Менее впечатляющие структуры, возвышающиеся над солнечным диском, – спикулы. Эти короткоживущие «колонны» на несколько минут поднимаются на высоту до нескольких тысяч километров, а потом разрушаются. Одновременно на Солнце существует несколько сотен тысяч таких образований.
Однако, несмотря на большое количество детальных наблюдений, происхождение многих структур на Солнце и детали их эволюции остаются во многом загадкой. Как правило, для объяснения физических механизмов активных процессов на Солнце существуют конкурирующие модели.
1.5. Солнечная корона и затмения
На снимках полного солнечного затмения вокруг темного диска Луны, заслоняющего Солнце, можно увидеть сияние короны. Корона – это самые внешние, крайне разреженные (плотность порядка 10–12 от плотности фотосферы) слои солнечной атмосферы, имеющие высокую температуру (миллионы градусов) и простирающиеся вплоть до расстояний в несколько солнечных радиусов (миллионы километров), где она постепенно переходит в солнечный ветер. Из-за низкой плотности поверхностная яркость короны невелика, и на ярком фоне дневного неба она не видна, поэтому до 1930-х гг. ее можно было наблюдать исключительно во время затмений.
В 1930-е гг. были созданы первые внезатменные коронографы, позволяющие изучать корону постоянно, а не только в редкие моменты затмений. С началом эры космических полетов появилась возможность изучать солнечную корону из космоса, где не мешает фон неба, а также можно проводить наблюдения в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах, на которые приходится основное излучение горячей короны.
Солнечная корона имеет низкую плотность и высокую температуру.
Средняя температура короны составляет 1–2 млн градусов, однако во время вспышек в ней возникают области с температурой, достигающей 20–40 млн градусов. Условия в короне настолько экстремальны, что астрономы долгое время не могли идентифицировать одну из спектральных линий, открытых еще в XIX в., приписывая ее новому элементу – коронию. Лишь в конце 1930-х гг. удалось установить, что это линия железа, потерявшего 13 электронов.
Наблюдать корону можно либо во время затмений, либо с помощью специальных приборов, либо же из космоса в коротковолновых диапазонах спектра.
Излучение короны в оптическом диапазоне в основном определяется томсоновским рассеянием солнечного света на электронах, рассеянием излучения на пыли и излучением ионов в линиях. В коротковолновом диапазоне основной вклад дают свободно-свободные переходы (так называемое тормозное излучение), а также, возможно, некоторый вклад вносит комптоновское рассеяние на горячих электронах. На корону приходится лишь около одной миллионной доли всего излучения, испускаемого Солнцем, в основном в ультрафиолете и рентгеновском диапазоне, однако корона является мощным источником радиоизлучения.
Вид короны зависит от уровня солнечной активности.
Корона обладает сложной, постоянно меняющейся структурой. Во многом это связано с магнитными полями, конфигурация которых изменяется со временем. Ионизированное вещество движется вдоль магнитных силовых линий. При этом в нижней короне (до высоты в сотни тысяч километров) именно давление магнитного поля является определяющим – там поле полностью контролирует поведение плазмы.
В короне возникают структуры самых разных масштабов. Современные наблюдения позволяют изучать образования размером в сотни километров и более. На разных этапах 11-летнего цикла солнечной активности корона имеет различный вид: в годы максимумов она более симметрична, а во время минимумов корональные структуры в основном сконцентрированы вблизи солнечного экватора, где обычно больше активных областей, а значит, и солнечных пятен.
