Курс теоретической астрофизики

Большой интерес представляют результаты наблюдения рентгеновского излучения Солнца во время затмения 1958 г. Один из них состоит в доказательстве того, что рентгеновское излучение Солнца возникает действительно в короне. Основанием для такого заключения служит тот факт, что во время полной фазы затмения интенсивность рентгеновского излучения составляет значительную долю (порядка 10%) от его интенсивности вне затмений (в то же самое время интенсивность излучения в линии L_α, возникающего в хромосфере, уменьшается примерно в тысячу раз). Другой важный результат был получен путём изучения зависимости интенсивности рентгеновского излучения от фазы затмения. Обнаружилось, что особенно сильное рентгеновское излучение идёт от частей короны, находящихся над активными областями поверхности Солнца. Такой вывод подтверждается и фотографиями Солнца в рентгеновских лучах, полученными вне затмения.

Особенно интересны результаты наблюдения рентгеновского излучения во время хромосферных вспышек. В этих случаях в течение довольно коротких промежутков времени (порядка нескольких минут) наблюдаются потоки жёсткого рентгеновского излучения — с длинами волн порядка 1 Å и меньше. Для объяснения такого излучения можно высказать предположение об образовании в короне очень горячих областей. Вычисления дали представление о спектре рентгеновского излучения короны при разных температурах. Например, температура около 10⁷ кельвинов достаточна для появления излучения с длиной волны порядка 3 Å. Однако для объяснения наблюдаемого излучения более коротких длин волн приходится допустить наличие в короне механизма нетеплового излучения.

§ 18. Радиоизлучение Солнца

1. Результаты наблюдений.

Радиоизлучение Солнца было открыто во время второй мировой войны и с тех пор очень интенсивно исследуется. Весьма быстро было установлено, что это излучение идёт к нам от короны и верхних слоёв хромосферы. Таким образом, по наблюдаемому радиоизлучению Солнца мы можем судить о физических процессах в самых внешних его частях. Важно подчеркнуть одно существенное преимущество радионаблюдений короны и хромосферы перед их оптическими наблюдениями: в то время как наблюдениям в оптической области спектра сильно мешает большая яркость фотосферы, при наблюдениях в области радиоволн этого не происходит (так как сами эти части Солнца и являются «фотосферой» для радиоизлучения).

Наблюдения радиоизлучения Солнца с земной поверхности могут вестись в довольно широком интервале длин волн — от нескольких миллиметров до нескольких десятков метров. Излучение более коротких волн поглощается в земной атмосфере (молекулами 𝙾₂ и 𝙷₂𝙾), а излучение более длинных волн отражается от земной ионосферы.

Исследование радиоизлучения Солнца производится при помощи радиотелескопов, позволяющих измерить поток солнечного излучения определённой длины волны. Для измерения интенсивностей радиоизлучения, идущего от разных мест солнечного диска, приходится применять радиотелескопы больших размеров или радиоинтерферометры. Это вызвано тем, что разрешающая сила, определяемая отношением диаметра отверстия телескопа к длине волны излучения, в радиодиапазоне гораздо меньше, чем в оптике.

Очень ценные сведения о распределении яркости по диску в радиочастотах получаются также во время солнечных затмений. Заметим, что именно при наблюдениях солнечного затмения 1947 г. С. Э. Хайкин и Б. М. Чихачев впервые экспериментально доказали корональную природу радиоизлучения Солнца в метровом диапазоне волн (так как во время полного затмения поток радиоизлучения оказался равным примерно 40% потока вне затмения).

Измеренную интенсивность радиоизлучения 𝐼_ν обычно характеризуют яркостной температурой 𝑇_ν, т.е. представляют её в виде 𝐼_ν=𝐵_ν(𝑇_ν), где 𝐵_ν(𝑇) — планковская интенсивность при температуре 𝑇. Так как для радиочастот ℎν/𝑘𝑇≪1, то формула Планка переходит в формулу Рэлея — Джинса:

𝐵

_ν

(𝑇)

=

2ν²

𝑐²

𝑘𝑇

.

(18.1)

Поэтому яркостная температура определяется соотношением

𝐼

_ν

=

2ν²

𝑐²

𝑘𝑇

_ν

.

(18.2)

Измеренный поток радиоизлучения Солнца может быть записан в виде

𝐻

_ν

=

𝐼

_ν

Ω

.

(18.3)

где 𝐼_ν — средняя интенсивность излучения и Ω — телесный угол, под которым виден солнечный диск. Понимая под 𝐼_ν планковскую интенсивность, соответствующую температуре 𝑇_ν, мы можем эту температуру принять в качестве меры потока излучения. Величина 𝑇_ν, представляет собой среднюю яркостную температуру для частоты ν. Пользуясь формулой (18.2), имеем

𝐻

_ν

=

2ν²

𝑐²

𝑘

𝑇

_ν

Ω

.

(18.4)

Так как Ω=π(𝑅/𝑟)² где 𝑅 — радиус Солнца и 𝑟 — расстояние от Солнца до Земли, то вместо (18.4) получаем

𝐻

_ν

=

π

⎛

⎜

⎝

𝑇

𝑟

⎞²

⎟

⎠

2ν²

𝑐²

𝑘

𝑇

_ν

.

(18.5)

Светимость же Солнца в частоте ν представляется в виде

𝐿

_ν

=

4π²

𝑅²

2ν²

𝑐²

𝑘

𝑇

_ν

.

(18.6)