РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ КОРОНЫ И ХРОМОСФЕРЫ

Независимые сведения о плотности вещества и температуре короны дают радионаблюдения Солнца.

О том, что Солнце является мощным источником радиоизлучения, прежде всего на метровом диапазоне, стало известно в 1942—1943 гг. (Саусворс, Ребер), но лишь пять лет спустя, в связи с затмением Солнца, стало ясно, что излучателем на метровых волнах является не фотосфера Солнца, а его корона: при полной фазе затмения радиоизлучение Солнца далеко не сводилось к нулю (Хайкин, Чихачев). Наоборот, в радиоволнах затмение началось значительно раньше оптического затмения, а кончилось позже; радиозатмение продолжалось и в то время, когда Луна проектировалась только на корону, а не на диск Солнца.

Дальнейшие многочисленные исследования солнечного радиоизлучения показали, что оно состоит из двух компонент — постоянной и спорадической. Вторая может превосходить первую в тысячи раз и связана с активными образованиями на Солнце; мы о ней будем говорить дальше (см. § 6). Первая присуща Солнцу постоянно, хотя и несколько изменяется. Ее можно считать тепловой составляющей, вызванной главным образом свободно-свободными переходами электронов в электрическом поле ионов.

Определение яркостной температуры Солнца по тепловому радиоизлучению (КПА 394 , 455) привело к любопытному результату: температура Т зависит от используемой длины волны (рис. 31). На метровом диапазоне она достигает миллиона Кельвинов, а на сантиметровых и миллиметровых волнах оказывается порядка 10 000 К и ниже. Вместе с тем применение радиотелескопов с высокой разрешающей силой показало, что в сантиметровом диапазоне размеры Солнца лишь немногим превосходят оптические. Отсюда следует, что коротковолновое излучение Солнца выходит в основном из больших глубин, вплоть до самой нижней хромосферы, а длиннбволновое — из короны, из ее слоев, тем более высоких, чем длиннее используемая волна.

Рис. 31. Яркостная температура Солнца в центре диска в функции длины волны

В самом деле, теория распространения радиоволн в плазме показывает, что показатель преломления для них

где v — частота колебаний в радиоволне, — собственная частота колебаний плазмы (так называемая критическая частота), причем

где — число электронов в и — масса и заряд электрона. Когда частота v становится меньше критической плазменной частоты коэффициент n становится мнимым. Это будет в среде, где электронная концентрация превосходит предел, т. е.

Область, где показатель n переходит через нуль, лежит в атмосфере Солнца и тем выше, чем больше длина волны А, или чем меньше частота v. Слой, где становится непроходимым для частот как извне, так как он отражает все проходящие волны, так и изнутри, где распространение таких волн становится невозможным, поскольку с увеличением показатель n стал мнимым. Кроме того, поглощение у критической частоты становится очень большим: коэффициент поглощения х обратно пропорционален показателю n:

Здесь — электронная температура, а — незначительный фактор: который в условиях солнечной хромосферы и короны имеет значение от 0,1 до 0,2.

Из формулы (5.3) вытекает, что волны с не могут пройти через плазму, имеющую для см плазма непроходима, если . Но как раз плотности такого порядка и найдены в хромосфере. Для критическое значение электронной концентрации , что следует признать типичным для внутренней короны.

Из (5.4) видно, что при высокой температуре короны поглощение в ней уменьшается, за исключением частот, близких к критической; с высотой коэффициент еще более падает из-за падения электронной концентрации. Тем не менее значительное поглощение радиоволн в короне остается и в частотах, больших , так что из короны собственное ее излучение данной частоты выходит наружу сильно ослабленным даже с такого высокого уровня, где значение концентрации еще значительно меньше критического (5.3).

В целом распределение яркости по радиодиску Солнца весьма сложно меняется в зависимости от длины волны. В метровом диапазоне яркость равномерно падает от максимума в центре до нуля при расстояниях от центра до . Впрочем, в радиодиапазоне корона прослеживается гораздо дальше при наблюдении какого-либо близкого к эклиптике радиоисточника, когда Солнце надвигается на него в своем годичном движении по небу и он начинает просвечивать сквозь солнечную «сверхкорону», которая его «затмевает».

«Затмение» выражается в увеличении угловых размеров источника и небольшом ослаблении потока, идущего от него, вследствие рассеяния излучения на корональных электронах или на неоднородностях короны. Первоначально эффекты подобного рода наблюдались лишь при затмениях мощного источника радиоизлучения Телец А (см. § 28). Их можно было проследить до расстояний от центра Солнца. В последнее время удалось наблюдать рассеяние радиоволн на корональных неоднородностях или просвечивании сквозь корону нескольких более слабых источников. Оказалось, что такие неоднородности уверенно прослеживаются в экваториальном направлении на расстоянии до , а в полярном — до , хотя в отдельных редких случаях в плоскости солнечного экватора рассеяние наблюдалось вплоть до , но это, конечно, не сама корона, а отдельные выбросы солнечной плазмы (см. § 6 и 7).

Начиная с длин волн 140 см и меньше центр радиодиска Солнца выглядит менее ярким, чем части его, лежащие ближе к периферии, так что радиоизображение Солнца подобно размытому кольцу, внутрь и наружу от которого яркость падает. Впрочем, кольцо, о котором мы говорим, имеет разрыв у полюсов вращения Солнца, так как вдоль полярного диаметра солнечная корона не имеет увеличения яркости от центра к краю диска. У волн 50—140 см радиус этого кольца меньше оптического радиуса Солнца , а при 20—10 см кольцо чуть больше спад наружу очень резкий, а яркость кольца, сравнительно с яркостью центра диска, очень высока.

Объяснение состоит в том (см. рис. 9), что из-за хорошей прозрачности короны в дециметровых волнах тотчас за краем солнечного диска протяженность излучающего столба короны все более возрастает из-за приближения луча зрения к касательной, а на самом краю сразу удваивается, так как до края наблюдалась только корона, находящаяся впереди солнечного диска.