Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
f
=
n
k
H
,
(16.33)
т.е. приняв во внимание только давление излучения в резонансной линии.
Вычисления по формуле (16.33) показывают, что для кальция сила светового давления сравнима с силой притяжения. Следовательно, световое давление может влиять на распределение атомов кальция по высоте в хромосфере. Однако влияние светового давления на другие атомы очень мало. Нельзя также думать, что атомы кальция способны увлечь за собой всю хромосферу. Таким образом, надо признать, что большая протяжённость хромосферы не может быть объяснена действием светового давления.
Некоторые
n(h)
=
n(0)
exp
–
2gh
v^2+vt^2
.
(16.34)
Формула (16.34) при vt20 км/с даёт примерно такой же ход концентрации атомов с высотой, как и формула (16.29), полученная на основании наблюдательных данных.
Однако наиболее правильным представляется взгляд, что хромосфера находится не в статическом, а в динамическом равновесии. К такой точке зрения приводит сам вид хромосферы, которая кажется состоящей из отдельных волокон или струй (называемых часто спикулами). Эти струи в силу каких-то причин выбрасываются из фотосферы. Возможно, что они связаны с грануляцией, так как число струй по грубой оценке равно числу гранул. Средняя продолжительность жизни хромосферных струй составляет несколько минут. Их скорость движения — порядка 20 км/с.
4. Возбуждение атомов в хромосфере.
Как уже говорилось, спектр хромосферы по составу линий в общих чертах подобен фраунгоферову спектру диска Солнца. Однако имеются некоторые исключения из этого. Наиболее существенным из них является присутствие в спектре хромосферы весьма интенсивных линий гелия (как известно, именно по этим хромосферным линиям и был открыт элемент, названный гелием). Более того, в спектре хромосферы видна слабая линия 4686, принадлежащая ионизованному гелию. Наличие в хромосфере большого числа возбуждённых и ионизованных атомов гелия совершенно не соответствует температуре фотосферы Солнца. Концентрация возбуждённых атомов гелия, вычисленная по формуле Больцмана при температуре около 6 000 K, оказывается примерно в миллиард раз меньше концентрации этих атомов, полученной из наблюдений.
Таким образом, в хромосфере имеется аномальное возбуждение атомов. Первоначально для объяснения этого явления выдвигалась гипотеза о существовании значительного ультрафиолетового избытка в спектре Солнца. Однако эта гипотеза не может быть принята хотя бы потому, что идущее от фотосферы ультрафиолетовое излучение вызвало бы также возбуждение атомов в более глубоких слоях атмосферы, чего не наблюдается. Такое же возражение можно сделать и против предположения о возбуждении атомов потоком быстрых частиц, идущих от фотосферы.
В дальнейшем была высказана мысль о возбуждении гелия в хромосфере не снизу (со стороны фотосферы), а сверху (со стороны короны). После открытия высокой температуры короны стали думать, что свечение хромосферы в линиях гелия может вызываться: высокочастотным излучением короны. Однако потом было установлено, что возрастание температуры начинается уже в хромосфере. Поэтому атомы с высоким потенциалом
Таким образом, мы должны сделать вывод, что хромосфера состоит как из более холодных, так и из более горячих областей. Физическая модель хромосферы должна быть поэтому довольно сложной. Наиболее вероятной надо считать следующую модель. Нижний слой хромосферы (до высоты около 1 000 км) является сравнительно холодным, с температурой порядка 5 000 K. С увеличением высоты температура медленно повышается, достигая значений 10—12 тысяч кельвинов на высоте 1 500—2 000 км. Ещё выше хромосфера становится неоднородной. Здесь она состоит из отдельных волокон с температурой 12—18 тысяч кельвинов. Выше 4 000 км на фоне короны наблюдаются более холодные спикулы, которые исчезают на высоте около 10 000 км.
5. Ультрафиолетовый спектр Солнца.
Запуски ракет позволили получить спектры Солнца в ультрафиолетовой области. Результаты измерений этих спектров и их интерпретации опубликованы во многих статьях и книгах (см., например, [4]).
Спектр Солнца в ближайшей ультрафиолетовой области (примерно до 1 900 A) похож на спектр в видимой части, т.е. является непрерывным спектром с линиями поглощения. Около 2 100 A интенсивность непрерывного спектра резко падает (в качестве возможных причин этого указано поглощение рядом атомов и молекул). Приблизительно при 1 900 A в спектре Солнца появляются эмиссионные линии. При дальнейшем уменьшении длины волны непрерывный спектр ослабевает и эмиссионные линии становятся заметнее. После 1 500 A спектр Солнца состоит из ярких линий на слабом непрерывном фоне.
Среди ярких линий ультрафиолетового спектра Солнца выделяется линия L водорода (1 215,67 A). В спектре видны и другие линии серии Лаймана, а также лаймановский континуум. Вместе с тем весьма интенсивной является резонансная линия ионизованного гелия (303,78 A). В спектре присутствует также много линий ионов C, N, O, Si и др. (в том числе и резонансные линии).
Большинство ярких линий ультрафиолетового спектра Солнца возникает в хромосфере и в переходной области между хромосферой и короной. Некоторые линии возникают в короне. Важно подчеркнуть, что мы можем наблюдать эти линии лишь вследствие крайней слабости непрерывного спектра Солнца в ультрафиолете. Яркие линии такой же интенсивности в видимой части спектра, как правило, не могут быть обнаружены, так как они накладываются на сильный непрерывный спектр или на линии поглощения, интенсивность внутри которых также велика. Только во время затмений, когда хромосфера и корона не проектируются на фотосферу, мы можем наблюдать яркие хромосферные и корональные линии в видимой части спектра. Однако в некоторых случаях и в видимой части спектра диска Солнца можно обнаружить влияние излучения хромосферы. Оно проявляется в увеличении интенсивностей в центральных областях сильных фраунгоферовых линий (например, линий H и K Ca II).
Рис. 19
При ракетных наблюдениях был определён профиль линии L в спектре Солнца. Он изображён на рис. 19, а. В центре эмиссионной линии L видна узкая линия поглощения, возникающая вследствие поглощения излучения нейтральным водородом на пути от Солнца до ракеты. Подтверждением этого является тот факт, что верхние слои земной атмосферы светятся в линии L благодаря переизлучению ими поглощённой солнечной радиации в данной линии. Отвлекаясь от упомянутой узкой линии поглощения, мы можем сказать, что линия L в спектре Солнца имеет широкий провал в центральной области.