ПРОЯВЛЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В КОРОНЕ

Корона подобным же образом откликается на существование активных областей, которые в фотосфере описываются магнитными полями, пятнами и факелами, а в хромосфере — хромосферными факелами, видимыми в лучах и К (рис. 45). Их продолжением в короне являются такие образования, как лучи, арки, шлемы и т. п., наблюдаемые в настоящее время не только во время солнечных затмений, но и вне их. При таких систематических наблюдениях в лучах зеленой и красной линий обнаруживается заметное увеличение интенсивности первой по отношению ко второй как раз в областях, лежащих над зонами активности, а мы знаем, что зеленая линия требует для своего возбуждения гораздо большей энергии (см. таблицу 4).

Именно в короны проявляет себя сильное излучение линии , исходящее из ионов требующих среди наблюдаемых ионов короны наивысшей энергии ионизации.

Наблюдая из разных точек Земли покрытие активных зон на Солнце диском Луны во время затмений, можно довольно точно устанавливать также место и размеры активных центров радиоизлучения, которое на дециметровых и метровых волнах исходит из короны (см. § 5).

Рис. 45. Внутренняя корона Солнца и небольшой протуберанец, сфотографированные в крупной масштабе. Снимок получен на обсерватории Верхнего Прованса во время затмения 15 февраля 1961 г.

Вообще они тоже хорошо совпадают с кальциевыми флоккулами в хромосфгре, а яркостная температура их достигает 1,5—2 млн Кельвинов. Это — тепловое излучение, которое в особенно горячих точках короны, возникающих при солнечных вспышках (см. с. 92) указывает на температуру 5—10 млн Кельвинов, когда становится заметным и жесткое рентгеновское излучение (ЯЯ 2—8 А), так как при этом могут возбуждаться уже внутренние электронные оболочки ионов (см. рис. 32). В отдельных случаях во время вспышек в короне образуются конденсации с кратковременным излучением рентгеновской линии , для возникновения которой в условиях термодинамического равновесия необходима температура порядка 20 млн Кельвинов.

Если в спокойные дни рентгеновское излучение Солнца в области , достигающее границы земной атмосферы, не превышает , то во время вспышек оно возрастает до и даже до . Более мягкое рентгеновское излучение между и 100 А во время вспышек также возрастает с 0,5 до между тем как излучаемая хромосферой линия остается на уровне и убывает лишь с общим спадом активности на обращенной к Земле стороне Солнца.

Естественно, что тепловая составляющая радиоизлучения короны медленно изменяется по мере того, как вращение Солнца уносит одни области активности и выводит на видимое полушарие другие. По мере затухания какой-либо активной области Солнца затухает и ее тепловое радиоизлучение, но медленнее.

Рис. 46. Схема арочных структур в короне

Рентгеновские наблюдения с высоким разрешением отчетливо показывают, что вещество короны над активной областью сосредоточено в отдельных арках (петлях), являющихся изолированными трубками магнитных силовых линий (рис. 46). Самые плотные и горячие петли располагаются между пятнами, но от активной области протягиваются отдельные арки, соединяя места противоположно направленных магнитных полей. Самые длинные арки соединяют иногда различные активные области, располагающиеся даже по разные стороны от экватора. В обычных корональных арках температура около 2 млн Кельвинов, плотность около Близ пятен наблюдаются также холодные арки с , но их время жизни невелико, до 1 суток.

Корона над активной областью является источником теплового и радиоизлучения. В сантиметровом диапазоне проявляется тепловое излучение электронов, вращающихся в магнитном поле пятен. Оно частично поляризовано. Другая составляющая связана со свободно-свободными переходами (тормозное излучение).

Как показывает формула (5.4), коэффициент поглощения радиоволн к пропорционален , а само излучение в радиодиапазоне — пропорционально (закон Рэлея — Джинса),

так что данное место плазмы излучает

Отсюда следует, что при повышении температуры радиоизлучение падает, если оно не компенсируется увеличением электронной концентрации. Таким образом, раз наблюдается повышение корональной радиояркости, то это происходит за счет уплотнения вещества короны. Оценки показывают, что в солнечной короне в активных областях электронная концентрация в 5—10 раз превышает в спокойной короне. Кинематографическая съемка короны показала, что уплотнения в короне могут развиваться на протяжении десятка минут. Точно так же всплески радиоизлучения Солнца могут быть очень интенсивными и кратковременными.

Конечно, большое разнообразие форм деталей короны, наблюдаемых у Солнца в годы большой активности рис. 27, 29, 45), не безразлично к описанным выше явлениям в короне. Если в годы минимума солнечной деятельности одни только полярные щеточки разнообразят аморфную структуру короны рис. 28), то в годы максимума наблюдаются арки, шлемы, лучи, форма которых, как и в случае полярных щеточек, указывает на существование магнитных силовых полей, регулирующих движение заряженных частиц солнечной плазмы, заставляя их двигаться по определенным траекториям вдоль силовых линий. Эти явления имеют крупные геометрические масштабы. Чего стоит, например, корональный луч, который наблюдался во время солнечного затмения 22 января 1898 г., на протяжении 15 радиусов Солнца от центра последнего! И они же могут иметь крупные масштабы в энергетическом смысле, выявляя превращения магнитной энергии в другие виды, доступные наблюдению.