§ 5. СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА
Корона составляет внешнюю атмосферу Солнца, переходя в самых внешних частях своих в межпланетную среду. Внешне она выглядит как серебр истожемчужное сияние вокруг Солнца. В ней много деталей — лучи, перья, опахала, арки и т. п. В годы максимума солнечных пятен корона окружает все Солнце довольно симметричным образом и имеет в общем «растрепанный» вид (рис. 27). В годы минимума пятен она сжата у полюсов и вытянута вдоль экватора (рис. 28). Таким образом, в известной степени корона есть продукт солнечной активности.
Солнечная корона там, где она соприкасается с хромосферой, несравненно ярче, чем, скажем, на расстоянии 10—12 от солнечного края, и дальше ее яркость продолжает убывать с высотой, но весьма медленно, так что она прослеживается на хороших фотографиях до расстояний от края Солнца, достигающих нескольких солнечных радиусов.
(кликните для просмотра скана)
Предел здесь кладет яркость фона неба, достигающая высокого уровня даже во время очень продолжительных затмений. Фотографий, полученные во время затмений с высоких гор и высотных самолетов, показывают простирание короны на десяток и более градусов от Солнца, где корона неприметно сливается с явлением зодиакального света (см. главу IX, § 39). Интегральный блеск короны составляет всего одну миллионную блеска Солнца (от 
до 
). Даже самые яркие ее части ранее были недоступны наблюдениям вне затмений.
Рис. 29. Тонкая структура внутренней короны. Фотография получена вне затмения с коронографом Лио в свете зеленой корональной линии
Лишь за последние сорок лет, после изобретения внезатменного коронографа Лио (КПА 111), в котором паразитный свет от неба и свет, рассеянный внутри инструмента, сведены к минимуму, оказалось возможным наблюдать корону в любой хороший день на высокогорных обсерваториях. Но это относится только к наиболее яркой внутренней короне.
В спектральном отношении солнечная корона содержит три составляющих: L, К и F, L — эмиссионная компонента, состоящая из двух-трех десятков ярких линий, простирающихся до высоты около 9. Эти линии видны на фоне К-составляющей — непрерывного спектра. На высоте около 3 от края Солнца к К-спектру начинает примешиваться в небольшом количестве F-составляющая, т. е. фраунгоферовспектр, качественно ничем не отличающийся от спектра солнечной фотосферы. F-спектр очень хорошо заметен уже на высоте 10, где кончается L-спектр, и эту высоту считают границей внутренней короны (рис. 29). Выше лежит внешняя корона, спектр которой на высоте 20 и больше состоит преимущественно из F-компоненты. Интегральный блеск F-компоненты составляет около 
блеска Солнца.
Свет внутренней короны заметно поляризован. После высоты над краем 10 поляризация, достигнув значения около 45%, быстро падает.
Можно считать, что поляризована К-компонента, а F-компонента — нет. Поляризация такова, что электрический вектор поляризованной составляющей света перпендикулярен к радиусу-вектору (в картинной плоскости), исходящему из центра Солнца.
Продолжительность наблюдений солнечной короны во время затмения вдоль всей полосы полной фазы составляет обычно 2—3 часа. За это время в короне обнаруживаются лишь самые незначительные движения. Но если корону систематически наблюдать вне затмений на коронографе Лио, нетрудно заметить изменения в короне от одного дня к другому. Повторение формы изофот L-короны в свете той или другой линии, а также устойчиво повторяющегося повышения ее излучения приблизительно через две недели (изофоты, бывшие на одном краю, переносятся на другой край Соднца) и через четыре недели (изофоты повторяются на данном краю) позволило установить с полной уверенностью факт вращения короны и найти период ее вращения — он совпал с периодом вращения Солнца, выводимым по солнечным пятнам и факелам. Корональные образования, пятна и факелы неразрывно связаны между собой.
