Курс теоретической астрофизики

После рассмотрения проблемы ионизации атомов в короне обратимся к вопросу о возбуждении ионов. При этом пока будем говорить лишь о возбуждении тех уровней основного состояния иона, при переходах с которых возникают наблюдаемые запрещенные линии в спектре короны. Возбуждение указанных уровней производится двумя путями: 1) при столкновениях со свободными электронами, 2) при поглощении излучения, идущего от фотосферы (второй механизм возбуждения играет некоторую роль во внешних частях короны). Возвращение иона на нижний уровень происходит как при спонтанных переходах, так и при ударах второго рода. Из условия постоянства числа ионов на каждом из уровней можно найти отношение числа ионов на 𝑘-м уровне к числу ионов на первом уровне, т.е. величину 𝑛_𝑘/𝑛₁. Здесь мы не будем останавливаться на этих расчётах, так как подобным же образом находится распределение ионов по уровням в газовых туманностях, о чем подробно говорится в §24.

Знание отношения 𝑛_𝑘/𝑛₁ даёт возможность перейти от концентрации ионов на возбуждённом уровне 𝑛_𝑘 (находимой по измеренной интенсивности эмиссионной линии, как в случае хромосферы) к концентрации ионов на первом уровне 𝑛₁. Суммирование чисел 𝑛₁ для всех стадий ионизации позволяет определить полную концентрацию атомов данного элемента. Разделив эту концентрацию на 𝑛_𝑒, мы получаем отношение числа атомов рассматриваемого элемента к числу атомов водорода (так как 𝑛_𝑒 приближённо равно концентрации протонов).

Указанным способом было определено отношение числа атомов металлов к числу атомов водорода в короне. Оказалось, что это отношение не зависит от высоты и примерно такое же, как в обращающем слое. Этот факт представляет большой интерес, так как он свидетельствует о перемешивании вещества в короне.

7. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения.

Корональные линии, наблюдаемые в видимой части спектра, образуются при переходах между подуровнями основных состояний различных ионов. Следующие же состояния корональных ионов находятся очень высоко. Например, резонансные потенциалы возбуждения ионов 𝙵𝚎 X — 𝙵𝚎 XV составляют 30—40 В. Поэтому резонансные линии этих ионов расположены в далёкой ультрафиолетовой области спектра.

Возбуждение ионов в короне может происходить в результате ионизаций и последующих рекомбинаций. Однако, как показывают подсчёты, более эффективным механизмом возбуждения является электронный удар. Следует иметь в виду, что при температуре порядка миллиона кельвинов средняя энергия свободного электрона порядка 100 эВ. Поэтому практически каждый свободный электрон может при столкновении возбудить такие ионы, как указанные выше ионы железа.

Задавая определённый химический состав короны, мы можем рассчитать её ультрафиолетовый спектр. Вычисления показали, что этот спектр должен быть весьма богат эмиссионными линиями. Вместе с тем корона должна обладать и непрерывным спектром в рассматриваемой области, происходящим от рекомбинаций наиболее распространённых атомов: водорода (λ<912 Å), гелия (λ<504 Å) и ионизованного гелия (λ<227 Å). При рекомбинациях высокоионизованных атомов железа, никеля и др. должен возникать непрерывный спектр в области ещё меньших длин волн (порядка десятков ангстрем).

Наблюдения, выполненные при помощи ракет, дали возможность получить ультрафиолетовый спектр Солнца. Этот спектр уже был описан в предыдущем параграфе. Там же было сказано, что в основном ультрафиолетовое излучение Солнца возникает в верхней хромосфере и переходной области от хромосферы к короне. Однако часть этого излучения, обусловленная многократно ионизованными атомами, идёт от короны.

Как известно, излучение очень коротких длин волн (примерно от 0,1 Å до нескольких десятков ангстрем) принадлежит уже к рентгеновской области спектра. Легко понять, что в короне с её высокой температурой должно возникать довольно сильное рентгеновское излучение. При этом, как следует из сказанного выше, оно может (быть как непрерывным, так и линейчатым.

Рентгеновское излучение Солнца также наблюдалось при помощи ракет. При этом наблюдения велись с фильтрами преимущественно в участках спектра 2—8, 8—18 и 44—60 Å, т.е. в области мягкого рентгена. Проведение наблюдений в течение ряда лет позволило получить зависимость интенсивности рентгеновского излучения от фазы солнечной активности. Оказалось, что в годы максимума активности рентгеновское излучение в несколько раз интенсивнее, чем в годы минимума. Объясняется это как возрастанием плотности короны, так и повышением её температуры при переходе от минимума к максимуму активности.