Хромосфера и корона - Физика солнечных явлений

Излучение верхних слоев солнечной атмосферы слабее фотосферного не менее чем в 10 тыс. раз. Поэтому даже ничтожная доля света фотосферы, рассеянная в земной атмосфере или в оптических частях телескопа и спектрографа, создает столь высокий фон, что прямыми методами не удается регистрировать слабое излучение хромосферы и короны. Для этих целей в принципе применяются 2 метода (прямые наблюдения возможны во время солнечных затмений). В первом методе обычно производят искусственное экранирование диска С.. Этот метод позволяет наблюдать хромосферу и корону за краем диска С., вообще говоря, только в плоскости полученного изображения, что ограничивает возможности изучения развития явлений большой длительности. Второй метод - изучение внешней атмосферы в проекции на диск С.- основан на непрозрачности хромосферы и короны в свете некоторых линий, поскольку излучение на частотах центра ряда спектр. линий (водородной Нa, линий Н и К ионов CaII и др.) образуется выше фотосферы - в хромосфере. Оптическая толща хромосферы для этих частот >>1, так что свет фотосферы в этих частотах до наблюдателя не доходит. Исследование названных линий позволяет изучать особенности структуры атмосферы на высотах 1000-3000 км [линия К (CaII) образуется в несколько более высоких слоях, чем Нa]. Внеатмосферные наблюдения позволили получить изображения С. в длинах волн лаймановской линии водорода Za (1216 Е) и линиях гелия (584 и 304 Е), а также в коротковолновых корональных линиях. Применение этого метода требует выделения узкого спектрального интервала сложным интерференционно-поляризационным фильтром или спектрографом. Независимые данные о внешней атмосфере С., правда с меньшим пространственным разрешением по поверхности, получаются из радионаблюдений на длинах волн л ? 1 см.

Хромосфера вне диска С. (за лимбом) представляется излучающим (эмиссионным) слоем протяженностью ? 10 000 км. Нижняя хромосфера (от края С. до высот ? 1500 км) излучает слабый непрерывный спектр, на фоне которого видны многочисленные, в основном слабые, эмиссионные линии. В проекции на диск С. они наблюдаются как линии поглощения на ярком фоне фотосферного излучения. Характеристики эмиссионного спектра позволяют определить физические условия в нижней хромосфере. Данные наблюдений линий нейтрального железа (FeI), титана (TiI) и т. д. говорят о низкой температуре этого слоя (Т ? 5000 К); по интенсивности линий можно найти n - число атомов в 1 см3. Например, на высоте ~1000 км число атомов водорода nH ~ 1013 см-3.

Интенсивность многочисленных слабых эмиссионных линий резко уменьшается с высотой в соответствии со спадом плотности по экспоненциальному закону. Выше 1500 км наблюдаются лишь сильные линии водорода Нa (6563 Е), Нр (4861 Е) и др., гелия D3 (5876 Е) и 10 830 Е, линии Н и К(СаII). По интенсивности линий удается выявить на высотах >1500 км участки повышенной яркости, соответствующие уплотнениям газа, и на некоторой высоте, характерной для каждой линии, наблюдается свечение изолированных газовых столбов - хромосферных спикул. Диаметры спикул ~ 1000 км, скорости подъема или опускания ? 20 км/с, время жизни - несколько мин. Больших высот достигает довольно малое число спикул, на высоте h ? 3000 км они занимают около 2% площади солнечной поверхности. Механизм образования спикул связан со сложной структурой магнитных полей фотосферы.

Вдоль лимба яркость хромосферы меняется: в активных областях возрастает число спикул и усиливается излучение. В среднем излучение хромосферы в активных областях возрастает в 3-5 раз, что соответствует увеличению плотности газа примерно в 2 раза (интенсивность излучения пропорциональна n2).

Хромосфера выше 1500 км представляет собой в основном набор сравнительно плотных (nH ? 1010-1011 см-3 при Т ? 6000-15000 К) газовых волокон и струй с гораздо более разреженным (типа коронального) газом между ними. Выше 4-5 тыс. км остаются только спикулы. При наблюдении в линиях Нa или К (CaII) хромосфера имеет вид мелких узелков, по размерам немного превосходящих гранулы. Эти узелки, в свою очередь, объединяются в крупные ячейки диаметром (2-3)-104 км, они покрывают весь диск, образуя хромосферную сетку. В ячейке газ растекается от центра к периферии со скоростью 0,3-0,4 км/с. Магнитное поле на границе ячеек усилено и составляет 10-15 Э, среднее время жизни такого образования - около суток. Спикулы, видимые на диске, также концентрируются к границам ячеек сетки.

Образование хромосферной сетки связывают с конвективными движениями большого масштаба - сверхгрануляцией. Горизонтальное растекание ионизованного газа от центра ячейки к периферии сгребает слабое магнитное поле (с почти вертикальными силовыми линиями). Усиление поля вызывает интенсификацию свечения хромосферы близ границ сетки, аналогично тому как это происходит в слабых активных областях. Участки активной хромосферы в проекции на диск (в линии Нa) представляют собой яркие области - флоккулы, пересеченные системой темных волоконец - фибрилл. Системы этих волоконец (шириной 1000- 2000 км и длиной 10 000 км) обычно соединяют области противоположных полярностей магнитного поля. Над старыми пятнами обычное радиальное расположение волокон несколько нарушается - образуется вихреобразная структура типа циклона. Темные волокна представляют собой уплотнения газа, вытянутые вдоль силовых линий магнитного поля. Эти плотные волокна лежат низко. Поэтому в образующихся выше линиях К (CaII), La, 304 Е (HeII) флоккулы представляют собой диффузные яркие образования. Интенсивность излучения хромосферы (хромосферная эмиссия) в целом невелика. Для звезд солнечного типа установлено, что хромосферная эмиссия в линиях Н, К и др. падает с уменьшением скорости вращения звезд и их возрастом. Согласно этому критерию, С.- довольно старая звезда с низкой активностью.

