2.1.Emisia de raze X e5k1kl
Primele inregistrari de radiatie X solara s-au facut la 6 august 1948, la bordul unei rachete V-2 ce s-a ridicat la peste 100km. Mai mult de 10 ani Laboratorul National de Cercetari al Statelor Unite (NRL) ramane singurul implicat in astfel de cercetari. Rezultatele acestor masuratori cu rachetele au stabilit doua lucruri importante : ca Soarele este o sursa puternica de radiatie X si ca intensitatea emisiei X solare este legata de activitatea solara.Prima confirmare directa a localizarii surselor de radiatie X in coroana solara, deasupra regiunilor active, a fost obtinuta in timpul eclipsei totale de Soare din octombrie 1958.
In 1960, o data cu obtinerea primei imagini a Soarelui in radiatie X cu regiunile active solare. Lucrarile teoretice ale lui Elwert din anii 1950 prezinta in paralel cu observatiile, uneori anticipand chiar, caracteristicile emisiei X a coroanei neperturbate si a condensarilor coronale mai dense si mai fierbinti. Inregistrarea unor perturbatii bruste in ionosfera terestra, concomitente cu eruptiile solare puternice, a indreptat atentia cercetatorilor asupra emisiilor X asociate eruptiilor solare. S-a gasit ca radiatia X dura creste in timpul eruptiilor de cateva ori, rezultat confirmat , ulterior, de masuratorile facute cu satelitii artificiali.
A urmat apoi deceniul 7, cu primele imagini in radiatie X obtinute cu telescoape cu incidenta razanta. Instrumentele pentru detectie s-au perfectionatcontinuu, s-au masurat liniile spectrale X, polarizarea radiatiei. Misiuni spatiale lansate ulterior pentru studii ale radiatiei electro-magnetice solare (Skylab, in 1973-1974 si Misiunea Soarelui Maxim, in 1979-1980) au adus un bogat material si in domeniul radiatiei X.
Soarele este cea mai puternica sursa observata de radiatie X intre 0,5-10keV, cu cel putin trei ordine de marime mai stralucitoare decat Sco X-1.
Studiul radiatiei X solare prezinta interes pentru astronomia in radiatie X din mai multe motive. In primul rand, fiind steaua cea mai apropiata de Pamant, Soarele permite studiul detaliat al fenomenelor din atmosfera sa, in scopul elucidarii naturii proceselor fizice nestationare ce au loc aici. Pentru Soare sunt posibile observatii concomitente in radiatie X, in UV, in lumina integrala, in domeniul radio precum si inregistrari de campuri magnetice solare si particule solare in spatiul interplanetar. Un material atat de bogat este imposibil de obtinut pentru o alta sursa cosmica de radiatie X.
Datele observationale solare obtinute in radiatie X au revolutionat complet cunostiintele asupra coroanei solare si coroanelor stelare in general. Daca pana nu demult, coroana solara era considerata o structura spatiala relativ omogena, incalzita prin disiparea undelor acustice din zona convectiva, astazi se stie ca in coroana sunt prezente o serie de structuri bine definite (bucle, arce) de temperaturi si presiuni diferite ce pot coexista, campul magnetic constituind “izolatorul“necesar si probabil contribuind la incalzirea plasmei coronale. Soarele este singura sursa de radiatie X pentru care au fost masurate liniile spectrale de origine termica intr-un larg domeniu de conditii astro-fizice : densitati electronice de 10 la puterea a VIII-a pana la 10 la puterea a XII-a /cm cubi si temperaturi de 10 la puterea a VI-a pana la 10 la puterea a VII-a K.

2.2.Atmosfera Soarelui
Soarele este o stea din secventa principala, de tip G2, de varsta medie aproximativ 4,5 miliarde de ani. Este una dintre stelele reprezentative pentru astrofizica si se evalueaza ca va ramane in starea actuala inca vreo 5 miliarde de ani. Energia solara provine din reactiile termonucleare ce au loc in nucleul sau, unde la temperaturi de ordinul a 15x10 la puterea a VI-a K patru nuclee de hidrogen fuzioneaza pentru a produce un nucleu de heliu cu eliberarea unei energii de 25MeV=4x10 la puterea minus 12J. Comparand aceasta energie cu luminozitatea Soarelui, 4x10 la puterea 26W, deducem ca pe secunda au loc 10 la puterea 38 astfel de fuziuni ceea ce inseamna ca 6,4x10 la puterea 11kg de hidrogen se transforma in heliu in fiecare secunda. In fiecare reactie, 0,7% din masa de repaus devine energie, deci 4,5 milioane tone de materie solara se transforma in energie in fiecare secunda. Transportul catre suprafata a acestei energii se produce prin fotoni care sufera in drumul lor o serie de absorbtii, reemisii, difuzii, pierzand continuu din energia lor initiala. Astfel fluxul de fotoni emisi din nucleul solar ca radiatie gama se transforma pe parcurs in radiatie X, apoi in radiatie ultravioleta (UV) si in final, in lumina vizibila emanata la suprafata astrului.
La 0,8-0,9 R, temperatura plasmei descreste destul de mult si electronii incep sa se recombine cu protonii si particulele alfa formand atomi de hidrogen si heliu. Aceasta face ca opacitatea sa creasca brusc si transportul radiativ sa cedeze locul convectiei. O dovada a existentei zonei convective de sub fotosfera o constituie granulatia si super-granulatia, observate in fotosfera. Turbulenta din zona convectiva joaca un rol deosebit in fizica solara; ea genereaza unde acustice, care se propaga prin fotosfera spre straturile superioare, asigurand echilibrul de presiune si energie al straturilor, iar interactiunea dintre miscarea turbulenta si campul magnetic este una dintre cauzele care provoaca activitatea solara.

