Курс теоретической астрофизики

Само присутствие запрещённых линий в спектре короны говорит о том, что указанные условия в ней выполняются. Вычисления подтверждают это. Как мы видели, электронная концентрация в короне довольно мала, и столкновения не препятствуют спонтанным переходам из метастабильных состояний (хотя значение 𝑛_𝑒 в короне на несколько порядков больше, чем в туманностях, но и вероятности переходов для корональных линий сравнительно велики). Вместе с тем в короне осуществляется и условие, касающееся плотности излучения. Чтобы ионы, дающие корональные линии, перевести из их метастабильных состояний вверх, необходимо излучение в далёкой ультрафиолетовой области спектра. Плотность же такого излучения в атмосфере Солнца очень мала.

5. Температура короны.

Сразу же после отождествления корональных линий было сделано ещё одно важное открытие в физике Солнца: появился ряд фактов, свидетельствующих о чрезвычайно высокой кинетической температуре короны — порядка миллиона кельвинов. Мы сейчас приведём наиболее существенные из этих фактов.

1. Сильная ионизация атомов в короне. Этот факт следует поставить на первое место. Если бы температура короны не была столь высокой, то было бы совершенно непонятным существование в ней многократно ионизованных атомов (таких, как 𝙵𝚎 X, 𝙲𝚊 XII и т.д.). При температуре же порядка 10⁶ кельвинов сильная ионизация атомов вызывается электронными ударами (см. ниже).

2. Размывание линий поглощения. Мы уже говорили о том, что в спектре короны, возникающем при рассеянии солнечного излучения на свободных электронах, не видны фраунгоферовы линии, за исключением некоторых сильно размытых. Это объясняется доплеровским расширением линий вследствие теплового движения свободных электронов. Однако если считать, что температура короны равна температуре обращающего слоя, т.е. 5 000 K то профили линий поглощения, вычисленные по формуле (17.2), оказываются значительно уже и резче наблюдённых профилей. Чтобы согласовать теорию с наблюдениями, надо допустить, что температура электронного газа короны не меньше 600 000 K.

3. Ширины линий излучения. Измеренные профили эмиссионных линий в спектре короны хорошо представляются кривыми, соответствующими максвелловскому распределению атомов по скоростям. Это даёт возможность по ширине линии найти среднюю скорость движения атомов. Для зелёной линии λ 5 303 Å, принадлежащей 𝙵𝚎 XIV, ширина оказывается около 1 Å, значит, средняя скорость атомов железа — около 25 км/с. Отсюда для кинетической температуры короны получается значение порядка 2⋅10⁶ кельвинов.

4. Отсутствие бальмеровских линий. Как уже отмечалось, эмиссионные линии в спектре короны должны быть слабы на фоне непрерывного спектра. Однако водорода во внешних слоях Солнца так много, что бальмеровские линии можно было бы обнаружить, если бы температура короны была низкой. Факт же отсутствия этих линий в спектре короны говорит о её высокой температуре. Сильная зависимость интенсивности бальмеровских линий от температуры объясняется тем, что эти линии возникают в результате рекомбинаций, а вероятность рекомбинации приблизительно пропорциональна 𝑇_𝑒⁻³^/². Следовательно, при 𝑇_𝑒=10⁶ кельвинов интенсивность линии должна быть примерно в 1 000 раз меньше, чем при 𝑇_𝑒=10⁴ кельвинов. Отношение интенсивностей бальмеровских линий к интенсивности непрерывного спектра может быть найдено при помощи формул (17.4) — (17.6). Подобные вычисления показали, что линия 𝙷_α не будет заметной в спектре короны только в том случае, когда 𝑇_𝑒>100 000 K (см. [7]).

5. Градиент плотности в короне. Как видно из формулы (17.13) и табл. 20, плотность в короне падает с возрастанием 𝑟 не очень быстро. Во всяком случае, это падение происходит гораздо медленнее, чем по барометрическому закону с температурой 5 000 K. На этом основании была выдвинута гипотеза о том, что корона не находится в гидростатическом равновесии, а поддерживается турбулентными движениями. Однако в такой гипотезе (не подтверждённой наблюдениями) нет необходимости, если температуру короны считать очень высокой. Возьмём обобщённую барометрическую формулу

𝑛

_𝑒

∼

exp

⎛

⎜

⎝

𝐺𝑀μ𝑚_𝙷

𝑟𝑘𝑇

⎞

⎟

⎠

,

(17.20)

отличающуюся от обычной барометрической формулы (16.31) тем, что в ней учтена зависимость ускорения силы тяжести от 𝑟. Здесь 𝐺 — постоянная тяготения, 𝑀 — масса Солнца, 𝑚_𝙷 — масса атома водорода, μ — средний молекулярный вес. Легко убедиться, что формула (17.20) хорошо представляет наблюдательные данные об электронной концентрации, приведённые в табл. 20, т.е. lg 𝑛_𝑒 и 1/𝑟 связаны между собой линейной зависимостью. Чтобы согласовать между собой теоретическое и наблюдённое значения углового коэффициента этой зависимости, надо для температуры короны принять значение 𝑇≈1,4⋅10⁶ кельвинов (оно получается при μ=0,69, т.е. в том случае, когда отношение числа атомов водорода к числу атомов гелия в короне, как и в хромосфере, равно 5). Следовательно, можно считать, что корона находится в гидростатическом равновесии при указанной высокой температуре.