Чтение онлайн

Указанное отождествление корональных линий сразу же вызывает два вопроса: 1) в чем причина существования многократно ионизованных атомов в короне? 2) Почему в спектре короны наблюдаются запрещённые линии? На первый из этих вопросов ответ будет дан ниже. Сейчас же мы кратко ответим на второй из них (откладывая подробное рассмотрение проблемы возникновения запрещённых линий в спектрах небесных тел до гл. V, посвящённой газовым туманностям).

Как известно, эйнштейновские коэффициенты спонтанных переходов для разрешённых линий порядка 10 с^1. Однако для запрещённых линий эти коэффициенты гораздо меньше. Например, для запрещённых линий в спектре короны, как следует из таблицы, они порядка 10…10^3 с^1 (хотя запрет в этих случаях и не очень сильный). Вследствие малости вероятностей запрещённых переходов необходимы особые условия, чтобы запрещённые линии могли стать достаточно интенсивными.

Для выяснения этих условий прежде всего заметим, что если из данного состояния возможны как запрещённые, так и разрешённые переходы, то первые из них происходят гораздо реже вторых, и запрещённая линия оказывается гораздо слабее разрешённой. Следовательно, запрещённые линии могут стать сравнительно интенсивными только в том случае, когда верхнее состояние метастабильное, т.е. из него нет никаких переходов вниз, кроме запрещённых.

Однако, в отличие от обычных возбуждённых состояний, в которых атом находится в течение времени порядка 10 с, в метастабильном состоянии он может находиться гораздо дольше. Поэтому для осуществления спонтанного перехода из метастабильного состояния необходимо, чтобы атом не подвергался внешним возмущениям в течение весьма больших промежутков времени. В частности, атом не должен испытывать частых встреч со свободными электронами, так как последние могут перевести его из метастабильного состояния вниз без излучения запрещённой линии при ударе второго рода. Точно так же атом не должен подвергаться сильному воздействию излучения, при поглощении которого он может перейти из метастабильного состояния вверх. Таким образом, для появления сравнительно интенсивных запрещённых линий в спектре какого-либо объекта необходимо, чтобы плотность вещества и плотность излучения были в нём достаточно малыми.

Само присутствие запрещённых линий в спектре короны говорит о том, что указанные условия в ней выполняются. Вычисления подтверждают это. Как мы видели, электронная концентрация в короне довольно мала, и столкновения не препятствуют спонтанным переходам из метастабильных состояний (хотя значение ne в короне на несколько порядков больше, чем в туманностях, но и вероятности переходов для корональных линий сравнительно велики). Вместе с тем в короне осуществляется и условие, касающееся плотности излучения. Чтобы ионы, дающие корональные линии, перевести из их метастабильных состояний вверх, необходимо излучение в далёкой ультрафиолетовой области спектра. Плотность же такого излучения в атмосфере Солнца очень мала.

5. Температура короны.

Сразу же после отождествления корональных линий было сделано ещё одно важное открытие в физике Солнца: появился ряд фактов, свидетельствующих о чрезвычайно высокой кинетической температуре короны — порядка миллиона кельвинов. Мы сейчас приведём наиболее существенные из этих фактов.

1. Сильная ионизация атомов в короне. Этот факт следует поставить на первое место. Если бы температура короны не была столь высокой, то было бы совершенно непонятным существование в ней многократно ионизованных атомов (таких, как Fe X, Ca XII и т.д.). При температуре же порядка 10 кельвинов сильная ионизация атомов вызывается электронными ударами (см. ниже).

2. Размывание линий поглощения. Мы уже говорили о том, что в спектре короны, возникающем при рассеянии солнечного излучения на свободных электронах, не видны фраунгоферовы линии, за исключением некоторых сильно размытых. Это объясняется доплеровским расширением линий вследствие теплового движения свободных электронов. Однако если считать, что температура короны равна температуре обращающего слоя, т.е. 5 000 K то профили линий поглощения, вычисленные по формуле (17.2), оказываются значительно уже и резче наблюдённых профилей. Чтобы согласовать теорию с наблюдениями, надо допустить, что температура электронного газа короны не меньше 600 000 K.

3. Ширины линий излучения. Измеренные профили эмиссионных линий в спектре короны хорошо представляются кривыми, соответствующими максвелловскому распределению атомов по скоростям. Это даёт возможность по ширине линии найти среднюю скорость движения атомов. Для зелёной линии 5 303 A, принадлежащей Fe XIV, ширина оказывается около 1 A, значит, средняя скорость атомов железа — около 25 км/с. Отсюда для кинетической температуры короны получается значение порядка 2·10 кельвинов.

