Чтение онлайн

=

2

I

N

e

,

(17.16)

где

N

e

=

n

e

dV

.

С другой стороны, светимость Солнца равна

L

=

4

R^2

I

.

(17.17)

Поэтому для отношения светимости короны к светимости Солнца получаем

Lk

L

=

Ne

2R^2

.

(17.18)

Формула (17.18) даёт возможность определить полное число свободных электронов в короне Ne, если известна из наблюдений величина Lk/L Как уже упоминалось, Lk/L10. Поэтому находим: Ne5‚10.

Отсюда, между прочим, следует, что число свободных электронов короны, приходящихся на один квадратный сантиметр поверхности Солнца, равно

Ne

2R^2

10^1

.

(17.19)

Умножая это число на коэффициент рассеяния, рассчитанный на один свободный электрон, получаем приближённое значение для оптической толщины короны, которое оказывается равным 10. Такого результата и следовало ожидать, так как должно выполняться приближённое равенство: LkL.

4. Корональные линии.

В видимой части спектра короны присутствует около 30 эмиссионных линий. Наиболее яркой из них является «зелёная» линия с длиной волны 5303 A. Весьма сильны также линии 6375 и 6702 A, в красной части спектра, 7892, 10747 и 10798 A — в инфракрасной и 3388 A — в ультрафиолетовой. Относительные интенсивности линий различны в разных частях короны. Ширины линий довольно велики — порядка 1 A.

Происхождение корональных линий в течение долгого времени было загадкой для астрофизиков. Наконец в 1939 г. Гротриан обнаружил, что частоты двух корональных линий совпадают с частотами запрещённых линий, возникающих при переходах между подуровнями основного состояния ионов Fe X и Fe XI. Затем Эдлен нашёл такое же совпадение частот двух других корональных линий и линий ионов Ca XII и Ca XIII. Следует заметить, что запрещённые линии указанных ионов в лаборатории не наблюдались. Частоты этих линий были найдены из схемы термов, построенной по наблюдённым в лаборатории разрешённым линиям, лежащим в ультрафиолетовой области спектра.

В дальнейшем Эдлен произвёл отождествление большинства линий в спектре короны. Оказалось, что все они образуются при запрещённых переходах между подуровнями одного состояния сильно ионизованных атомов (железа, кальция, никеля и аргона). В табл. 21 дан список отождествлённых корональных линий вместе с различными сведениями о них.

Таблица 21

Линии излучения короны

Длина

волны

Наблюдаемая

относительная

интенсивность

Ион

Коэффициент

вероятности

A

ki

в с

^1

Потенциал

возбуждения

в Эв

Потенциал

ионизации

в Эв

по

Гротриану

по Лио

3 328

1

,0

–

Ca XII

488

3

,72

589

3 388

16

–

Fe XIII

87

5

,96

325

3 601

,0

2

,1

–

Ni XVI

193

3

,44

455

3 642

,9

–

–

Ni XIII

18

5

,82

350

3 986

,9

0

,7

–

Fe XI

9

,5

4

,68

261

4 086

,3

1

,0

–

Ca XIII

319

3

,03

655

4 231

,4

2

,6

–

Ni XII

237

2

,93

318

4 359

–

–

Ar XIV

108

2

,84

682

5 116

,03

4

,3

2

,2

Ni XIII

157

2

,42

350

5 302

,86

100

100

Fe XIV

60

2

,34

355

5 536

–

–

Ar X

106

2

,24

421

5 694

,42

–

1

,2

Ca XV

95

2

,18

814

6 374

,51

8

,1

18

Fe X

69

1

,94

233

6 701

,83

5

,4

2

,0

Ni XV

57

1

,85

422

7 059

,62

–

2

,2

Fe XV

–

31

,77

390

7 891

,94

–

13

Fe XI

44

1

,57

261

8 024

,21

–

0

,5

Ni XV

22

3

,39

422

10 746

,80

–

55

Fe XIII

14

1

,15

325

10 797

,95

–

35

Fe XIII

9

,7

2

,30

325

Вычисления показывают, что высокоионизованные атомы других элементов не имеют линий в видимой части спектра или их линии слишком слабы и не могут наблюдаться на фоне непрерывного спектра короны. Однако некоторые линии находятся на пределе видимости и, возможно, их удастся обнаружить каким-либо способом в будущем.