2.3.Soarele, steaua noastra
Soarele este steaua in jurul careia se roteste Pamantul si care intretine viata pe planeta noastra, prin lumina si caldura pe care le degaja. Nu este decat una din sutele de miliarde de stele obisnuite care populeaza galaxia noastra. Soarele este o sursa de lumina si de caldura intretinuta prin reactii de fuziune nucleara, care se produc in regiunea sa centrala.

2.3.1.O bula de gaze
Situat la numai 150 de milioane de kilometri distanta de Pamant, Soarele este de 270000 de ori mai aproape decat celelalte stele (Proxima, vizibila in constelatia Centaur). Aceasta apropiere fizica relativa explica importanta sa pe cer :de aceea Soarele nu apare ca un simplu punct luminos, ci ca o sfera orbitoare, la suprafata careia astronomii izbutesc sa discearna niste detalii, folosindu-se de instrumente adecvate.
La fel ca si celelalte stele, Soarele este o enorma bula de gaze, in adancul careia se produc reactii de fuziune nucleara. Energia lui provine din fuziunea hidrogenului in heliu. In fiecare secunda, in interiorul astrului, 600 de milioane de tone de hidrogen sunt transformate in heliu, acest proces fiind insotit de o importanta degajare de energie. Sunt aproximativ 5 miliarde de ani de cand Soarele “functioneaza“ in acest fel, iar rezervele de hidrogen pe care le are ii mai asigura o durata de viata de acelasi ordin.

2.3.2.Suprafata solara
Lumina pe care noi o primim de la Soare provine dintr-un strat cu o grosime de numai 200km. El este cel care ii confera Soarelui aspectul unui disc cu marginea foarte clara. Astronomii folosesc denumirea de fotosfera pentru acest strat. Ea formeaza ceea ce se numeste “suprafata solara“. In anumite perioade, suprafata solara se acopera de pete intunecate. Soarele este o masa de materie gazoasa si fierbinte care emite radiatii la o temperatura efectiva de aproximativ 6000oC si care degaja cantitati enorme de energie la suprafata lui. O mica fractiune din aceasta energie se intercepteaza cu Pamantul si este stocata timp de secole, de plante prin procesul de fotosinteza. Rata de interceptie a Pamantului cu radiatia solara este necesarul de energie al omului. Spre exemplu, in Statele Unite, in fiecare an, energia solara care poate fi captata este de 1500 de ori mai mare decat necesarul de energie al omenirii.

2.4. Constanta solara
Intensitatea medie de radiatie solara pe care am masura-o in exteriorul atmosferei Pamantului si la un unghi corect care sa fie acelasi cu directia radiatiei, este de 1.94 cal/cm2. Aceasta caracteristica se numeste constanta solara si este echivalenta cu 1.1 kw/yd.

2.5. Factorii care cauzeaza variatia radiatiei solare
Radiatia solara este consumata prin absorbtia ei de unele gaze din atmosfera, de nori si de factori geometrici care trebuie luati in considerare cand suprafata pe care cade radiatia solara nu este aceeasi cu suprafata incidenta. Media de radiatie solara care ajunge la suprafata pamantului poate varia de la 90% sau mai mult in zilele senine. Totusi, in timp ce totalul de radiatie solara este imens, zona in care poate fi captata aceasta energie solara este vasta, energia este difuza, iar o masina solara ar trebui sa aiba suprafete intinse de panouri solare pentru colectarea energiei solare daca se doreste energie electrica. Desi energia solara este „gratuita”, ea nu este este folosita pe scara larga deoarece echipamentele pentru colectare, stocare, sunt foarte costisitoare.