Некоторые протуберанцы, про­быв долгое время без заметных изме­нений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движе­ние составляющих её газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно не­сколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях во­дорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультра­фиолетовое и рентгеновское излуче­ние: порой его мощность в несколь­ко раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковол­новой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки — всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце стано­вится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромо­сферы самая внешняя часть атмосфе­ры Солнца — корона — обладает огромной протяжённостью: она про­стирается на миллионы километров, что соответствует нескольким сол­нечным радиусам, а её слабое продол­жение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значитель­но медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необы­чайно обширна. Следовательно, име­ются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в ко­роне, разогретой до температуры 1 — 2 млн градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного за­тмения. Правда, за те несколько ми­нут, что она длится, очень трудно за­рисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз на­блюдателя едва лишь начинает при­выкать к внезапно наступившим су­меркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвеща­ет о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точ­но определить её цвет.

Изобретение фотографии дало ас­трономам объективный и докумен­тальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближай­шая к Солнцу её часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно яркая, в то время как далеко прости­рающаяся внешняя корона представ­ляется очень бледным сиянием. Поэ­тому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются дета­ли внутренней короны, внешняя со­вершенно незаметна. Чтобы преодо­леть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны — с боль­шими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, по­мещая перед фотопластиной специ­альный «радиальный» фильтр, ослаб­ляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На такихснимках её структуру можно просле­дить до расстояний во много солнеч­ных радиусов.

Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие сложные образова­ния, чётко связанные с активными об­ластями.

Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнооб­разную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи пря­мые, а иногда они сильно изогнуты.

Ещё в 1897 г. пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны пе­риодически меняется. Оказалось, что это связано с 11 -летним циклом сол­нечной активности.

С 11 -летним периодом меняется как общая яркость, так и форма сол­нечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравни­тельно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у сол­нечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в эк­ваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые по­лярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного об­разования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30—40°. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.

Тщательные исследования позволи­ли установить, что между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует опре­делённая связь. Например, над пятна­ми и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яр­кость хромосферы увеличивается. Та­кую её область называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Проту­беранцы также часто бывают окруже­ны оболочками из корональной ма­терии.

Корона оказалась уникальной ес­тественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Зем­ле условиях.

На рубеже XIX—XX столетий, когда физика плазмы фактически ещё не су­ществовала, наблюдаемые особенно­сти короны представлялись необъяс­нимой загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней ко­роне совсем исчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые. Кроме того, свет короны поляризован: плос­кости, в которых колеблются световые волны, располагаются в основном ка­сательно к солнечному диску.

С удале­нием от Солнца доля поляризованных лучей сначала увеличивается (почти до 50%), а затем уменьшается. Нако­нец, в спектре короны появляются яр­кие эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удавалось отождествить ни с одним из извест­ных химических элементов.

Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны — высокая температура сильно разре­женного газа. При температуре свыше1 млн градусов средние скорости ато­мов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, не­смотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см3, что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно ча­сты столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных уда­ров так велики, что атомы лёгких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжёлые элементы сохра­няют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высо­кой степени ионизации.