дуя в высоких широтах той же цикличности, как и солнечные плана. Яркость факелов на 0, 1 больше яркости фотосферы, и температура в них медленнее возрастает с глубиной (оптической), чем в фотосфере. Факелы более заметны у края диска С., где яркость фотосферы меньше.
Е. Бугославская.
Строение оболочек С. Наружные оболочки С. разделяют на 3 основных слоя. Нижний слой — фотосфера — имеет толщину порядка 1.000 км. Из фотосферы исходит почти весь видимый светС., имеющий непрерывный спектр. Поэтому видимую поверхность С. часто называют также фотосферой. Излучение из более глубоких слоёв С. не выходит непосредственно в мировое пространство, а поглощается многократно атомами внутренних слоёв С. и вновь излучается. Процесс этого поглощения и повторного излучения, теория к-рого развита Крамерсом, происходит гл. обр. путём ионизации атомов. Квант света отрывает электрон от атома и сам в этом процессе поглощается, свободный электрон вновь захватывается каким-нибудь атомом и излучает при этом новый квант света, вообще говоря, с другой длиной волны. — Существенную роль в этих процессах поглощения и излученья имеет временное образование отрицательных ионов водорода, — а*юмов водорода с двумя электронами. Плотность, давление и температура в фотосфере солнца быстро возрастают с глубиной. Слои фотосферы можно считать находящимися в лучистом равновесии: каждый элемент объёма поглощает ровно столько энергии, сколько он излучает; обмен энергией с окружающими частями происходит почти исключительно путём радиации; роль конвекции и теплопроводности очень мала. Закон уменьшения яркости на диске С. по мере приближения к краю диска подтверждает теорию лучистого равновесия.
Средний слой — собственно атмосфеР У — разделяют обычно на два: нижний, переходящий в фотосферу, называется обращающим слоем. В этом слое, толщиной ок.
400_ км, преобладает рассеяние света определенных длин волн, приводящее к образованию тёмных линий в непрерывном спектре.
Каждый атом может поглощать свет только определённых специфичных для него длин волн. Почти все кванты света, соответствующие этим длинам волн, идущие из фотосферы наружу, задерживаются (поглощаются) атомами обращающего слоя. Менее чем через миллионную, а иногда и миллиардную долю секунды эти же атомы вновь излучают такие же кванты, какие они захватили, но излучают уже в любом направлении, так что в первоначальном направлении вылетает очень малая доля поглощённых квантов. Этот процесс рассеяния приводит, естественно, к ослаблению света в специфич. длинах волн; в непрерывном спектре фотосферы появляются тёмные «линии поглощения», называемые фраунгоферовыми (по имени Фраунгофера, впервые изучавшего их в 1815). Фраунгоферовы линии кажутся тёмными только по контрасту и даже в центральных более тёмных частях линий излучается значительная доля света; в обращают ем слое плотность падает наружу более чем в 10 раз, и температура уменьшается приблизительно на 1.000 . — Выше обращаю 50
щего слоя расположен слой, называемый* хромосферой, достигающий высоты 14.000 км (0, 01 диаметра С.). — Хромосфера обладает значительно меньшей плотностью,, и плотность падает медленнее, чвхМ в обращающем слое, здесь температура почти постоянна, а в верхних слоях, повидимому, дажевозрастает. Наиболее детально строение хромосферы может быть исследовано только по наблюдениям во время полных затмений С.
Тогда луна закрывает яркую фотосферу, и можно наблюдать в течение 1—2 секунд спектр хромосферы, — т. н. спектр вспышки, позволяющий изучить распределение в хромосфере различных элементов по высоте и> физич. условия в этом слое. До наибольшей высоты в хромосфере наблюдаются линии ионизированного кальция — линии Н и К Фраунгофера, затем линии водорода и гелия.
Линии большинства элементов видны только до высоты в несколько сот километров. Уменьшение плотности распределения различных элементов с высотою в хромосфере настолько медленное, что не может быть объяснено ни одной обычной гидростатической теорией атмосферы. По Росселянду, хромосфера поддерживается на столь больших высотах непрерывным истечением корпускул из С. По* Мак-Кри, хромосфера поддерживается вихревыми движениями. — Самая внешняя оболочка С. называется солнечной короной и простирается на расстояние нескольких солнечных радиусов. Корону до последних лет можно было наблюдать только во время полных затмений С. В последние годы Лио воФранции и Вальдмееру в Швейцарии удалось построить приборы, позволяющие наблюдать внутреннюю корону вне затмения.
Во время затмения корона представляется жемчужно-белым сиянием, окружающим С.,, имеющим лучистое строение. Лучи короны изогнуты, чаще обращены вогнутостью к экватору С., и их форма не может быть объяснена силами тяготения или светового давления. Повидимому, на форму корональных лучей влияют магнитные или электрич. силы. Обычно различают внутреннюю и внешнюю корону. Спектр внутренней короны — ? непрерывный, без заметных Фраунгофер овых линий, но имеет яркие линии, которые прежде приписывались гипотетическому элементу «коронию». В 1941 шведскому астроному Эдлену удалось, наконец, найти объяснение происхождения этих ярких линий, долга бывших загадочными. Эти линии вызваны свечением осколков атомов железа, никеля, кальция и аргона, — атомами, у к-рых оторвано от 9 до 15 электронов. Цвет внутренней короны очень близок к солнечному. В спектре внешней короны далее 5' — 7Z от края С. — яркие линии пропадают, появляются всё более и более глубокие фраунгоферовы линии спектра С. Свечение внутренней короны вызвано, повидимому, рассеянием солнечногосвета свободными электронами короны, на что указывают цвет и поляризация короны С.
Во внешней короне рассеяние должно вызываться более крупными частицами, и возможно, что к нему присоединяется свечение метеорной пыли, сгорающей около С.
Температура внутренней короны, измеряемая по скорости движения атомов и электронов, очень велика и достигает, повидимо-
