Курс теоретической астрофизики

3 642

,9

-

-

Ni XIII

18

5

,82

350

3 986

,9

0

,7

-

Fe XI

9

,5

4

,68

261

4 086

,3

1

,0

-

Ca XIII

319

3

,03

655

4 231

,4

2

,6

-

Ni XII

237

2

,93

318

4 359

-

-

Ar XIV

108

2

,84

682

5 116

,03

4

,3

2

,2

Ni XIII

157

2

,42

350

5 302

,86

100

100

Fe XIV

60

2

,34

355

5 536

-

-

Ar X

106

2

,24

421

5 694

,42

-

1

,2

Ca XV

95

2

,18

814

6 374

,51

8

,1

18

Fe X

69

1

,94

233

6 701

,83

5

,4

2

,0

Ni XV

57

1

,85

422

7 059

,62

-

2

,2

Fe XV

-

31

,77

390

7 891

,94

-

13

Fe XI

44

1

,57

261

8 024

,21

-

0

,5

Ni XV

22

3

,39

422

10 746

,80

-

55

Fe XIII

14

1

,15

325

10 797

,95

-

35

Fe XIII

9

,7

2

,30

325

Вычисления показывают, что высокоионизованные атомы других элементов не имеют линий в видимой части спектра или их линии слишком слабы и не могут наблюдаться на фоне непрерывного спектра короны. Однако некоторые линии находятся на пределе видимости и, возможно, их удастся обнаружить каким-либо способом в будущем.

Указанное отождествление корональных линий сразу же вызывает два вопроса: 1) в чем причина существования многократно ионизованных атомов в короне? 2) Почему в спектре короны наблюдаются запрещённые линии? На первый из этих вопросов ответ будет дан ниже. Сейчас же мы кратко ответим на второй из них (откладывая подробное рассмотрение проблемы возникновения запрещённых линий в спектрах небесных тел до гл. V, посвящённой газовым туманностям).

Как известно, эйнштейновские коэффициенты спонтанных переходов для разрешённых линий порядка 10 с^1. Однако для запрещённых линий эти коэффициенты гораздо меньше. Например, для запрещённых линий в спектре короны, как следует из таблицы, они порядка 10…10^3 с^1 (хотя запрет в этих случаях и не очень сильный). Вследствие малости вероятностей запрещённых переходов необходимы особые условия, чтобы запрещённые линии могли стать достаточно интенсивными.

Для выяснения этих условий прежде всего заметим, что если из данного состояния возможны как запрещённые, так и разрешённые переходы, то первые из них происходят гораздо реже вторых, и запрещённая линия оказывается гораздо слабее разрешённой. Следовательно, запрещённые линии могут стать сравнительно интенсивными только в том случае, когда верхнее состояние метастабильное, т.е. из него нет никаких переходов вниз, кроме запрещённых.

Однако, в отличие от обычных возбуждённых состояний, в которых атом находится в течение времени порядка 10 с, в метастабильном состоянии он может находиться гораздо дольше. Поэтому для осуществления спонтанного перехода из метастабильного состояния необходимо, чтобы атом не подвергался внешним возмущениям в течение весьма больших промежутков времени. В частности, атом не должен испытывать частых встреч со свободными электронами, так как последние могут перевести его из метастабильного состояния вниз без излучения запрещённой линии при ударе второго рода. Точно так же атом не должен подвергаться сильному воздействию излучения, при поглощении которого он может перейти из метастабильного состояния вверх. Таким образом, для появления сравнительно интенсивных запрещённых линий в спектре какого-либо объекта необходимо, чтобы плотность вещества и плотность излучения были в нём достаточно малыми.

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 10 кельвинов сильная ионизация атомов вызывается электронными ударами (см. ниже).