Курс теоретической астрофизики

Соболев Виктор Викторович

Наблюдения (в частности, выполненные во время затмений) дают возможность определить положение, размеры и яркостные температуры локальных радиоисточников. Из наблюдений также следует, что радиоизлучение локальных источников является поляризованным. Рассмотрение этих данных приводит к заключению, что медленно меняющееся возмущённое радиоизлучение Солнца возникает при свободно-свободных переходах электронов в поле ионов (тормозное излучение) и при движении электронов в магнитном поле по искривлённой траектории (магнитно-тормозное излучение).

Быстро меняющаяся компонента солнечного радиоизлучения наблюдается во всем радиодиапазоне (от миллиметровых до метровых волн). Она обнаруживается в виде всплесков радиоизлучения

различной длительности и интенсивности. Некоторые всплески происходят в течение времени порядка 1 с с яркостной температурой, в несколько раз превосходящей яркостную температуру спокойного Солнца. Однако наблюдаются и гораздо более сильные всплески — продолжительностью в несколько минут с яркостной температурой 10-10, а иногда и 10^1^2 кельвинов.

Для объяснения всплесков радиоизлучения привлекаются различные механизмы нетеплового излучения (см. [8] и [10]). Один из них состоит в возбуждении плазменных колебаний потоком быстрых частиц. При этом образуются продольные плазменные волны, которые затем превращаются в поперечные электромагнитные волны. Частоты собственных колебаний плазмы определяются формулой (18.26). Из неё видно, что при электронных концентрациях, характерных для короны, возникают метровые волны, на которых как раз и наблюдаются сильные всплески радиоизлучения. Возможно, что причиной плазменных колебаний являются быстрые частицы, образующиеся при хромосферных вспышках. В пользу этой гипотезы говорит тот факт, что сильные всплески радиоизлучения обнаруживаются через несколько минут после максимумов хромосферных вспышек. При этом сначала наблюдаются всплески на более коротких волнах, а затем на все более и более длинных. Это можно объяснить перемещением быстрых частиц, вызывающих колебания плазмы, из более плотных областей короны в менее плотные. Всплески могут также возникать в результате движения через корону ударной волны, порождённой хромосферной вспышкой. В качестве другого возможного механизма всплесков радиоизлучения было указано тормозное излучение релятивистских электронов в магнитном поле, т.е. так называемое синхротронное излучение (о нём см. § 31). Так как всплески очень разнообразны, то можно думать, что они возникают под действием различных механизмов.

6. Сверхкорона Солнца.

Изучать солнечную корону можно не только по её радиоизлучению, но и по ослаблению короной излучения, идущего от источников, расположенных за ней. По счастливой случайности один из самых мощных галактических источников радиоизлучения, Крабовидная туманность, находится очень близко от эклиптики (приблизительно на расстоянии 4,5 угловых солнечных радиуса). Поэтому ежегодно происходит покрытие Крабовидной туманности внешними частями короны. Наблюдения этого явления, выполненные впервые В. В. Виткевичем, привели к обнаружению частей короны, удалённых от центра Солнца на несколько десятков его радиусов.

Внешние части короны (называемые обычно сверхкороной) производят ослабление излучения Крабовидной туманности вследствие рассеяния радиоволн на электронных неоднородностях. При прохождении луча через неоднородность происходит отклонение луча из-за различия в показателях преломления неоднородности и окружающей среды. Простые подсчёты дают возможность определить уменьшение интенсивности излучения, проходящего через корону на разных расстояниях от центра солнечного диска, в зависимости от числа неоднородностей, их размеров и электронной концентрации в них. Из сравнения теории с наблюдениями найдено, например, что в короне на расстоянии 20 солнечных радиусов линейные размеры неоднородностей составляют около 10^1 см, и электронные концентрации в них — около 10^3 см^3.

