КОЛИЧЕСТВЕННЫЙ ХИМИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ

Количественное содержание различных элементов в солнечной атмосфере (так же как и в атмосферах звезд) устанавливается с помощью методов, рассматриваемых теоретической астрофизикой. Совершенно очевидно, что линия поглощения в фраунгоферовом спектре Солнца будет тем сильнее (ее эквивалентная ширина тем больше; см. КПА 419), чем больше атомов данного элемента содержится в атмосфере, но зависимость эта очень различна у разных элементов, в разных ионизационных состояниях одного и того же элемента и для разных его спектральных линий.

Мы рассмотрим здесь несколько примеров без математических подробностей.

Линии химического элемента, образующиеся при переходе с основного состояния на ближайшее возможное возбужденное состояние, называются резонансными. В спектроскопии, кроме того, их называют последними, или остаточными (ultimates, raies ultimes), потому что при спектральном анализе источников света, в которых испаряются различные вещества, наиболее яркие линии — резонансные. При прогрессивном уменьшении концентрации исследуемых веществ резонансные линии исчезают последними, так как для их образования всегда имеется наибольшее возможное количество атомов из наличного их числа. Кроме того, резонансные переходы являются обычно наиболее вероятными. Другие линии; образующиеся при переходах между возбужденными уровнями атома, исчезают гораздо раньше.

Как сказано выше, у гелия резонансная линия имеет длину волны 584 А. У водорода она имеет длину волны и носит название лайман-альфа и обозначение (см. рис. 15). Вся серия линий, называемая серией Лаймана, вплоть до границы серии при , очевидно, должна быть самой интенсивной из всех водородных серий в спектpax звезд, так как линии ее образуются переходами с основного состояния водорода.

Но вся эта серия лежит в еще недавно недоступной далекой ультрафиолетовой области. Поэтому наши представления о наличии водорода на Солнце и на других звездах строились по наблюдениям линий серии Бальмера, начиная от и кончая границей серии у . Все эти линии, как линии поглощения, возникают при переходах со второго, т. е. возбужденного уровня. То, что эти линии достаточно сильны в спектре Солнца, указывает на достаточную населенность второго уровня.

Однако, как мы видели выше, при температуре 5—6 тыс. Кельвинов относительная доля атомов водорода во втором состоянии очень мала. Поэтому приходится заключить, что атомов водорода на Солнце очень много.

Линии кальция в солнечном спектре представляют противоположный пример. Линии Н и К ионизованного кальция являются самыми сильными линиями солнечного спектра. Линия водорода Не тонет в несравненно более интенсивной линии . Сильна солнечном спектре также линия нейтрального кальция . На самом же деле кальций вовсе не так распространен на Солнце, как можно было бы с поспешностью заключить по этим линиям, потому что все они резонансные и, стало быть, для их возникновения имеются самые благоприятные условия. Выяснение всех обстоятельств показывает, что хотя резонансный дублет — линии при и — значительно уступает по интенсивности линиям Н и К, действительное содержание атомов натрия в атмосфере Солнца не меньше, чем атомов кальция: в условиях солнечной атмосферы подавляющее большинство атомов натрия находится в ионизованном состоянии, а спектр ионов проявляет себя главным образом в далекой ультрафиолетовой области. Те же обстоятельства указывают, что из всех металлов на Солнце наиболее распространен магний, хотя он представлен в спектре Солнца немногочисленными линиями, из которых «зеленый» триплет по интенсивности не превосходит натриевого дублета. Но зато, когда благодаря ракетным полетам стала доступна область солнечного спектра с , среди новых линий дублет и ионизованного магния MgII оказался самым сильным, ничем не уступающим дублету Н и К, а магний труднее ионизуется, нежели кальций. Очень сильной оказалась резонансная линия нейтрального магния . Сильные линии, в том числе резонансные, многократно ионизованного неона обнаружены на фотографиях самого далекого ультрафиолетового участка спектра Солнца . До этого линии неона в спектре Солнца не были известны.

Для химического анализа Солнца существенно то, что температура солнечных пятен ниже, чем в фотосфере, и поэтому ионизация и возбуждение в них меньше. Поэтому, например, резонансная линия очень хорошо видна в спектре солнечных пятен и практически не видна в спектре фотосферы, поскольку в ней весь ионизован из-за низкого потенциала ионизации (5,39 эВ).

Правда, у натрия он еще ниже (5,14 эВ), но натрий — обильный элемент, а литий, как видим, нет. Натриевый дублет тоже усилен в спектре пятен.

Элементы бор и фтор обнаружены на Солнце лишь в составе молекул ВН, MgF, SrF, серии линий которых наблюдаются в спектре Солнца. Вообще же молекулы в спектре Солнца не редкость: CN, СН, С2, NH, ОН, NO2, Н2O, СО, SiH, MgH, СаН и многие другие.

В заключение приведем относительное содержание элементов, наиболее обильных в атмосфере Солнца. В таблице 3 это содержание дано в логарифмической шкале в виде lg N количества атомов элемента, если lg N для водорода принять за 12,0.

Таблица 3. Относительное содержание некоторых элементов в атмосфере Солнца (принято lg N = 12,0 для водорода)

Отсюда видно, что отношение числа атомов водорода к числу атомов металлов — около 10 000. Это важно, поскольку в атмосфере Солнца основным поставщиком электронов являются именно металлы, с их невысокими потенциалами ионизации. Отношение .

Какова степень неуверенности в подобного рода определениях, видно из более новой работы (1976 г.) о химическом составе Солнца: если принять число атомов водорода Н за 1 000 000, то число других атомов на Солнце таково: . Здесь отношение во время солнечной вспышки 28 мая 1969 г. в потоке частиц высокой энергии, исходившем из Солнца, это отношение было 1 : 1 и в гелиевом составе значительно представлены атомы изотопа .