какие самые яркие линии в оптическом спектре хромосферы
Строение Солнца, солнечной атмосферы. Пятна, вспышки, протуберанцы. Роль магнитных полей на Солнце
Солнце — самая близкая к нам звезда. Она находится на расстоянии около 150 млн км от нас. Солнце нагревает Землю своим излучением.
Так как Солнце самая близкая к нам звезда, то есть возможность тщательно исследовать его и наблюдать на нем такие детали, которые недоступны при изучении других звезд.
Самыми заметными деталями на солнечном диске являются темные пятна (рис. 6.10), систематическое изучение которых началось лишь после изобретения телескопа.
Рис. 6.10. Фото Солнца с темными пятнами [6]
Вид солнечных пятен изменчив. Крупные пятна могут прожить несколько месяцев, а потом исчезнуть. Бывает такое, что на Солнце вообще нет пятен, а бывает — количество доходит до нескольких десятков. В начале XVII в. Г. Галилей обратил внимание на перемещение пятен по диску Солнца. Он это объяснил как результат вращения светила вокруг оси. Скорость вращения Солнца можно определить как по перемещению пятен, так и с помощью эффекта Доплера (измеряя лучевые скорости разных частей диска). Период вращения Солнца относительно Земли (синодический период) около 29 суток. Так как наблюдатель вращается вместе с Землей вокруг Солнца, то истинный период вращения Солнца (сидерический, или звездный) немного короче синодического.
Так как Солнце — нетвердое тело, то одни его части вращаются быстрее, другие — медленнее. Самая большая угловая скорость вращения Солнца на экваторе, а к полюсам она уменьшается (различие угловых скоростей составляет около 20%).
Солнце — газовый шар, поэтому оно не имеет резких границ. Плотность солнечного вещества возрастает вглубь постепенно, в центре Солнца температура достигает 14—15 млн К, здесь происходят термоядерные реакции. Излучение, направленное от центра наружу, переносит энергию, а во внешнем слое (толщиной около 200000 км) она передается движением самого вещества. В этом слое потоки горячего газа поднимаются в наружные слои Солнца со скоростью нескольких километров в секунду, где газ излучает свет и охлаждается. Когда температура уменьшается, газ становится плотнее. Образуются потоки газа, направленные в глубину Солнца, где газ вновь нагревается. Таким образом, происходят циклические движения вещества, называемые конвекцией. Слой Солнца, в котором происходит конвекция, называется конвективной зоной.
Те слои Солнца, от которых свет приходит на Землю, находятся над конвективной зоной (приложение 9, рис. П. 18). Эти слои наблюдаемы (видимы). Фотосферой называется самый глубокий видимый слой, толщина которого 200—300 км (это менее 0,1% от радиуса Солнца). Фотосфера в переводе с греческого означает «сфера света». От фотосферы исходит основная часть всей энергии, излучаемой Солнцем, поэтому фотосферу часто условно называют поверхностью Солнца. Благодаря спектральному анализу стало известно, что газ в фотосфере в тысячи раз разреженнее, чем воздух у поверхности Земли. Его плотность составляет Yiooooooo часть плотности воды. На фотографии (рис. 6.11) видно крупное солнечное пятно, а также то, что вся фотосфера представляет собой совокупность ярких пятнышек — гранул (зерен), разделенных узкими темными дорожками.
Рис. 6.11. Участок фотосферы Солнца [6]
Размеры гранул в среднем около 1000 км. За 5—10 мин они могут появиться и исчезнуть. Гранулы связаны с конвективными потоками под фотосферой. Эти потоки выносят наружу новые порции горячего газа.
Солнечные пятна имеют резкие очертания. На ярком фоне они кажутся совсем черными, хотя в действительности их яркость примерно в пять раз меньше, чем у фотосферы. Температура фотосферы — около 6000 К. Применяя закон Стефана — Больцмана, можно найти яркость светящегося тела. Она пропорциональна четвертой степени температуры. Отношение температур примерно равно V5
1,5, температура пятен порядка 3—4 тыс. К.
Солнце — это слабо намагниченная звезда, индукция магнитного поля в фотосфере в среднем вдвое больше, чем у поверхности Земли. В солнечной конвективной зоне магнитные поля постоянно усиливаются, особенно в нижних ее слоях. Магнитные поля проникают в фотосферу и образуют отдельные области высокой магнитной индукции. В этих областях возникают темные пятна. Солнечные пятна — это острова очень сильного магнитного поля на Солнце. Именно с магнитным полем связана причина появления пятен.
