Чтение онлайн

Как показали Аллен и ван де Хюлст, F-компонента излучения солнечной короны возникает в действительности не в самой короне, а в пространстве между Солнцем и Землёй. Эта компонента является результатом рассеяния солнечного света на частицах межпланетной пыли, т.е. имеет такую же природу, как и зодиакальный свет. Значительная яркость F-компоненты объясняется сильной вытянутостью вперёд индикатрисы рассеяния пылевых частиц.

Таким образом, для нахождения истинного излучения короны необходимо из её наблюдаемого излучения исключить F-компоненту. В дальнейшем мы уже не будем говорить об этой фиктивной компоненте и займёмся лишь истинными компонентами K и E.

2. Происхождение непрерывного спектра.

Объяснение происхождения непрерывного спектра короны (точнее, его K-компоненты) состоит в том, что он возникает в результате рассеяния фотосферного излучения Солнца на свободных электронах короны. Приведём некоторые факты, подтверждающие правильность такого объяснения.

1. Распределение энергии в спектре короны не отличается от распределения энергии в спектре Солнца. Совпадают также между собой цвет короны и цвет Солнца. Так и должно обстоять дело в случае рассеяния света на свободных электронах вследствие независимости коэффициента рассеяния от длины волны. Некоторые расхождения между различными наблюдательными данными о спектре и цвете короны вызваны трудностями наблюдений.

2. Излучение короны является поляризованным в соответствии с законом поляризации света при электронном рассеянии (сформулированном в § 7). Наблюдения дают степень поляризации света короны p на разных расстояниях от центра диска Солнца r (с ростом r она возрастает приблизительно до значения p=40% на расстоянии r=1,5r, а затем убывает). Как известно, теоретическое значение степени поляризации излучения, рассеянного элементарным объёмом, равно

p

=

sin^2

1+cos^2

,

(17.1)

где — угол между направлениями падающего и рассеянного излучения. Однако на данный элементарный объём короны падает излучение от разных мест фотосферы и для каждого падающего луча будет свой угол рассеяния и своя плоскость рассеяния. Поэтому выражение для степени поляризации света, рассеянного элементарным объёмом короны, оказывается довольно сложным. Для нахождения же величины p(r) надо проинтегрировать излучение от всех элементарных объёмов вдоль луча зрения. Такие вычисления приводят к значениям степени поляризации p(r), согласующимся с наблюдёнными значениями этой величины (если, разумеется, из наблюдаемого излучения короны исключить неполяризованную F-компоненту).

3. В спектре короны присутствует лишь очень небольшое число сильно размытых фраунгоферовых линий. Это объясняется доплеровским расширением линий, происходящим при рассеянии солнечного света на быстро движущихся свободных электронах короны. Если мы обозначим через r относительную остаточную интенсивность линии в спектре Солнца и через r аналогичную величину для короны, то приближённо можно написать

r

=

1

D

0

exp

–

– '

D

^2

r

'

d'

,

(17.2)

где

D

=

c

2kTe

m

1/2

,

(17.3)

и Te — электронная температура короны. Так как масса электрона m очень мала, то величина D оказывается очень большой. Поэтому узкие и слабые фраунгоферовы линии размываются настолько, что становятся невидимыми. И только очень сильные фраунгоферовы линии (например, H и K ионизованного кальция), хотя и весьма размытые, наблюдаются в спектре короны. Следует отметить, что в спектре F-компоненты излучения короны, возникающей при рассеянии света на пылевых частицах, присутствует большое число фраунгоферовых линий, так как скорости пылевых частиц очень малы.

Перечисленные факты с несомненностью говорят о том, что непрерывный спектр короны образуется вследствие рассеяния света, идущего от диска Солнца, на свободных электронах короны. Возникает, однако, следующий важный вопрос: чем вызывается резкое изменение характера спектра при переходе от хромосферы к короне, т. е. почему ярко-линейчатый спектр хромосферы превращается в непрерывный спектр короны? Разумеется, ответ на этот вопрос состоит не в том, что в короне много свободных электронов, а в хромосфере их мало. На самом деле с удалением от поверхности Солнца плотность вещества (и в том числе концентрация свободных электронов) быстро убывает. И именно этим убыванием плотности в основном и объясняется указанное изменение спектра. Эффект возрастания роли электронного рассеяния с уменьшением плотности уже отмечался нами в § 5, причём в качестве примера приводились фотосферы звёзд — сверхгигантов.

Чтобы пояснить сказанное, напишем выражения для коэффициентов излучения в непрерывном спектре и в линии. Объёмный коэффициент излучения в непрерывном спектре, обусловленный рассеянием света на свободных электронах, даётся формулой

=

n

e

I

d

4

,

(17.4)

где ne — концентрация свободных электронов, — коэффициент рассеяния, рассчитанный на один электрон, и I — интенсивность излучения, приходящего от фотосферы. С другой стороны, объёмный коэффициент излучения в линии, соответствующей переходу k->i, равен

'

=

nkAkihik

4 ik

,

(17.5)

где nk — число атомов в k-м состоянии в 1 см^3, Aki — эйнштейновский коэффициент спонтанного перехода и ik — ширина линии. Величину nk, по аналогии с формулой (5.7), можно представить в виде

n

k

=

b

k

n

e

n

gk

g

h^3

2(2mkTe)3/2

exp

k

kTe

,

(17.6)

где коэффициент bk показывает, во сколько раз значение величины nk/(nen) отличается от её значения при термодинамическом равновесии с температурой Te.

Подставляя (17.6) в (17.5), мы видим, что коэффициент излучения в линии ' пропорционален nen т.е. квадрату плотности (если атомы находятся преимущественно в ионизованном состоянии). Однако коэффициент излучения в непрерывном спектре пропорционален ne т.е. первой степени плотности. Поэтому в случае малой плотности газа ' есть малая величина первого порядка, а — малая величина второго порядка. Следовательно, при достаточно малой плотности коэффициент излучения в линии будет меньше коэффициента излучения в непрерывном спектре, обусловленного рассеянием на свободных электронах.

Для отношения величин ' и мы имеем

'

~

n

~

.

(17.7)

Так как с удалением от поверхности Солнца плотность убывает, то убывает и отношение '/. При сравнительно большой плотности (в хромосфере) '/>>1, т.е. видны сильные линии на относительно слабом непрерывном фоне. При сравнительно малой плотности (в короне) '/<<1, т.е. наблюдается непрерывный спектр и почти нет линий (за некоторыми исключениями).