4. Отсутствие бальмеровских линий. Как уже отмечалось, эмиссионные линии в спектре короны должны быть слабы на фоне непрерывного спектра. Однако водорода во внешних слоях Солнца так много, что бальмеровские линии можно было бы обнаружить, если бы температура короны была низкой. Факт же отсутствия этих линий в спектре короны говорит о её высокой температуре. Сильная зависимость интенсивности бальмеровских линий от температуры объясняется тем, что эти линии возникают в результате рекомбинаций, а вероятность рекомбинации приблизительно пропорциональна Te^3/^2. Следовательно, при Te=10 кельвинов интенсивность линии должна быть примерно в 1 000 раз меньше, чем при Te=10 кельвинов. Отношение интенсивностей бальмеровских линий к интенсивности непрерывного спектра может быть найдено при помощи формул (17.4) — (17.6). Подобные вычисления показали, что линия H не будет заметной в спектре короны только в том случае, когда Te>100 000 K (см. [7]).

5. Градиент плотности в короне. Как видно из формулы (17.13) и табл. 20, плотность в короне падает с возрастанием r не очень быстро. Во всяком случае, это падение происходит гораздо медленнее, чем по барометрическому закону с температурой 5 000 K. На этом основании была выдвинута гипотеза о том, что корона не находится в гидростатическом равновесии, а поддерживается турбулентными движениями. Однако в такой гипотезе (не подтверждённой наблюдениями) нет необходимости, если температуру короны считать очень высокой. Возьмём обобщённую барометрическую формулу

n

e

~

exp

GMmH

rkT

,

(17.20)

отличающуюся от обычной барометрической формулы (16.31) тем, что в ней учтена зависимость ускорения силы тяжести от r. Здесь G — постоянная тяготения, M — масса Солнца, mH — масса атома водорода, — средний молекулярный вес. Легко убедиться, что формула (17.20) хорошо представляет наблюдательные данные об электронной концентрации, приведённые в табл. 20, т.е. lg ne и 1/r связаны между собой линейной зависимостью. Чтобы согласовать между собой теоретическое и наблюдённое значения углового коэффициента этой зависимости, надо для температуры короны принять значение T1,4·10 кельвинов (оно получается при =0,69, т.е. в том случае, когда отношение числа атомов водорода к числу атомов гелия в короне, как и в хромосфере, равно 5). Следовательно, можно считать, что корона находится в гидростатическом равновесии при указанной высокой температуре.

6. Интенсивность радиоизлучения Солнца. Как мы увидим в следующем параграфе, основная часть длинноволнового радиоизлучения Солнца идёт от короны. По измеренным интенсивностям этого радиоизлучения можно определить электронную температуру короны, которая оказывается порядка 10 кельвинов.

Таким образом, надо считать твёрдо установленным, что температура короны — порядка миллиона кельвинов. Для объяснения нагревания короны было высказано несколько гипотез. Наиболее вероятная из них основывается на существовании акустических и магнитоакустических волн, идущих от фотосферы. Эти волны порождаются конвекцией и проходят через верхнюю фотосферу и нижнюю хромосферу почти без диссипации. Однако в верхней хромосфере и короне из-за уменьшения плотности они превращаются в ударные волны, энергия которых быстро диссипирует и переходит в тепло. Так как определённая температура короны устанавливается в результате равновесия между нагреванием и охлаждением, то при теоретическом нахождении температуры должно быть рассмотрено и охлаждение короны. Оно происходит за счёт излучения короны в спектральных линиях, вследствие передачи энергии короны более холодной хромосфере теплопроводностью и при вылете из неё быстрых частиц, уносящих с собой некоторую энергию. Подсчёты показывают, что потеря энергии короной сравнительно невелика. Вследствие этого и механизмы нагревания короны не должны быть мощными.

При построении теории короны вместе с рассмотрением баланса энергии должен быть изучен и баланс массы. В корону поступает вещество из хромосферы и этот процесс компенсируется истечением вещества из короны. Раньше изучали диссипацию частиц из стационарной короны, однако теперь считается, что вся корона растекается. Радиолокацией Солнца было установлено движение газа в короне наружу со скоростями, возрастающими от двух до нескольких десятков км/с. Это движение газа приводит к появлению «солнечного ветра» в межпланетном пространстве.

Следует ещё заметить, что правильная теория короны должна объяснять наблюдаемую её неоднородность. Как показали наблюдения, зелёная и красная линии в спектре короны (с длинами волн 5 303 A и 6 374 A, соответственно) возникают в разных областях короны. Так как первая из этих линий принадлежит Fe XIV, а вторая Fe X, то естественно считать, что «зелёная» область короны значительно горячее «красной». Оказывается, что температура короны ниже средней в полярной части и выше средней над пятнами и факелами. Большой интерес для теории короны представляют также её различные структурные образования: лучи, «арки», «шлемы» и т.д. Устойчивость таких образований связана, по-видимому, с существованием магнитных полей в короне.