Не совсем так. От ядра Солнца, где происходят термоядерные реакции, до фотосферы, как и следует ожидать, температура падает, а от фотосферы вверх к короне, как ни странно, быстро нарастает. Это наблюдательный факт.

      О повышении температуры с высотой свидетельствуют спектры, полученные с разных уровней атмосферы Солнца. Спектры несут огромное, можно сказать бесконечное,  количество информации о физике Солнца: температура, давление, динамика, химический состав, магнитное поле, межатомное электрическое поле, турбуленция, скорость осевого вращения (нетвердотельного) – далеко не полный перечень тех сведений, которые получают по спектрам. Все эти характеристики непрерывно изменяются во времени, изменяются от точки к точке и с глубиной в протяженной атмосфере Солнца. Особый интерес представляют спектры различных активных образований, влияющих на процессы, происходящие на Земле.

   Понятие «температура» - весьма неоднозначное: эффективная температура  может быть не равна кинетической, яркостная – цветовой и так далее. В данной статье используется понятие температуры, при которой происходит возбуждение и ионизация атомов различных химических элементов.

   Спектр фотосферы – непрерывный спектр излучения с тысячами линий поглощения. Спектр фотосферы в основном формируется при присоединении электронов к нейтральным атомам водорода с образованием экзотических отрицательных ионов (один протон и не один, а два электрона). Скорость свободных электронов может быть любой (в определенном интервале), поэтому возникающие при рекомбинации фотоны создают непрерывный спектр.

Спектр фотосферы

   Максимум интенсивности спектра фотосферы соответствует температуре 6000 град. Излучение непрерывного спектра фотосферы является тем видимым светом, который приходит от Солнца (фотосфера – сфера света).

   Для образования таких экзотических ионов требуется большое количество свободных электронов.

   Водород, которого более 70 % по массе, при такой температуре не ионизован, даже в возбужденном состоянии находится небольшое количество его атомов, поэтому он практически не поставляет электронов. Для его ионизации с основного уровня необходимо 13.54 эв. Для ионизации гелия потребуется более 24 эв. Гелий (29 % массы) в условиях фотосферы также не ионизован и даже не возбужден: для этого слишком низка температура. На остальные обнаруженные на Солнце 67 элеменов, включая металлы, приходится всего 1 % массы. Но именно металлы, у которых внешние электроны слабо связаны с ядром, и поэтому их потенциалы ионизации составляют всего 4 - 5 эв, являются поставщиками свободных электронов. Количество экзотических ионов очень невелико по сравнению с количеством обычных атомов водорода, но его достаточно для формирования непрерывного спектра.

   Основным механизмом образования линий поглощения в спектре фотосферы является атомное рассеяние квантов излучения, поступающего из глубины Солнца. Атомы и ионы различных химических элементов поглощают кванты, энергия которых соответствует их энергии возбуждения. Поглощенные кванты переизлучаются равновероятно во всех направлениях, в результате чего создается дефицит таких квантов в непрерывном спектре. Темные линии поглощения показывают, атомы каких химических элементов смогли возбудиться при температуре фотосферы. Интенсивность линий поглощения тем больше, чем больше атомов или ионов участвует в их образовании. Но это количество соответствует не процентному содержанию химических элементов на Солнце, а возможностям их возбуждения при температуре поступающего снизу излучения.

   В видимой области спектра линии поглощения водорода не самые яркие, хоть его во много раз больше, чем других химических элементов. Самые сильные линии принадлежат ионизованному кальцию, которого в миллионы раз меньше, чем водорода. Столько же и натрия, но его линии слабее, так как при температуре 5-6 тысяч градусов он активно ионизируется. Условия в фотосфере не способствуют возбуждению второго по обилию элемента, гелия, его линий в спектре фотосферы практически нет.

   Таким образом и непрерывный спектр, и линии поглощения свидетельствуют о том, что температура фотосферы около 6000 град.

Над фотосферой расположен слой хромосферы. Его плотность в сотни тысяч раз  меньше, чем плотность фотосферы. Непрерывный спектр не образуется, а вместо линий поглощения светятся разноцветные линиии излучения (хромосфера – цветная сфера). В видимой области спектра ярко светятся линии  водорода серии Бальмера. Некоторые линии поглощения фотосферы в хромосфере наблюдаются в излучении, например, ионизованного кальция. Самые интересные линии - гелия. В нижней хромосфере видны линии возбужденного гелия, в средних слоях гелий ионизован, а в верхних слоях хромосферы гелий ионизован дважды, то есть лишился обоих электронов.  Линии хромосферы требуют гораздо больших потенциалов возбуждения и ионизации, чем линии фотосферы. Температура хромосферы растет с высотой от 6000 до десятков тысяч градусов.

Участок спектра хромосферы

   Спектр короны, расположенной выше хромосферы, долгое время расшифровать не удавалось: непрерывный спектр, соответствующий низкой температуре, и разноцветные линии излучения, которые ни с какими химическими элементами долго отождествить не могли.

Участок спектра короны

   Оказалось, что около 30-и эмиссионных линий в видимой области спектра принадлежат ионам металлов (железа, никеля, кальция и др.), которые лишились 9 – 15 электронов. Это возможно только при температуре, превышающей миллион градусов.

   Более того, оказалось, что все эти линии – запрещенные, с метастабильных уровней. Переход электрона с такого уровня с излучением кванта, очень мало вероятен. Чтобы такая линия появилась, надо, чтобы атом долгое время находился в спокойном состоянии, а это возможно только при исключительно низкой плотности, которая существует в короне. Об очень малой плотности короны свидетельствует и то, что суммарное излучение короны в миллионы раз слабее излучения фотосферы. 

   Странно, что в этом спектре видны и линии излучения водорода и гелия. Ведь эти элементы при такой темпратуре полностью ионизованы. Это линии хромосферы, попавшие в спектр короны. При такой температуре и степени ионизации в короне много свободных электронов, обладающих огромными скоростями, они и рассеивают свет нижележащей хромосферы. Эти электроны рассеивают и излучение фотосферы (томпсоновское рассеяние). Вот откуда в спектре горячей короны виден непрерывный  спектр, соответствующий температуре всего 5-6 тысячам градусов. Все линии хромосферного и  фотосферного спектров сильно  расширены, что говорит об очень большой скорости рассеивающих электронов и температуре короны в миллионы градусов.

   При такой температуре непрерывный спектр самой короны находится в области рентгена. Он образуется свободно-свободными и свободно-связанными переходами электронов вблизи ионов. В ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра имеются линии ионов металлов, потерявших 20 электронов. Видимая часть короны простирается  на высоту десяти радиусов Солнца, затем постепенно ее свечение ослабевает. Четких границ корона не имеет, ее вещество непрерывно уходит в межпланетное пространство. Это еще одно свидетельство ее высокой температуры. Не только легкие электроны, но и многие протоны и ионы достигают скоростей, больших параболической (600 км/с) и, преодолевая притяжение, покидают Солнце. Благодаря этому корона не перегревается энергией, непрерывно поступающей из недр Солнца. 

   Очень своеобразные и интересные спектры фотосферы, хромосферы и короны свидетелствуют, что в атмосфере Солнца, действительно, чем дальше от ядра, тем горячее.