Вона складається з тих же хімічних елементів, що і речовина фотосфери, і в тих же пропорціях і відрізняється набагато більш високим ступенем іонізації. Перехід від хромосфери до корони вельми різкий: збільшення кінетичної температури плазми від 10 4 до 10 5 Я на відбувається на протязі всього близько двох сотень кілометрів. Тому, якщо в хромосфері атоми металів, водню і, частково, гелію позбавлені тільки одного свого зовнішнього електрона, то в короні відбувається їх повна іонізація, а ядра більш важких атомів втрачають електрони з двох-трьох зовнішніх електронних оболонок. Причиною високої температури і сильного іонізації плазми є нагрів її речовини до температури понад мільйон кельвінів за рахунок енергії електричних струмів, пов'язаних з переміщенням в сонячній атмосфері сонячних магнітних полів. Про наявність цих полів можна безпосередньо судити за зовнішнім виглядом корони, під час повного сонячного затемнення, коли вона має характерну променисту структуру. З космічних апаратів її зображення регулярно передають на Землю і воно є по мережі «Інтернет». Коли плям і інших проявів активності на Сонці багато, корональні промені довгі, прямі і спрямовані вздовж радіуса. За 2-3 роки до мінімуму сонячної активності вони вигинаються до сонячного екватора. Корона простягається на десятки сонячних радіусів, поступово переходячи в сонячний вітер. Вона відрізняється порівняно невеликими і плавними змінами температури, завдяки високій теплопровідності гарячого іонізованого газу. У незбурених ( «спокійних») областях сонячної атмосфери корона нагріта до температури 1-2 млн. Кельвінів, а над сонячними активними областями - до декількох млн. Кельвінів. Плазма корони містить багато вільних електронів, що виникли при іонізації атомів водню, гелію і інших хімічних елементів. В середньому, в кожному її кубічному сантиметрі знаходиться близько ста мільйонів заряджених частинок при середній температурі в 1 млн. Кельвінів (корональна плазма). Це в сотні мільярдів разів менше числа молекул в такому ж обсязі повітря біля поверхні Землі. Тільки на висотах 300-400 км в земній атмосфері досягається така ж щільність, як і в короні.
сонячне радіовипромінювання
Як і в променях видимого світла, Сонце залишається найяскравішим космічним об'єктом на небі і в діапазоні радіохвиль. Однак потужність сонячного випромінювання в радіодіапазоні в мільйони разів менше, ніж в видимих променях. Проте, потік радіовипромінювання, наприклад, на метрових хвилях такий же, як і у тіла, нагрітого до температури не 6000 К, як для видимого випромінювання Сонця, а близько мільйона кельвінів. Це означає, що це радіовипромінювання Сонця належить не всьому Сонцю, а тільки зовнішнім верствам його атмосфери - короні. У сантиметровому діапазоні температура значно менше - десятки тисяч кельвінів, що відповідає випромінюванню хромосфери. тобто шару сонячної атмосфери між фотосферой і короною. У підсумку, вимірювання сонячного радіовипромінювання на різних частотах дозволяють простежити зміну температури з висотою протягом всієї атмосфери Сонця.
Основною особливістю сонячного радіовипромінювання є його сильна змінність як по потужності, так і за діапазоном, обумовлена проявами сонячної активності.
