Курс теоретической астрофизики

Корона представляет собой самую внешнюю часть солнечной атмосферы. Изучать корону очень трудно, так как её яркость гораздо меньше яркости неба, обусловленной рассеянием солнечного света в земной атмосфере. Поэтому наблюдения короны приходится проводить во время солнечных затмений, когда излучение диска Солнца не доходит до атмосферы Земли. С целью избавления от рассеянного света неба корону наблюдают также в высокогорных обсерваториях при помощи специальных инструментов — коронографов. Вследствие эпизодичности и кратковременности затмений второй способ наблюдения короны даёт больше сведений о ней, чем первый.

Наблюдения показывают, что количество энергии, излучаемой короной, составляет примерно одну миллионную долю светимости Солнца. С течением времени излучение короны претерпевает заметные изменения (возрастая в годы максимума солнечной активности и убывая в годы минимума).

Спектр короны в видимой области резко отличается от спектра расположенной ниже хромосферы. Как мы помним, спектр хромосферы состоит из ярких линий, являющихся обращёнными фраунгоферовыми линиями (за исключением линий гелия). В то же время корона обладает непрерывным спектром с фраунгоферовыми линиями поглощения. Вместе с тем в спектре короны присутствуют и яркие линии, но они совсем не те, что линии в спектре хромосферы.

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

=

sin²γ

1+cos²γ

,

(17.1)