Радіо – та рентгенівське Сонце

 

В цих діапазонах Сонце – слабке джерело. Є чимало об'єк­тів (радіопульсари, залишки вибухів зірок, радіогалактики, релятивістські зірки тощо), які в них мають ту ж потужність, незважаючи на віддаленість у тисячі світлових років. Розподіл Е(λ) у Сонці підлягає формулі Релея–Джинса (1.16) для Т~6000 К лише для λ < 1 см. На λ=1м І_n відповідає Т~2·І0⁵К, а λ=10м – Т ~ 10⁶К. В період активності – відповідно 10⁸ К та 10¹⁰К. Радіовипромінювання активного Сонця – нетеплове. Короткохвильове випромінювання виникає поблизу фото­сфери, а метрового діапазону – в короні. На фоні останнього виділяються сплески наступних типів: І (1с), П (5–30 хв., по­чинається через 10 хв. після спалаху, йде з дрейфом по частоті в бік зменшення), ІІІ (виникає в момент спалаху, 10с, λ=0,5 м), IV (широкодіапазонне, неперервне, виникає за сплес­ками П типу), V (широкодіапазонне й неперервне, виникає за сплеском ІІІ типу).

Рентгенівські знімки одержані вперше в 1948 р на висотній ракеті. На 1Å <λ<8Å випромінює 10^-4 ерг/см²·с. З зростанням λ потужність зростає й при 8Å <λ<20Å складає . Світлі ділянки рентгенограм повторюють деталі, що їх видно в лінії Н_α. Рентгенівське випромінювання пов'язане з активними областями на диску та на висотах 10–100 тис.км над фотосферою (Т ~ 3¸6 млн.К). Рентгенівський спалах слідує через 2хв після оптичного, а потік відповідає Т ~ 20¸40 млн.К