в мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця. Відомо, що Сонце є джерелом постійного потоку часток — корпускул. Корпускулярне випромінювання складають нейтрино, електрони, протони, альфа-частинки, а також важчі атомні ядра Сонця. Окремі згустки гарячого іонізованого газу «вистрілюють» з областей, що оточують сонячні плями, і рухаються від Сонця зі швидкістю в кілька сотень і навіть тисяч кілометрів на секунду.
Із сонячними спалахами пов'язані найпотужніші короткочасні потоки часток, переважно електронів і протонів. У результаті найпотужніших спалахів частки можуть набувати швидкості, що складає помітну частку швидкості світла. Частки з такими великими енергіями називаються сонячними космічними променями. Сонячне корпускулярне випромінювання впливає на Землю, і, насамперед, на її верхні шари атмосфери й магнітне поле, викликаючи безліч різноманітних геофізичних явищ.
Найпотужніший прояв хромосфери — спалахи. Вони відбуваються в порівняно невеликих областях хромосфери й корони, розташованих над групами сонячних плям. За своєю природою спалах — це вибух, викликаний раптовим стисканням сонячної плазми. Стискання відбувається під тиском магнітного поля і призводить до утворення довгого плазмового джгута. Довжина такого утворення складає десятки, сотні тисяч кілометрів. Триває спалах, як правило, близько години. Хоча детально фізичні процеси, що призводять до виникнення спалахів, ще не * вивчені, зрозуміло, що вони мають електромагнітну природу.
Найбільш грандіозними утвореннями в сонячній атмосфері є протуберанці __ відносно щільні хмари газів, що виникають у сонячній короні або викидаються в неї з хромосфери. Типовий протуберанець має вигляд гігантської сяючої арки, що спирається на хромосферу, й утворений зі струменів і потоків щільнішої й холоднішої, ніж навколишня корона, речовини. Іноді ця речовина утримується прогнутими під його вагою силовими лініями магнітного поля, а іноді повільно стікає уздовж магнітних силових ліній. Є безліч різних типів протуберанців. Деякі з них пов'язані з вибухоподібними викидами речовини з хромосфери в корону.
Сонячна корона — це зовнішні, дуже розріджені шари атмосфери Сонця. Сонячну корону можна спостерігати протягом буквально декількох десятків секунд у вигляді перлового сяйва під час повної фази сонячного затемнення навколо диска Місяця.
Важливою особливістю корони є її промениста структура. Довжина променів може сягати десятка і більше сонячних радіусів. Форма корони залежить від фази циклу сонячної активності: у роки максимуму вона майже сферична, у роки мінімуму — сильно витягнута уздовж екватора. Корона являє собою сильно розріджену високо іонізовану плазму з температурою 1—2 млн градусів. Причина такого великого нагрівання сонячної корони пов'язана з хвильовими рухами, що виникають у конвективній зоні Сонця. Світло корони майже збігається зі світлом випромінювання всього Сонця. Це пов'язано з тим, що вільні електрони, які знаходяться в короні, розсіюють випромінювання, що надходить від фотосфери. Через величезну температуру частки рухаються настільки швидко, що під час зіткнень від атомів відлітають електрони, які потім рухаються як вільні частки. У результаті цього легкі елементи повністю втрачають усі свої електрони, так що в короні залишаються тільки протони й альфа-частинки. Важкі елементи втрачають до 10—15 зовнішніх електронів, тому в сонячній короні спостерігаються незвичайні спектральні лінії. Гаряча плазма сильно випромінює й поглинає радіохвилі, тому сонячне радіовипромінювання спостерігається в сонячній короні. Іноді тут також відзначаються області зниженого світіння, що називаються корональними дірами.