Курс теоретической астрофизики

Точнее говоря, излучение короны может быть разделено на три составляющие. Первая составляющая (K-компонента) имеет непрерывный спектр с некоторым числом очень размытых линий поглощения, соответствующих наиболее сильным фраунгоферовым линиям в спектре диска Солнца. Это излучение является поляризованным. Вторая составляющая (F-компонента) имеет непрерывный спектр с фраунгоферовыми линиями, который существенно не отличается от спектра диска Солнца. Это излучение почти не поляризовано. Третья составляющая (E-компонента) обладает эмиссионным линейчатым спектром. Суммарная энергия, излучаемая короной в линиях, составляет около 1% энергии, выходящей из неё в непрерывном спектре.

Рис. 21

На рисунке 21, взятом из статьи ван де Хюлста [2], приведены кривые, характеризующие относительные интенсивности каждой из компонент излучения короны на разных расстояниях от края диска Солнца. Для сравнения на том же рисунке пунктиром отмечены яркости неба около Солнца в трёх случаях. Первый из них соответствует небу с дымкой, т.е. земной атмосфере, включающей в себя как молекулы, так и крупные частицы (индикатрисы рассеяния последних сильно вытянуты вперёд, вследствие чего около Солнца наблюдается яркий ореол). Второй случай соответствует голубому небу, т.е. атмосфере, состоящей только из молекул. В третьем случае пунктирная прямая даёт яркость неба во время полной фазы затмения. Эта яркость обусловлена рассеянным светом, пришедшим в область лунной тени из области атмосферы, освещённой Солнцем.

Как показали Аллен и ван де Хюлст, F-компонента излучения солнечной короны возникает в действительности не в самой короне, а в пространстве между Солнцем и Землёй. Эта компонента является результатом рассеяния солнечного света на частицах межпланетной пыли, т.е. имеет такую же природу, как и зодиакальный свет. Значительная яркость F-компоненты объясняется сильной вытянутостью вперёд индикатрисы рассеяния пылевых частиц.

Таким образом, для нахождения истинного излучения короны необходимо из её наблюдаемого излучения исключить F-компоненту. В дальнейшем мы уже не будем говорить об этой фиктивной компоненте и займёмся лишь истинными компонентами K и E.

2. Происхождение непрерывного спектра.

Объяснение происхождения непрерывного спектра короны (точнее, его K-компоненты) состоит в том, что он возникает в результате рассеяния фотосферного излучения Солнца на свободных электронах короны. Приведём некоторые факты, подтверждающие правильность такого объяснения.

1. Распределение энергии в спектре короны не отличается от распределения энергии в спектре Солнца. Совпадают также между собой цвет короны и цвет Солнца. Так и должно обстоять дело в случае рассеяния света на свободных электронах вследствие независимости коэффициента рассеяния от длины волны. Некоторые расхождения между различными наблюдательными данными о спектре и цвете короны вызваны трудностями наблюдений.

2. Излучение короны является поляризованным в соответствии с законом поляризации света при электронном рассеянии (сформулированном в § 7). Наблюдения дают степень поляризации света короны p на разных расстояниях от центра диска Солнца r (с ростом r она возрастает приблизительно до значения p=40% на расстоянии r=1,5r, а затем убывает). Как известно, теоретическое значение степени поляризации излучения, рассеянного элементарным объёмом, равно

p

=

sin^2

1+cos^2

,

(17.1)

где — угол между направлениями падающего и рассеянного излучения. Однако на данный элементарный объём короны падает излучение от разных мест фотосферы и для каждого падающего луча будет свой угол рассеяния и своя плоскость рассеяния. Поэтому выражение для степени поляризации света, рассеянного элементарным объёмом короны, оказывается довольно сложным. Для нахождения же величины p(r) надо проинтегрировать излучение от всех элементарных объёмов вдоль луча зрения. Такие вычисления приводят к значениям степени поляризации p(r), согласующимся с наблюдёнными значениями этой величины (если, разумеется, из наблюдаемого излучения короны исключить неполяризованную F-компоненту).

3. В спектре короны присутствует лишь очень небольшое число сильно размытых фраунгоферовых линий. Это объясняется доплеровским расширением линий, происходящим при рассеянии солнечного света на быстро движущихся свободных электронах короны. Если мы обозначим через r относительную остаточную интенсивность линии в спектре Солнца и через r аналогичную величину для короны, то приближённо можно написать

r

=

1

_D

0

exp

-

-'

_D

^2

r

_'

d'

,

(17.2)

где

_D

=

c

2kT_e

m

1/2

,

(17.3)