§ 4. ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА СОЛНЦА

ОБРАЩАЮЩИЙ СЛОЙ И ХРОМОСФЕРА. ПРИЧИНА ИХ ВИДИМОСТИ ЗА ПРЕДЕЛАМИ СОЛНЕЧНОГО ДИСКА

Коэффициент поглощения в сильной линии значительно превышает коэффициент поглощения в соседнем месте непрерывного спектра. Поэтому и геометрическая глубина тех слоев, в которых «зарождается» спектральная линия, т. е. откуда доходит до нас содержащееся в линии излучение, значительно меньше, чем у соседнего в спектре непрерывного излучения.

Во время затмений, когда лунный диск закрывает диск Солнца (его фотосферу) и мы смотрим на верхнюю атмосферу Солнца касательно к его шаровой поверхности, в спектре вспыхивают на 1—1,5 с все линии, которые до этого в фотосфере были темными. Дело выглядит так, как будто этот спектр вспышки при отсутствии помех со стороны яркой фотосферы проявляет себя как спектр некоторого газового надфотосферного слоя — обращающего слоя, который светится как самостоятельный источник и в котором, когда мы смотрим сквозь него на более горячую фотосферу, происходит обращение спектральных линий: на месте светлых линий появляются темные фраунгоферовы линии, наблюдаемые нами в нормальном солнечном спектре.

Некоторые спектральные линии во время солнечного затмения видны не 1—1,5 с, а гораздо больше — до 20 с. Таковы линии водорода, гелия, ионизованного кальция, в меньшей степени — магния, натрия и т. д. Параллельные визуальные или фотографические наблюдения затмившегося Солнца показывают вокруг него яркое кольцо оранжевого цвета, простирающееся на высоту до 10—12" (7—8 тыс. км) и получившее название хромосферы. Еще выше простирается серебристо-жемчужная корона Солнца (ей посвящен следующий параграф).

Лучше всего простирание хромосферы в высоту в излучении разных элементов наблюдается с помощью призменной камеры (КПА 156—160), для которой хромосфера представляет удаленную на бесконечность серповидную щель (рис. 16), достаточно узкую, чтобы обеспечить надлежащую чистоту спектра. Естественно, что хромосферные эмиссии получаются тоже в форме серпов, тем более длинных, чем выше простирается хромосфера в излучении определенной линии данного элемента. На рис. 16 наиболее заметные серпы принадлежат линиям Н и К CaII, линиям водорода (бальмеровской серии ) и гелия.

В настоящее время явления обращающего слоя и хромосферы рассмативают как единое целое. Уже на высоте 100—200 км над тем слоем, который мы видим как ограничение солнечного диска (его фотосферы), оптическая толщина касательного направления в непрерывном спектре становится ничтожно малой, но она не мала в частотах линий, которые излучает горячий солнечный газ. Для водородных линий, линий CaII Н и К, линии Не и других, значительная оптическая толщина сохраняется до больших высот — почти до 10 000 км. Это и образует хромосферу, видимую глазом, причем цвет ее определяется цветом самой яркой для глаза линией излучения — водородной На или С, в сумме с менее яркими — гелиевой желтой , водородной F и др.

Ни о каком самостоятельном обращающем слое говорить нельзя; если в наши дни еще пользуются этим термином, то лишь для обозначения нижней хромосферы. На самом деле образование спектральных линий, наблюдаемых нами в спектре Солнца, начинается в тех же слоях, где происходит еще заметное непрерывное поглощение, т. е. в верхней фотосфере.

Рис. 16. (см. скан) Спектр вспышки и спектр хромосферы во время полных солнечных затмений, в) Спектрограмма, полученная во время затмения 1932 г. экспедицией Утрехтской обсерватории (Нидерланды). Видны полностью хромосферные серпы разной длины (самые длинные: справа К и H CaII, слева — ). б) Схема этого явления: заштрихованный круг изображает лунный диск, который оставляет незакрытыми солнечные серпы, тем более короткие, чем ниже слой хромосферы Солнца (АА ниже, чем ВВ). в) Серия спектров, полученных во время затмения 30 нюня 1954 г. экспедицией Казанского университета с помощью спектрографа с весьма широкой щелью, края которой частично обрезают серпы. Верхняя группа показывает убывание серпов при закрытии хромосферы, а нижняя — их возрастание при открытии хромосферы перед концом полной фазы. На серпах видны изображения протуберанцев в монохроматическом свете

Только в частотах сильных линий оптическая глубина этих слоев велика; в этих частотах излучение из больших геометрических глубин до нас не доходит, особенно если речь идет о центре линий (рис. 17). Легко понять, что в крыльях этой же линии, где коэффициент поглощения много меньше, мы наблюдаем излучение из большей геометрической глубины, также как и в случае слабых спектральных линий.

Рис. 17. Примерный фотометрический профиль линии К CaII (). Вместо обычного плавного протекания профиля в центре линии имеются два повышения интенсивности ( и означают соответственно фиолетовую и красную компоненты), разделенные тонкой линией поглощения в самом центре широкой линии К. Крылья простираются на 5 А каждое. Повышение яркости в линиях происходит потому, что на некотором среднем уровне имеется локальное повышение температуры. На соседнем участке Солнца такого повышения яркости может не быть. Центральная линия показывает нам самые высокие слои, уже хромосферные, где местное повышение температуры ослаблено из-за падения температуры с высотой. Аналогичный профиль наблюдается у водородных линий и др.