Page 85 - 61

сфері або в оптичних частинах телескопа і спектрографа,
утворює настільки високий фон, що прямими методами не
вдається реєструвати слабке випромінювання хромосфери і
корони.
Сонячна хромосфера поза диском Сонця є випромінюю-
чим шаром поширеністю 10000 км. Нижня хромосфера (від
краю Сонця до висоти 1500 км) випромінює слабкий безпе-
рервний спектр, на фоні якого проглядаються багаточисельні,
переважно слабкі, емісійні лінії.
Сонячна корона в момент повної фази затемнення є срі-
бним сяйвом, яке поширюється до декількох радіусів від Сон-
ця. Світло корони – розсіяне на вільних електронах (і міжпла-
нетному пилу) світло фотосфери. За його інтенсивністю мож-
на зробити висновок, що в основі корони кількість електронів
8
3
(і протонів) в 1 см n e  3 10 , і що ця кількість помітно зме-
ншується з висотою. Таким чином, сонячну корону утворює
дуже розріджений газ, і навіть слабкі магнітні поля, проника-
ючи в корону, суттєво впливають на її динамічні характерис-
тики та будову.
В центральній частині Сонця густина газів перевищує
густину ртуті, в цій області відбуваються термоядерні реакції
перетворення водню в гелій з виділенням енергії. В сонячному
“ядерному реакторі” породжуються кванти короткохвильово-
го (“жорсткого”) гамма- і рентгенівського випромінювання,
які, багаторазово розсіюючись і частково поглинаючись, про-
сочуються наверх. З центральної області Сонця до його пове-
рхні кванти внаслідок багатократного розсіювання доходять
за час  1 млн. р. (нагадаємо, що шлях, в 200 разів більший, –
від Сонця до Землі – світло проходить трохи довше 8 хв.). На
шляху до поверхні Сонця кванти випромінювання нагрівають
його більш холодні периферійні шари, втрачаючи поступово
власну енергію. Просочуюче випромінювання стає “легше” –
його довжини хвиль збільшуються. Від центра до периферії

520