Понижение температуры в пятнах связано с влиянием магнитного поля на конвективные движения газа. Газ фотосферы — это плазма, хорошо проводящая электрический ток. Поэтому магнитное поле Солнца (там, где оно очень сильное) создает индукционные токи в газе, которые тормозят движение конвективных потоков. В области с сильным магнитным полем конвекция ослабляется и переносит меньше энергии. В результате этого температура фотосферы понижается, и возникают солнечные пятна.
Внешняя атмосфера Солнца: хромосфера и корона. Газ, который находится над фотосферой, прозрачен для видимых лучей света. Он образует внешние слои солнечной атмосферы: хромосферу и корону.
Слой хромосферы имеет толщину в несколько тысяч километров. Спектр хромосферы линейчатый (спектр разреженного газа). У фотосферы спектр непрерывный с линиями поглощения. Газ хромосферы неоднороден по плотности и находится в постоянном движении.
Хромосферу можно наблюдать через специальные светофильтры. Они пропускают свет в узких интервалах длин волн, которые соответствуют отдельным спектральным линиям. Красная линия водорода с длиной волны 656 нм, а также ультрафиолетовая линия ионизованного кальция — 393 нм — это самые яркие линии в оптическом спектре хромосферы. Поэтому во время полной фазы солнечных затмений хромосфера выглядит, как фиолетово-розовое кольцо вокруг темного диска Луны.
Внешние слои солнечной атмосферы, которые расположены над хромосферой, называются солнечной короной. Она простирается на десятки радиусов Солнца. Когда происходит полное солнечное затмение, корона видна как серебристое жемчужное сияние (рис. 6.12). С расстоянием от Солнца ее плотность уменьшается, и вдали от него корона постепенно переходит в солнечный ветер, составляющий межпланетную газовую среду.
Рис. 6.12. Солнечная корона [6]
Линейчатый спектр излучения короны необычен. В нем нет спектральных линий водорода и других элементов, которые присутствуют в спектрах фотосферы или хромосферы. Зато были обнаружены яркие линии атомов железа, никеля и других химических элементов, которые лишены многих электронов. Причиной необычного спектра короны является высокая температура (1—2 млн К).
Иногда вблизи границы хромосферы и короны, в слабо намагниченном газе возникают сложные плазменные структуры. Они приводят в отдельных областях к взрывному выделению огромнейшей энергии до 10 25 Дж (это сопоставимо энергии миллиарда атомных бомб). Такие явления называются солнечными вспышками. Это самое мощное проявление солнечной активности. Яркость Солнца в области вспышки в линиях излучения газа резко возрастает во много раз. Возникает мощное рентгеновское излучение. По нему можно определить, что газ, в результате взрыва, нагревается до температуры 10—30 млн К за несколько минут. С большой скоростью потоки горячего газа распространяются вдоль линий магнитной индукции в нижние слои солнечной атмосферы, заставляя их ярко светиться. Ускоряются и покидают Солнце мощные потоки протонов и электронов. Рентгеновское излучение и быстрые частицы — это солнечные космические лучи, которые сопровождают вспышку. Они резко увеличивают поле радиации в межпланетном пространстве. Атмосфера Земли и ее магнитное поле защищают земную поверхность от смертельной радиации, связанной с солнечными вспышками.
Вспышки — мощный разряд в плазме. Энергия вспышек — преобразованная энергия магнитного поля. Она частично переходит в тепловую энергию газа и в кинетическую энергию потоков быстрых заряженных частиц.
Протуберанцы — это самые яркие и заметные структуры во внутренних слоях короны. Они наблюдаются вместе с хромосферой в спектральных линиях водорода и ионизованного кальция. Протуберанцы выглядят как огненные дуги, поднимающиеся над Солнцем (рис. 6.13)
Рис. 6.13. Протуберанец [6]
Протуберанцы — облака ионизованного газа, которые являются большими и сложными по форме.
