В фотосфере водородные атомы в основной своей массе нейтральны, в хромосфере, являющейся переходным слоем, они ионизуются и в короне наступает полная ионизация. Толщина фотосферы только 200–300 км, т. е. около V300 радиуса Солнца. Таким образом атмосфера Солнца состоит из плазмы — смеси ионов и свободных электронов. Хромосфера, в сотни тысяч раз менее плотная, чем фотосфера, переходит в корону. За счет облучения энергией, испускаемой фотосферой, при ее температуре в 6000° термометр в хромосфере показал бы 5000°, а в короне еще меньше. Частицы разреженного газа хромосферы и короны налетали бы на термометр так редко, что не могли бы его нагреть. Однако скорости движения частиц в хромосфере и короне очень велики. Известно, что температуру газа можно измерять кинетической энергией его частиц. Это так называемая кинетическая температура. В фотосфере температуры излучения и кинетическая соответствуют друг другу, а в хромосфере и короне различаются резко — в хромосфере кинетическая температура составляет десятки тысяч градусов, а в короне — около миллиона градусов.
«Нагревание» хромосферы происходит эа счет энергии распространяющихся в ней волн, порождаемых движением гранул в фотосфере. В короне, простирающейся на расстояние до 10 радиусов Солнца, число атомов в 1 см3 в 100 миллиардов раз меньше, чем число молекул в 1 см3 воздуха у поверхности Земли. При такой же плотности, как воздух, вещества в короне хватило бы на слой, окружающий Солнце при толщине всего в несколько миллиметров. В ней возникает основное» радиоизлучение Солнца. С такой же интенсивностьто, как корона, нагретое тело такого же размера излучало бы при температуре в миллион градусов, а такой кинетической температуры требуют, как мы видели, и наблюдаемые в спектре короны яркие линии многократно ионизованных металлов.
Изучение взаимодействия магнитного поля и плазмы показало, что на плазму в целом движение вдоль силовых линий магнитного поля не влияет. При движении же электрически заряженных частиц поперек линий поля (т. е. при течении тока) возникает дополнительное магнитное поле. Сложение этих магнитных полей вызывает искривление и вытягивание силовых линий вслед за движением вещества. Между тем у магнитных силовых линий есть натяжение, стремящееся их выпрямить. Это создает магнитное давление, и поле, мешая плазме пересекать силовые линии, его тормозит и даже может увлечь за собой, если поле сильно. Если оно слабо, то плазма перемещает силовые линии вместе с собой. Итак, во всех случаях можно говорить о том, что силовые линии как бы «вморожены» в плазму.
Эти сведения, а также регулярные измерения напряжения магнитного поля в разных местах на Солнце позволили подойти к объяснению многих явлений на нем.
Общее магнитное поле Солнца очень слабо, но оно, видимо, играет большую роль. Лучи короны, особенно в полярных областях Солнца, располагаются подобно силовым линиям, выходящим и входящим у полюсов намагниченного шара. Изменение направления поля в каждом полушарии Солнца от одного цикла солнечной активности к следующему также очень важно. Причина этого изменения еще не ясна, но известны звезды с очень мощными магнитными полями, у которых полярность поля также периодически меняется.
При вращении Солнца самые быстрые (экваториальные) слои увлекают за собой силовые линии слабого общего поля Солнца, которые в них «вморожены». Эти линии вытягиваются под фотосферой и за три года обвиваются вокруг Солнца шесть раз, образуя тугую спираль. Если силовые линии расположились при этом теснее, то, значит, тут общее (и искаженное здесь) магнитное поле Солнца усилилось.
