ЭМИССИОННЫЙ СПЕКТР КОРОНЫ И ЕГО ИНТЕРПРЕТАЦИЯ

К тому же выводу о высокой температуре короны приводит анализ эмиссионных линий -короны. Эмиссионный, спектр короны известен давно, и он ставил в тупик исследователей, потому что ни одну из коро-нальных спектральных линий не удавалось отождествить ни с одним из лабораторных источников излучения. Положение казалось настолько безнадежным, что исследователи подумывали о каком-то неизвестном на Земле очень легком газе «коронии». Положение разъяснилось лишь к сороковым годам нашего столетия, когда шведскому физику Эдлену удалось полностью расшифровать эмиссионный спектр короны как излучение при запрещенных переходах у многократно ионизованных атомов . В таблице 4 приведены наиболее яркие линии спектра короны, их отождествление и необходимые для соответствующей ионизации потенциалы, а также необходимая для этого температура.

Таблица 4. Эмиссионный спектр короны в оптическом диапазоне (приведены наиболее яркие линии в порядке убывания интенсивностей)

Кроме того, в спектре солнечной короны наблюдаются также яркие хромосферные линии и , но это может быть просто результатом рассеяния в короне излучения протуберанцев.

Конечно, и при более низкой температуре, чем указанная в последнем столбце таблицы, может быть достаточная ионизация за счет того, что всегда имеется немало частиц, движущихся со скоростью, много большей, чем наиболее вероятная при данной температуре.

Все же высокая кинетическая температура короны (до 1,5 млн Кельвинов) не вызывает сомнений. Весьма быстрое беспорядочное движение ионов вызывает расширение спектральных линий L-короны (конечно, не такое, как при замыкании спектральных линий в К-короне, потому что ионы много тяжелее электронов). Полуширина зеленой корональной линии (КПА 420) достигает 1,3 А, а в среднем она равна 0,8—0,9 А, чему соответствует скорость движения атомов железа по лучу зрения 25 км/с или температура 2,1 млн Кельвинов. Более высоких температур требует 14-кратная ионизация атомов Са, в результате чего возникает желтая корональная линия, но она достигает большой интенсивности лишь иногда в отдельных местах короны, связанных с активными процессами на Солнце.

Относительная интенсивность зеленой и красной линий короны тоже сильно меняется во времени, а так как они происходят от очень разных стадий ионизации — 12- и 9-кратной, — то это говорит о весьма различных степенях возбуждения вещества короны. Впрочем, расчеты показывают, что температура для этого должна меняться в очень небольших пределах и в целом, за исключением отдельных местных возмущений, корону можно считать изотермичной с температурой около 1,5 млн кельвинов.

Особо интересно то, что корональные линии видимого и ближнего ультрафиолетового диапазона — запрещенные, — обстоятельство, которое предопределило невозможность их лабораторного воспроизведения. Верхний энергетический уровень для каждой корональной линии является метастабильным, т. е. таким, при котором переход на все лежащие ниже уровни запрещен. Этот запрет не носит абсолютного характера, но каждый такой переход маловероятен, так что при отсутствии внешних воздействий атом может находиться на метастабильном уровне десятки и даже сотни секунд, в то время как на обычном уровне он удерживается . В фотосфере и хромосфере Солнца, где концентрация атомов и электронов высока, столкновения очень легко сбивают атом с метастабильного уровня. То же делают и фотоны, плотность которых внизу гораздо больше, чем наверху. Но в короне столкновения ионов друг с другом, ионов с электронами и фотонами очень редки, так что ионы на метастабильном уровне накопляются в довольно значительном числе и тогда маловероятные переходы в нижнее энергетическое состояние происходят в общем достаточно часто, чтобы породить яркую запрещенную линию.

В далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра имеется много сильных корональных эмиссионных линий, относящихся к разрешенным переходам.