Солнечная корона

Видимый спектр солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты — E-корона[2]). K-компонента — непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9'÷10' от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3' (угловой диаметр Солнца — около 30') и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20' F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9'÷10' принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней.

При длительных наблюдениях с внезатменным коронографом L-короны было установлено, что переменность изофот происходит примерно за четыре недели, что указывает на то, что корона в целом вращается так же, как и всё Солнце.

K-составляющая короны появляется при томсоновском рассеянии солнечного излучения на свободных электронах. В непрерывном спектре были обнаружены чрезвычайно сильно размытые (до 100Å) линии H и K Ca II, что указывает на чрезвычайно большую тепловую скорость излучающих частиц (до 7500 км/с). Электроны приобретают такие скорости при температуре порядка 1,5 млн. К. В пользу того, что K-спектр принадлежит электронам, свидетельствует тот факт, что излучение внутренней короны сильно поляризовано, что и предсказывается теорией для томсоновского рассеяния.

Наблюдение эмиссионных линий L-короны также подтверждает предположение о высокой температуре в ней. Этот спектр долго оставался загадкой для астрономов, поскольку имеющиеся в нём сильные линии не воспроизводились в лабораторных опытах ни с одним из известных веществ. Долгое время этот эмиссионный спектр приписывался веществу коронию, а сами линии и по сей день называют корональными. Корональный спектр был полностью дешифрован шведским физиком Бенгтом Эдленом, который показал, что эти линии принадлежат многократно ионизированным атомам металлов (Fe X, Fe XI, Fe XIII, Ca XV, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI и др.). Причём, все эти линии являются запрещёнными и для их излучения необходимы экстремально низкие плотности вещества, недостижимые в земных лабораториях. Для излучения большинства линий необходима температура около 2,5 млн град. Особого внимания требует линия 5694,42 Å Ca XV требующая температуры 6,3 млн градусов. Линия эта сильно переменная и вероятно проявляется только в местах короны, связанных с активными областями.

F-спектр короны формируется благодаря рассеянию солнечного излучения на частичках межпланетной пыли. В непосредственной близости к Солнцу пыль существовать не может, поэтому F-корона начинает проявлять себя на некотором отдалении от солнца.

Солнечная корона является источником сильного радиоизлучения. То, что Солнце излучает радиоволны, стало известно в 1942—1943 годах, но то, что источником является корона, стало известно пять лет спустя во время солнечного затмения. В радиодиапазоне солнечное затмение началось гораздо раньше и закончилось гораздо позже, чем в видимом. При этом во время полной фазы затмения радиоизлучение не сводилось к нулю. Солнечное радиоизлучение состоит из двух компонент: постоянной и спорадической. Постоянный компонент формируется свободно-свободными переходами электронов в электрическом поле ионов. Спорадический компонент связан с активными образованиями на Солнце.

Исследование короны на почтовой марке, 2006

Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нанометров полностью исходит из короны[2]. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера — не видны. Две корональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение. Этого нельзя сказать о ярких точках на видимой поверхности Солнца, видимых в рентгеновском диапазоне и обладающих сильным магнитным полем, которых в день образуется больше тысячи. Время существования каждой из них — несколько часов. Число их возрастает при спокойном Солнце и уменьшается при активном[2].

Снимок Солнца на длине волны 171 Å, 4 декабря 2006 года.