У змінах сонячного радіовипромінювання виділяють три головні компоненти: основний (випромінювання спокійного Сонця), медленноменяющійся (протягом багатьох днів) і швидкий (короткочасні сплески). Радіовипромінювання «спокійного» Сонця - це його найнижчий рівень, коли на ньому зовсім немає плям, спалахів та інших активних утворень. Медленноменяющійся компонент пов'язаний з додатковим радіовипромінювання активних областей Сонця (сонячних плям, факелів, спалахів, протуберанців і т.п.), що змінюються за кілька діб або тижнів. Сплески - це піки потоків радіовипромінювання Сонця, обумовлені вибухами в його атмосфері (сонячними спалахами). Тривалість сплесків складає від часток секунд до декількох годин. Вони різноманітні за формою і діапазонами радіохвиль, на яких проявляються. За своїм характером сплески поділяють на окремі типи (або класи) явищ. Сплески сонячного радіовипромінювання несуть інформацію про властивості плазми в атмосфері Сонця, магнітних полях і механізмах прискорення в ній іонів і електронів. Вимірювання сонячного радіовипромінювання дозволяють визначати температуру і щільність на різних глибинах сонячної атмосфери, досліджувати структуру і роль магнітних полів на Сонці. Радіотелескопи дозволяють вимірювати часові зміни потужності радіовипромінювання на різних хвилях і отримувати зображення Сонця в радіопромені. Спостерігаються коливання рaдіопотоков від «годуючи» в тисячні частки секунди до значно більш повільних радіовсплесков, які тривають протягом хвилин і годин.
Інтенсивність радіовипромінювання прийнято характеризувати величиною яркостной температури. Цей параметр характеризує спектральну щільність потоку випромінювання тіл, що мають безперервний спектр. Яскравості температура дорівнює температурі абсолютно чорного тіла того ж кутового розміру, що і випромінює тіло, і дає такий же потік випромінювання на даній довжині хвилі. У загальному випадку яркостная температура визначається за формулою Планка.
Радіотелескопи. Найпростіший радіотелескоп для спостережень Сонця складається з параболічного дзеркала, що нагадує за своєю формою блюдце або тарілку. Вся енергія радіохвиль, що збирається таким блюдцем, відбивається від нього і потрапляє в хвилевід у фокусі дзеркала, через який зібране радіовипромінювання потрапляє на вхід приймача, де воно посилюється і записується в пам'ять комп'ютера або іншого пристрою, що реєструє. Якщо розмір антени 1-3 метра, то вона приймає випромінювання від всього диска Сонця одночасно. Такі радіотелескопи використовуються для задач Онлайнові служби Сонця, тобто для стеження за розвитком його активності. Якщо ми хочемо в радіопромені «побачити» деяку освіту в сонячній атмосфері (пляма, спалах, протуберанець і т.д.), то необхідно, щоб роздільна здатність приладу (радіотелескопу) забезпечувала дозвіл на Сонце деталей таких же розмірів, які доступні неозброєному людському оку . У цьому випадку розмір дзеркала повинен досягати приблизно 3000 довжин хвиль. Це досить велика величина. Щоб досягти гостроти зору сучасних оптичних телескопів, розмір антени радіотелескопа повинен бути ще в 100 разів більше. Ці завдання доступні сучасній техніці, але вирішуються вони спільною роботою декількох антен, рознесених на значні відстані в режимі радіоінтерферометрів. Типовим прикладом такого інструменту є Сибірський Сонячний радіотелескоп (ССРТ), який складається з 256 антен діаметром близько 2 м кожна. Ці антени розташовані хрестом по двох взаємно перпендикулярним напрямам (Схід-Зaпaд і Північ-Південь). Під ними проходять тунелі, в яких за допомогою металевих труб-хвилеводів сигнали від усіх антен зводяться воєдино і реєструються за допомогою комп'ютера. ССРТ - спеціалізований сонячний радіотелескоп, призначений для вивчення сонячної активності в мікрохвильовому діапазоні (5,7 ГГц), де процеси, що відбуваються в сонячній короні, доступні спостереженнями по всьому сонячному диску. Чутливість ССРТ дозволяє спостерігати активні області на всіх стадіях їх розвитку на тлі випромінювання невозмущенной сонячної атмосфери. Для отримання радіозображень слабких деталей в атмосфері Сонця використовується накопичення сигналів в повній смузі прийому радіотелескопа. Швидкозмінних випромінювання спалахів реєструється на адитивних лінійних інтерферометрах, складових ССРТ. Поетапне введення радіотелескопу в дію розпочато навесні 1981 і завершено в 1984.