ВВЕДЕНИЕИзмерения характеристик корональной плазмы важны для понимания различных процессов, происходящих в солнечной атмосфере, таких как нагрев короны и выбросы корональной массы, а также структуры и физических характеристик активных областей, протуберанцев и корональных дыр. Исследования короны в УФ-диапазоне волн ведутся давно, и в настоящее время ряд превосходных спектрографов на борту спутников дает возможность детальной диагностики электронной плотности и температуры солнечной плазмы. Диагностика по наблюдаемым интенсивностям оптически тонких линий [Mason, Monsignori Fossi, 1994; Laming et al., 1997] использует расчеты излучения переходов возбужденных уровней ионов. Созданная в 1997 г. и непрерывно уточняемая база атомных данных CHIANTI [Dere et al., 1997; Landi et al., 2012] содержит среди прочего пакет программ для таких расчетов.К настоящему времени опубликовано достаточно большое число работ по исследованию плазмы спокойных участков Солнца и активных областей. Анализ эмиссионных линий УФ дает представление о характеристиках плазмы, но в то же время позволяет выявлять проблемы, возникающие из-за неточности атомных данных и погрешностей при обработке спектрогелиограмм. Атомные данные в значительной мере являются расчетными, и проверка правильности расчетов может быть осуществлена по стабильному источнику излучения, каковым представляется излучение спокойных участков атмосферы Солнца. Исследованию спокойной короны над лимбом на расстояниях 1.03–1.3 солнечного радиуса посвящены работы [Feldman et al., 1998, 1999; Warren, 1999; Allen et al., 2000; Landi et al., 2002a, 2002b; Warren, Warshall, 2002; Feldman, 2003; Mo-han et al., 2003; Parenti et al., 2003; Warren, Brooks, 2009], в которых принималось, что плазма на таких высотах изотермальная.В работах [Warren, 2005; Brooks, Warren, 2006; Brooks et al., 2009] исследовалась плазма при наблюдениях в центре диска Солнца. В этом случае температура излучающего слоя принималась равной температуре максимума ионизации данного иона. Оценить правомерность таких приближений можно путем расчета интенсивности эмиссионных линий по модели спокойных участков Солнца.В настоящей работе использована многокомпонентная модель короны спокойного Солнца [Krissinel, 2015], позволившая получить экваториальные распределения центр-лимб в диапазоне волн от 1 до 100 см, хорошо совпадающие с эксперименталь-ными данными. В этой модели распределение компонент по диску Солнца представляет собой случайный процесс, дисперсия и среднее значения которого неизменны. В таком случае излучение Солнца может быть представлено излучением дискретного набора компонент короны.Целью данной работы является сравнение расчетов интенсивности излучения по модели солнечной короны, созданной по радионаблюдениям, с результатами наблюдений эмиссионных EUV- и FUV-линий на спектрографах SOHO/CDS, SOHO/SUMER и HINODE/EIS, опубликованными в литературе. При адаптации модели к расчетам экваториального распределения интенсивности корональных линий особое внимание было обращено на выбор типа фракционной ионизации, а также на высотные профили плотности и температуры в переходной области петель.