НЕПРЕРЫВНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ КОРОНЫ. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ПЛОТНОСТИ И ТЕМПЕРАТУРЫ В ХРОМОСФЕРЕ И КОРОНЕ

Непрерывное излучение короны в оптическом диапазоне, как мы видели выше, вызывается рассеянием потока солнечного излучения на свободных электронах, и потому яркость короны пропорциональна числу электронов вдоль луча зрения, пересекающего корону (не следует забывать также и об уменьшении освещающего потока с удалением от Солнца). В радиодиапазоне излучение короны есть результат свободно-свободных переходов электронов в полях ионов. Впрочем, это справедливо и для излучения короны в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях, где присоединяется еще механизм излучения при рекомбинациях ионов, когда электрон возвращается на основной уровень. Последний механизм эффективен также в хромосфере.

Вероятность необходимых для собственного излучения встреч электронов с ионами пропорциональна произведению числа тех и других, , но так как почти во всех светящихся космических объектах водород решительно преобладает над всеми другими элементами, а в короне он полностью ионизован, то можно считать , а излучение элемента объема пропорциональным . Столб светящегося газа (если в нем нет заметного самопоглощения излучения) будет излучать пропорционально квадрату числа электронов, находящихся в этом столбе, т. е. пропорционально интегралу

который берется между границами излучающего столба. Этот интеграл называется мерой эмиссии. Но коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения I и мерой эмиссии есть, как правило, весьма сложная функция частоты и электронной температуры , учитывающая самый механизм излучения. Обозначим эту функцию и запишем

Из комбинации всех наблюдательных фактов, относящихся к оптической и радиояркости короны и хромосферы в разных длинах волн и на разных расстояниях от центра Солнца, строились различные их модели, т. е. распределение электронной концентрации и температуры по высоте. Одна из таких моделей представлена в таблице 5.

Кроме того, что солнечная корона является мощным излучателем радиоволн, она дает много ультрафиолетового излучения, в основном за счет водорода и гелия при очень высокой температуре, причем решающая роль здесь принадлежит слою, переходному между хромосферой и короной, где плотность вещества еще довольно велика и температура приближается к 10е К. В этих условиях становится заметным рентгеновское излучение Солнца. Рентгеновская фотография (рис. 32) показывает усиление яркости к краю диска и огромное усиление яркости над теми областями Солнца, где спектрогелиограмма обнаруживает факельные поля. Рентгеновская фотография дает вид Солнца, очень сходный с изображением Солнца в радиодиапазоне на волне 9,1 см, кроме усиления яркости к краю диска, что соответствует излучению нижней короны. Однако в радиодиапазоне есть сильное потемнение к краю диска. Рентгеновский диск Солнца превышает оптический на 43 000 км. Наконец, переходы между высокими уровнями ионов Fe, Ni, Са, являющиеся необходимым следствием переходов, порождающих известные корональные линии, дают излучение сильных линий в далекой ультрафиолетовой области спектра. Эти линии должны быть видны на диске Солнца, как и упомянутое выше корональное рентгеновское излучение.

Мы не рассматривали до сих пор влияния магнитных полей на корону, хотя оно заметно не только в облике возмущенной короны, но также и у короны спокойной; таковы, например, полярные щеточки — лучики, наблюдающиеся у полюсов сплюснутой «минимальной» короны. Около таких струй, перпендикулярно к их направлению, наблюдается преимущественное рассеяние радиоизлучения покрываемых короной космических источников (Солнце заслоняет их в своем годичном движении по эклиптике). В достаточной близости от Солнца именно магнитное поле определяет направление плазменных струй. В большем отдалении эта определяющая роль исчезает, так как дипольное поле ослабляется быстро, пропорционально , тогда как плотность вещества в расширяющейся короне — пропорционально . Вращение короны тоже определяется вращением магнитных полей Солнца, которыми она увлекается.

(кликните для просмотра скана)

Рис. 32. Вверху — фотография солнечной короны в рентгеновских лучах (3—30 А и 44—56 А) полученная в день полного солнечного затмения 7 марта 1970 г. Вовремя самого затмения корона была заснята в белом свете. Внизу дано наложение верхнего снимка на фотографию короны в оптической области спектра. Видно хорошее соответствие между деталями, проектирующимися на солнечный диск и вне его

Как мы видели выше, период ее вращения не отличается от периода вращения фотосферы.

Нам остается рассмотреть вопрос о причине сильного нагрева короны, начиная с самых низких ее слоев. К счастью, нет необходимости искать специальные источники высокой температуры короны: они те же, что и в хромосфере. Это — диссипация звуковых волн когда они, распространяясь снизу, превращаются в менее плотной среде в ударные волны, нагревают сравнительно плотные еще слои верхней хромосферы и нижней короны.

На уровне 50 000 км выше фотосферы уже господствует температура млн Кельвинов. Как мы видели, переход от хромосферы к короне совершается быстро, переходный слой тонок. Монохроматические фотографии Солнца в далекой ультрафиолетовой области показывают значительное излучение в не столь высокотемпературных линиях, как корональные. Это — в порядке возрастания температур — излучение в (еще чисто хромосферное излучение с , CIII, OVI (30 000 К), в и, наконец, в — чисто корональное излучение с . Резонансная линия HeII 304 А тоже относится к хромосферным и частично —1 к переходному слою. Доходящий на этом пути до короны поток энергии — порядка . Он должен компенсироваться равным по величине оттоком тепла. Полностью ионизованная плазма отличается очень высокой теплопроводностью, и поэтому из короны значительная часть тепла идет обратно вниз через переходную зону. Вверх унос тепла через проводимость менее эффективен, так как концентрация электронов быстро падает с высотой, но он в состоянии поддерживать внешнюю корону на том же высоком температурном уровне, так как расход энергии в короне при ее излучении невелик; из-за низкой концентрации столкновения электронов с ионами и между собой очень редки. Наибольшая доля собственного коронального излучения приходится на рентгеновскую область, и в целом все оно составляет около от общего излучения всего Солнца. С другой стороны, если бы корона перегрелась очень сильно, возник бы мощный отток протонов в межпланетное пространство, так как их скорость превзошла бы «скорость ускользания», т. е. такую скорость, когда частица, преодолев притяжение небесного тела, может его покинуть, двигаясь по параболической траектории. Параболическая скорость вблизи поверхности Солнца около . При температуре средняя квадратичная скорость протонов 160 км/с, но среди протонов есть довольно высокая доля таких, которые обладают значительно большими скоростями, в том числе и превышающими скорость ускользания. Они и уносят с собой избыточную энергию короны, поддерживая ее в стационарном состоянии. Диссипация самой короны является источником ее охлаждения. Конечно, еще раньше скорость теплового движения электронов превзойдет параболическую. Но их чрезмерному оттоку будет препятствовать образующийся вследствие этого положительный заряд короны.