Курс теоретической астрофизики, Соболев Виктор Викторович

Курс теоретической астрофизики

на обложку

Соболев Виктор Викторович

Шрифт:

По форме, размерам и характеру движения протуберанцы весьма разнообразны. При грубой классификации различают спокойные протуберанцы (не меняющиеся заметно в течение часов и суток) и эруптивные протуберанцы (движущиеся с громадными скоростями, доходящими до 1 000 км/с). Выделяют также особый класс протуберанцев, которые связаны с солнечными пятнами.

Очень ценные данные о движении протуберанцев были получены путём их кинематографирования, произведённого на ряде обсерваторий. В частности, при этом выяснилось, что эруптивные протуберанцы возникают из спокойных вследствие внезапного возрастания скорости. Было также установлено, что многие

протуберанцы образуются при конденсации коронального вещества, которое в виде струй движется затем вниз. Движение протуберанцев, несомненно, связано с существующими на Солнце магнитными полями. Во многих случаях оно имеет характер движения заряженных частиц вдоль силовых магнитных линий. Движения протуберанцев детально изучил А. Б. Северный в Крымской астрофизической обсерватории. Большой интерес представляют вопросы свечения протуберанцев. Однако здесь ими мы заниматься не будем, так как они близки к вопросам свечения хромосферы, которые будут подробно рассмотрены в следующем параграфе.

Солнечные пятна, факелы, вспышки и протуберанцы представляют собой наиболее характерные примеры проявления солнечной активности. Как известно, эта активность заметно изменяется с течением времени, причём приблизительный период изменений составляет 11 лет. Однако солнечная активность не влияет на характеристики Солнца как звезды. Иными словами, у звезды, похожей на Солнце, появление пятен и протуберанцев не может нами отмечаться. Вместе с тем не исключено, что у звёзд других типов подобные явления происходят в больших масштабах и поэтому сказываются на наблюдаемых изменениях блеска и спектра звезды.

§ 16. Хромосфера

1. Интенсивности линий.

Во время солнечных затмений, когда весь диск Солнца закрыт Луной, мы можем наблюдать спектр, состоящий из ярких линий на тёмном фоне. Эти линии принадлежат хромосфере, представляющей собой самый верхний слой солнечной атмосферы (если не считать короны). По составу линий спектр хромосферы подобен обычному фраунгоферову спектру диска Солнца, т.е. в спектре хромосферы яркие линии находятся на тех же местах, на каких находятся линии поглощения в спектре диска (за некоторыми исключениями, которые будут указаны ниже).

Сам характер спектра хромосферы вполне понятен. Как мы помним, верхние слои солнечной атмосферы почти не дают излучения в непрерывном спектре, но производят рассеяние света в спектральных линиях. Поэтому при наблюдениях атмосферы по касательной к фотосфере мы не видим непрерывного спектра, а видим лишь яркие линии. Когда же наблюдается диск Солнца, то виден непрерывный спектр с линиями поглощения, возникающими вследствие того, что излучение, рассеянное атмосферой в линиях, в значительной части возвращается обратно в фотосферу.

Из наблюдательных данных можно найти полную интенсивность излучения в любой линии на высоте h от края диска. Эту величину мы обозначим через I(h). Очевидно, что она представляет собой количество энергии, излучаемое в линии столбом с сечением 1 см^2, проходящим на расстоянии h от фотосферы за 1 с в единице телесного угла (рис. 18).

Рис. 18

Величина I(h) убывает с ростом h, и после обработки результатов наблюдений её обычно представляют в виде

I(h)

I(0)

– h

(16.1)

где I(0)

и — некоторые параметры.

Зная величину I(h) для данной линии, мы можем определить объёмный коэффициент излучения в этой линии. Обозначая его через (h), имеем следующее уравнение:

I(h)

–

(h')

(16.2)

где h' — высота произвольной точки на луче зрения и s — расстояние, отсчитываемое вдоль луча.

Если R — радиус Солнца, то из рис. 18 следует, что

s^2

(R+h')^2

–

(R+h)^2

(16.3)

Так как толщина хромосферы мала по сравнению с R, то вместо (16.3) можем написать

s^2

2R(h'-h)

(16.4)

При учёте (16.4) соотношение (16.2) принимает вид

I(h)

(h') dh'

h'-h

(16.5)

Соотношение (16.5) является интегральным уравнением Абеля для искомой функции (h). Решение этого уравнения даётся формулой

(h)

I(h') dh'

h'-h

(16.6)

Подставляя (16.1) в (16.6), находим

(h)

(0)

– h

(16.7)

где

(0)

I(0)

1/2

Таким образом при помощи формулы (16.7) и получаемых из наблюдений величин I(0) и может быть определён коэффициент излучения для каждой линии на любой высоте h.

Определение величин (h) производилось на основании наблюдений многих солнечных затмений. В табл. 19 приведена часть результатов, полученных Мензелом и Силлье.

Таблица 19

Излучение хромосферы

в разных спектральных линиях

Атом

Длина волны

линии

·10

(0)

4681 (

)

1,16

– 1,63