Хромосфера
Покидая фотосферу, мы попадаем в очень тонкий слой, называемый хромосферой. Этот слой имеет толщину в несколько тысяч километров, а температура в нём поднимается с 4000 до 10 000 градусов. Из-за своей очень низкой плотности, этот слой почти прозрачен и поэтому невидим при дневном свете. Тем не менее, его можно наблюдать во время солнечных затмений, он выглядит как очень тонкое красноватое кольцо, окружающее солнечный диск.
Относительно простой способ изучения хромосферы без ожидания солнечного затмения состоит в том, чтобы наблюдать Солнце на длине волны, соответствующей линии водорода, называемой H альфа. На этой длине волны атомы водорода хромосферы поглощают свет из фотосферы и переизлучают его наружу. При таком наблюдении Солнца фотосфера становится невидимой, и появляется только хромосфера.
Этот тип наблюдений показал, что хромосфера далеко не однородна. Её внешняя граница пересикается множеством вертикальных пиков, называемых спикулами, которые живут в среднем около десяти минут. Это газовые струи, выбрасываемые из хромосферы со скоростью около двадцати километров в секунду и проникающие во внешние слои на протяжении нескольких тысяч километров.
Солнечная корона
Следуя далее от Солнца, мы достигаем внешней границы хромосферы, расположенной в нескольких тысячах километров от его поверхности. Температура тут внезапно начинает очень сильно увеличиваться и очень быстро достигает нескольких сотен тысяч градусов, это является солнечной короной.
Этот слой простирается на миллионы километров и сильно варьируется. Он даже менее плотный, чем предыдущий - порядка одной десятитысячной плотности фотосферы. Его температура экстремальная и достигает нескольких миллионов градусов.
Солнечные выпуклости
Одним из самых зрелищных явлений в короне является образование выпуклостей. Это гигантские газовые столбы, которые теплее, но плотнее, чем сама корона, они находятся близко к поверхности и могут простираться на сотни тысяч километров.
Некоторые выпуклости, называемые покоящимися, принимают форму арки и могут существовать несколько месяцев. Другие, описанные как изверженные, имеют вертикальную форму и они очень быстро образовываются - в течение нескольких минут.
Выпуклости наблюдаются либо за солнечным диском, в форме длинного блестящего пламени, либо на сомом диске, где они выглядят очень темными в отличие от блестящего фона, их также называют нитями.
Солнечные вспышки
В короне могут происходить и ещё более сильные явления, называемые
солнечными вспышками.
В течении нескольких минут небольшие участки внутренней короны нагреваются до пяти миллионов градусов и этот температурный режим держится почти час. За это короткое время эти сильно локализованные области могут выделять значительную долю энергии, излучаемой всем Солнцем.
Кроме того, это явление очень часто сопровождаются выбросами корональной массы. Таким образом миллиарды тонн материала проецируются в межпланетную среду со скоростью несколько сотен километров в секунду.
Солнечные наблюдения в рентгеновских лучах
Дальнейшие подробности процессов, происходящих в короне, были изучены путём наблюдений в рентгеновских лучах. Действительно, поскольку газ в короне имеет температуру в несколько миллионов градусов, он находится в области длины волны, которая излучает больше всего.
Такие наблюдения могут быть сделаны только из космоса. Для подобных наблюдений было запущено несколько космических приборов: американская станция Skylab в середине 1970-х годов, спутник SMM в 1980-х годах и европейский космический корабль SOHO в 1995 году.
Рентгеновские наблюдения показали, что распределение газов в короне очень неоднородно. В частности, они определили два конкретных типа регионов.
Во-первых, активные области, очень яркие области в рентгеновских лучах, которые подвержены интенсивному магнитному полю и, вероятно, связаны с солнечными пятнами в фотосфере.
Затем корональные дыры, области слабого освещения в рентгеновских лучах, в которых плотность и температура газа ниже средних. Именно через эти корональные дыры большинство энергичных частиц проходят перед тем, как покинуть Солнце.
Солнечный ветер
Поскольку температура в короне чрезвычайно высока, скорость перемешивания частиц настолько велика, что они могут избежать притяжения Солнцем. Даже во времена относительного спокойствия большое количество электронов, протонов и других энергичных частиц - около двух миллионов тонн вещества в секунду, покидают Солнце и теряются в межпланетной среде.
По мере удаления от Солнца корона становится все меньше и меньше, напоминает атмосферу и превращается в непрерывный поток частиц, называемый солнечным ветром.
Когда плотность и давление газа уменьшаются с расстоянием до Солнца, частицы постепенно набирают скорость, намного превышая скорость звука. На уровне Земли их скорость составляет порядка 500 километров в секунду с плотностью в десять частиц на кубический сантиметр.