Наблюдения, подобные описанным выше наблюдениям Крабовидной туманности, были выполнены и для многих других радиоисточников. В результате получены сведения

о свойствах сверхкороны на расстояниях от Солнца, доходящих до 100 его радиусов. Следует отметить, что сверхкорону можно также наблюдать в оптической области спектра во время солнечных затмений.

На основании наблюдаемого медленного падения плотности в короне с удалением от Солнца возникло представление о том, что межпланетная среда является не чем иным, как продолжением короны. Сначала определение свойств межпланетной среды на разных расстояниях от Солнца делалось путём расчёта модели статической короны. Затем Паркер [11] произвёл подробное гидродинамическое рассмотрение «расширяющейся короны», т.е. короны, состоящей из частиц, движущихся от Солнца. Это движение происходит с громадными скоростями (на больших расстояниях от Солнца — порядка сотен километров в секунду) и вызывает существование «солнечного ветра» в межпланетном пространстве. По-видимому, солнечный ветер оказывает значительное влияние на внешние части планетных атмосфер, хвосты комет и некоторые другие объекты в солнечной системе.

Запуск космических аппаратов даёт возможность непосредственно измерить характеристики межпланетной плазмы. В частности, при этом обнаружено, что радиальная скорость плазмы возрастает во время магнитных бурь. Результаты таких измерений в значительной мере подтверждают указанную выше теорию.

ЛИТЕРАТУРА К ГЛАВЕ III

Амбарцумян В. А., Мустель Э. Р., Северный А. Б., Соболев В. В. Теоретическая астрофизика.—М.:Гостехиздат, 1952.

The Sun/Ed. G. Kuiper, Chicago: 1953 (русский перевод: Солнце.— М.: Изд-во иностр. лит., 1957).

Zirin Н. The Solar Atmosphere.— 1966 (русский перевод: 3ирин Г. Солнечная атмосфера.— М.: Мир, 1969).

Gibson Е. G. The Quiet Sun.— 1973 (русский перевод: Гибсон Э. Спокойное Солнце.— М.: Мир, 1977).

Thomas R. N., Athау R. G. Physics of the Solar Chromosphere.— New York: 1961 (русский перевод: Томас P., Атей Р. Физика солнечной хромосферы.— М.: Мир, 1965).

Иванов-Холодный Г. С., Никольский Г. М. Солнце и ионосфера.— М.: Наука, 1969.

Шкловский И. С. Физика солнечной короны.— М.: Физматгиз, 1962.

Железняков В. В. Радиоизлучение Солнца и планет.— М.: Наука, 1964.

Гинзбург В. Л. Распространение электромагнитных волн в плазме. М.: Физматгиз, 1960.

Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Цытович В. Н. Физика плазмы солнечной атмосферы.— М.: Наука, 1977.

Parker Е. N. Interplanetary dynamical processes.— 1963 (русский перевод: Паркер Е. Н. Динамические процессы в межпланетной среде.— М.: Мир, 1965)

Глава IV АТМОСФЕРЫ ПЛАНЕТ

Как известно, планеты светятся вследствие отражения ими солнечного излучения. В планетных атмосферах происходит сложный процесс многократного рассеяния света, в результате которого лучистая энергия частично испытывает истинное поглощение (т.е. переходит в другие формы энергии), а частично выходит из атмосферы наружу. По излучению, диффузно отражённому планетной атмосферой, мы можем судить об оптических свойствах атмосферы и о физической природе составляющих её частиц.

Атмосферы некоторых планет (например, Венеры и Юпитера) обладают очень большой оптической толщиной и сквозь атмосферу не видна поверхность планеты. Другие планеты (например, Марс) окружены атмосферами малой оптической толщины. В этом случае путём изучения свечения планеты можно получить сведения не только об атмосфере, но и о поверхности планеты.

В настоящей главе в основном излагается теория многократного рассеяния света в планетных атмосферах вместе с её применениями к отдельным планетам. При этом используются результаты фотометрических и спектроскопических наблюдений планет. Более подробно упомянутая теория изложена в специальных работах [1]—[3].