Эти облака движутся в короне, они плотнее вещества короны и гораздо холоднее его. Их температура в 100 раз ниже, чем в короне и равна 10000 К. Газ протуберанцев подобен газу хромосферы. Если скорость высока, то протуберанец может покинуть Солнце. Но это большая редкость, обычно газ в них движется медленно и чаще вниз, т.е. из короны в солнечную хромосферу.
Солнечные пятна, вспышки, структурные детали хромосферы и короны являются следствием взаимодействий плазмы солнечной атмосферы с магнитными полями на Солнце.
Атмосфера Солнца: Фотосфера, Хромосфера и Солнечная корона
Из чего состоит атмосфера нашей звезды, чем фотосфера отличается от хромосферы и почему у Солнца есть корона?
Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звезды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.
Фотосфера – атмосфера Солнца
Фотосфера – атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного края. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.
Фотосфера – солнечная атмосфера. Именно её мы, собственно, и видим с Земли
Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях.
Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это – солнечные гранулы, их размеры различны и составляют в среднем 700 км, “время жизни” (появление и угасание гранулы) примерно 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной около 300 км.
Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохранятся относительно немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH.
Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее холодном слое фотосферы при “налипании” на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов.
При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.
Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра – узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул: “Спектрум!” (лат. spectrum – “видение”). Позже в спектре Солнца заметили темные линии и сочли их границами цветов.
В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных.
Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце.
Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозится, и возникает темная область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его слабее только в десять.
С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной части (ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.
Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и солнечную корону.
Хромосфера Солнца
Хромосфера Солнца (греч. “сфера цвета”) названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы.
Во время полного солнечно затмения, когда диск Солнца скрыт от наших глаз, мы видим хромосферу – тонкий яркий ореол по краям солнечного диска
Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров.
Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.
Наиболее распространены “спокойные” протуберанцы, появление которых обычно связано с развитием группы пятен, но существуют они значительно дольше пятен (до 1 года). Непосредственно в зоне пятен наблюдаются после вспышек, протуберанцы солнечных пятен – потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями в неск. десятков км/с. Другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями 100-1000 км/с (быстрые эруптивные протуберанцы).
Над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы “фонтаны”, “облака”, “воронки”, “кусты”, “арки” и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из нее, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы.
При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска темными, длинными и изогнутыми волокнами.
Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.
Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения.
Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.
Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих ее газов.
Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки (самые мощные взрывоподобные процессы, могут продолжаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда достигает 1025 Дж).
Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.
Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки – все это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.
Солнечная корона
Корона – в отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее слабое продолжение уходит еще дальше.
Солнечная корона, снимок сделан опять же во время полного солнечного затмения
Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высокой.
В действительности она необычайно обширна. Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1-2 млн градусов!
Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить ее цвет.
Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу ее часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна.
Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны – с большими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластинкой специальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках ее структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов.
Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные “дуги”, “шлемы” и другие сложные образования, четко связанные с активными областями.
Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Еще в 1897 г. пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны периодически меняется. Оказалось, что это связано с 11-летним циклом солнечной активности.
С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны.
В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щеточки. При этом общая яркость короны уменьшается.
Эта интересная особенность короны, по видимому, связана с постепенным перемещением в течении 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30-40°. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.
Тщательные исследования позволили установить, что между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существуют определенная связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается.
Такую ее область называют обычно возбужденной. Она горячее и плотнее соседних, невозбужденных областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.
Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.
На рубеже XIX-XX столетий, когда физика плазмы фактически еще не существовала, наблюдаемые особенности короны представлялись необъяснимой загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней короне совсем исчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые.
Кроме того, свет короны поляризован: плоскости, в которых колеблются световые волны, располагаются в основном касательно к солнечному диску. С удалением от Солнца доля поляризованных лучей сначала увеличивается (почти до 50%), а затем уменьшается. Наконец, в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удалось отождествить ни с одним из известных химических элементов.
Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны – высокая температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 млн градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они еще раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в куб см, что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами.
Силы электронных ударов так велики, что атомы легких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь “голые” атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации.
Итак, корональный газ – это высокоионизованная плазма; она состоит из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникающих при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых атомов.
Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны, его часто называют электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое полностью обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом.
Белый цвет короны объясняется рассеиванием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеивании: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизированных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения.
Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеиванием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвездной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью “замываются”.
Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потоках плазмы – солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400-500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с.
Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с еще более разреженной межзвездной средой.
Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).