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.

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.

Наблюдения, проведенные с помощью приборов спутника Yohkoh (1991–2005), позволили изучить структуры и магнитные поля солнечной короны и проследить их эволюцию на протяжении солнечного цикла. Получены прямые данные о пересоединении магнитных полей («замыкании» противоположно направленных силовых линий поля), что приводит к выделению энергии (излучению и нагреву вещества) и ускорению частиц. В настоящее время существует несколько космических проектов, в задачи которых входит изучение структур и процессов в солнечной короне.

Особый интерес представляют корональные дыры и корональные выбросы. Корональные дыры – это области открытых силовых линий магнитного поля, плазма из которых истекает наружу. Температура в корональной дыре падает ниже миллиона градусов, поэтому (а также из-за понижения плотности) в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах такая область короны выглядит более темной (существенно, что корональные дыры часто видны как темные области именно в проекции на солнечный диск). Также корональные дыры хорошо заметны при наблюдениях в некоторых спектральных линиях, формирующихся в короне. Можно сказать, что в периоды низкой солнечной активности обе приполярные области являются гигантскими корональными дырами. В годы высокой активности, когда корона обладает большей сферической симметрией, дыры могут возникать на любых широтах. Истекая из корональных дыр, электроны и ионы формируют быструю компоненту солнечного ветра.

Корональные дыры являются одним из основных источников солнечного ветра.

Солнечный ветер – это поток плазмы, истекающий от Солнца. Для Солнца это небольшая потеря (лишь около одной миллиардной доли полной массы за 40 000 лет), но поток заряженных частиц может оказывать серьезное воздействие на тела Солнечной системы – именно он несет ответственность за полярные сияния и появление хвостов у комет. Выделяют две компоненты солнечного ветра: быстрый ветер (со скоростью 700–800 км/с) и медленный (400 км/с). Обе компоненты зарождаются в солнечной короне.

Корональные выбросы вещества впервые наблюдали в начале 1970-х гг. с помощью приборов спутника OSO-7 (Orbiting Solar Observatory). В основном выбрасывается вещество нижней короны. В момент возникновения будущий выброс имеет размер около 10 000 км, что соответствует размеру петли коронального магнитного поля (часто выбросы связаны с так называемыми шлемовидными стримерами – крупными, хорошо заметными петлевидными образованиями, чья форма напоминает прусские военные шлемы). Такие события наблюдаются достаточно часто, и на сегодняшний день зафиксировано более 10 000 корональных выбросов.

Корональные выбросы делят на два основных типа. Так называемые нормальные выбросы похожи на поднимающийся протуберанец с ярким ядром внутри петли (иногда это яркое ядро отсутствует). В них выделяют три части: яркую наружную петлю, темную полость сразу под ней и яркую область ниже. Второй тип выброса имеет вид узкой струи, они обычно связаны с корональными дырами.

Корональные выбросы оказывают большое влияние на космическую погоду.

Типичная масса выброса составляет 1011–1014 кг, около 15 % выбросов имеет меньшие массы. Типичные скорости составляют сотни километров в секунду, но иногда могут отличаться на порядок (в 10 раз) в большую или меньшую сторону. Энергетика выбросов составляет порядка 1029–1032 эрг (1022–1025 Дж), что сравнимо с энергиями солнечных вспышек. Нередко вспышки и выбросы происходят одновременно. Однако корональные выбросы могут быть не связаны со вспышками, и, наоборот, вспышки не обязательно сопровождаются выбросом. Выбросы также хорошо коррелируют с появлением волокон (протуберанцев), которые могут становиться яркими ядрами корональных выбросов. По темпу появления выбросов можно судить об этапе солнечного цикла: в минимуме выбросы появляются раз в несколько дней, а в максимуме – несколько раз в день. Корональные выбросы являются одним из определяющих факторов в так называемой космической погоде, они оказывают серьезное влияние на состояние межпланетной плазмы, магнитосферы планет, а также, разумеется, на работоспособность космических аппаратов.

Появление корональных выбросов коррелирует с общим уровнем солнечной активности.