i högre höjder, där det motsvarar ett högt vakuum enligt jordlaboratoriestandarder. Corona sträcker sig så långt ut i rymden-långt förbi jorden – att här på vår planet lever vi tekniskt i solens atmosfär.
solvinden
en av de mest anmärkningsvärda upptäckterna om solens atmosfär är att den producerar en ström av laddade partiklar (främst protoner och elektroner) som vi kallar solvinden., Dessa partiklar strömmar utåt från solen till solsystemet med en hastighet av cirka 400 kilometer per sekund (nästan 1 miljon miles per timme)! Solvinden finns eftersom gaserna i Korona är så heta och rör sig så snabbt att de inte kan hållas tillbaka av sol gravitation. (Denna vind upptäcktes faktiskt av dess effekter på komets laddade svansar; på ett sätt kan vi se komet svansar blåsa i solbrisen hur vind strumpor på en flygplats eller gardiner i ett öppet fönster fladdrar på jorden.)
även om solvindmaterialet är mycket, mycket sällsynt (dvs.,, extremt låg densitet), solen har en enorm yta. Astronomer uppskattar att solen förlorar cirka 10 miljoner ton material varje år genom denna vind. Medan denna mängd förlorad massa verkar stor av Jordstandarder, är den helt obetydlig för solen.
Figur 10. Coronal Hole: det mörka området synligt nära Solens Sydpolen på denna Solar Dynamics Observer rymdfarkost bilden är ett koronalt hål. (credit: modification of work by NASA / sdo)
varifrån i solen kommer solvinden fram?, I synliga fotografier verkar solkoronan ganska likformig och jämn. Röntgen och extrema ultravioletta bilder visar dock att corona har slingor, plumes och både ljusa och mörka områden. Stora mörka områden i corona som är relativt svala och tysta kallas koronala hål (Figur 10). I dessa regioner sträcker sig magnetfältlinjerna långt ut i rymden bort från solen, snarare än att slingra sig tillbaka till ytan. Solvinden kommer huvudsakligen från koronala hål, där gas kan strömma bort från solen till rymden obehindrat av magnetfält., Hot coronal gas, å andra sidan, är närvarande främst där magnetfält har fångat och koncentrerat den.
på jordens yta skyddas vi till viss del från solvinden av vår atmosfär och jordens magnetfält (se jorden som en Planet). Magnetfältlinjerna kommer emellertid in i jorden vid norra och Södra magnetiska poler. Här kan laddade partiklar som accelereras av solvinden följa fältet ner i vår atmosfär., När partiklarna träffar luftmolekyler får de dem att glöda, vilket ger vackra gardiner av ljus som kallas norrsken eller norr-och sydljusen (Figur 11)
Figur 11. Aurora: den färgstarka glöden på himlen resulterar från laddade partiklar i en solvind som interagerar med jordens magnetfält. Den fantastiska displayen som fångats här inträffade över Jokulsarlon Lake på Island i 2013., (credit: Moyan Brenn)
nyckelbegrepp och sammanfattning
solen, vår stjärna, har flera lager under den synliga ytan: kärnan, strålningszonen och konvektionszonen. Dessa är i sin tur omgivna av ett antal lager som utgör solens atmosfär., För att öka avståndet från solens centrum är de fotosfären, med en temperatur som sträcker sig från 4500 K till ca 6800 K; kromosfären, med en typisk temperatur på 104 K; övergångsområdet, en zon som bara kan vara några kilometer tjock, där temperaturen ökar snabbt från 104 k till 106 K; och corona, med temperaturer på några miljoner K. solens yta är fläckig med konvektionsströmmar som ses som heta, ljusa granuler. Solvindpartiklar strömmar ut i solsystemet genom koronala hål., När sådana partiklar når jordens närhet producerar de norrsken, som är starkast nära jordens magnetiska poler. Väte och helium utgör tillsammans 98% av solens massa, vars sammansättning är mycket mer karakteristisk för universum i stort än jordens sammansättning.,p>
solvind: ett flöde av heta, laddade partiklar som lämnar solen
övergångsregion: regionen i solens atmosfär, där temperaturen stiger mycket snabbt från de relativt låga temperaturer som karakteriserar solens temperatur, och som är något varmare, och därmed ljusare än de omgivande områdena, som strömmar nedåt in i solen
fotosfär: regionen av den sol (eller stjärnatmosfär) atmosfären från vilken kontinuerlig strålning strömmar ut i rymden
plasma: en varm joniserad gas
solvind: ett flöde av heta, laddade partiklar som lämnar solen
övergångsregion: regionen i solens atmosfär, där temperaturen stiger mycket snabbt från de relativt låga temperaturer som kännetecknar kromosfären till de höga temperaturerna hos Korona