Между хромосферой и короной лежит узкий переходный слой, в котором температура быстро растет от ~ 104 до ~ 106 К. Солнечная корона в момент полной фазы затмения представляется серебристым сиянием, простирающимся до нескольких радиусов С. (рис. 9). Свечение короны - это рассеянное на свободных электронах излучение фотосферы. По его интенсивности можно заключить, что в основании короны число электронов (и протонов) в 1 см3 ? 3-108 и что это число заметно уменьшается с высотой. Таким образом, солнечную корону образует чрезвычайно разреженный газ, и даже слабые магнитные поля, проникающие в корону, оказывают существенное влияние на ее динамические характеристики и строение. Фотографии показывают, что корона не является однородным образованием. Выделяются корональные щеточки близ полюсов, дуги и корональные лучи на более низких широтах. Корональные магнитные поля, являющиеся продолжением нижележащих полей, изменяются медленно. В соответствии с этим структура короны довольно устойчива, существенные изменения происходят за годы. Необычными оказались температурные условия в короне. Несколько эмиссионных линий короны - зеленая (5303 Е), красная (6374 Е) и др. - были отождествлены с линиями высокоионизованных атомов Fe, Ni и Са, лишенных от 9 до 14 электронов. Поскольку отрыв электронов происходит в результате столкновения тяжелого (малоподвижного) иона с налетающими электронами, необходимо, чтобы кинетическая энергия последних была очень высокой (соответствовала электронной температуре ~ l,5-106K). Высокая температура короны подтверждается целым рядом независимых определений. Так, большая протяженность короны, медленное убывание ее плотности с высотой возможны, согласно барометрической формуле, лишь при T ? 1,5-106K. В радиодиапазоне для волн с л ? 1 м корона непрозрачна и излучает как черное тело с Т ~ 106K. В коротковолновой области (л < 400 Е) наблюдается набор основных (резонансных) линий ионов, характерный для спектров разреженных газов с Т ~ 106K. Ширина спектральных линий высокоионизованных атомов (FeX - FeXIV), связанная с тепловым разбросом их скоростей, также соответствует Т ?106K.

корона солнца, сфотографированная при полном солнечном затмении

Рис. 9. Корона Солнца, сфотографированная при полном солнечном затмении

Плазма в областях активной короны - корональных конденсациях - примерно в 3 раза плотнее, чем в окружающих областях. Средняя температура в конденсации обычно также ? 1,5-106K. Однако в областях, примыкающих к солнечным пятнам, плазма короны нагрета до ~ 107K. Количество горячего вещества в короне возрастает после бурных нестационарных процессов, особенно после вспышек. Для этого вещества характерны линии ионов CaXV, MgXII и др., образующихся при температурах (3-10)- 106K.

На снимках короны с высоким пространственным разрешением, получаемых, например, в свете зеленой корональной линии во время затмений, корональные конденсации наблюдаются в виде совокупности петель (арок). На рентгеновских фотографиях короны эти петли отчетливо видны не только на лимбе, но и на диске С. Радио - и рентгеновские наблюдения свидетельствуют о том, что вещество спокойной короны, вне активных областей, по-видимому, также сосредоточено в отдельных, менее контрастных петлях. Эти петли являются "пучками" магнитных силовых линий. Магнитное поле не препятствует переносу энергии вдоль силовых линий, но существенно затрудняет процессы переноса - теплопроводность, диффузию заряженных частиц - поперек поля. Поэтому отдельные петли оказываются изолированными друг от друга. Если в вершине петли выделяется энергия (например, газ нагревается из-за затухания волн), то теплота распространяется по силовым линиям вниз, нагревая плотный газ в основаниях петли. Происходит своеобразное "испарение" плотного газа в корональную часть арки. В установившемся стационарном состоянии плотность плазмы в петле оказывается тем большей, чем больше выделяемая в ее вершине энергия.

В некоторых местах спокойной короны петли отсутствуют. Эти области из-за пониженной яркости в рентгеновских лучах называются корональными дырами. Для них характерна открытая магнитная конфигурация с замыканием силовых линии далеко в межпланетном пространстве. Вещество дыр уже не удерживается магнитными силами и беспрепятственно истекает в межпланетное пространство. Плотность в этих областях короны уменьшается, и, ввиду больших энергетических потерь на формирование газодинамического потока, температура оказывается несколько ниже, чем в обычных корональных петлях. Это объясняет пониженную яркость дыр в рентгеновском диапазоне по сравнению со спокойной короной.

В короне расположены сравнительно холодные плотные облака (n = 1010-1011 см-3. Т ~ 104K.) - протуберанцы, простирающиеся в длину до 1/3 R_. Эти облака имеют подчас причудливую форму (диффузные образования, дуги, воронки и т. д.), движения в них очень сложны. Наиболее распространены "спокойные" протуберанцы, появление которых обычно связано с развитием группы пятен, но существуют они значительно дольше пятен (до 1 года). Непосредственно в зоне пятен наблюдаются после вспышек так называемые протуберанцы солнечных пятен - потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями в несколько десятков км/с. Другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями ~ 100-1000 км/с (быстрые эруптивные протуберанцы, рис. 10).

протуберанец

Рис. 10. Протуберанец

Физические условия в протуберанцах близки к хромосферным, поэтому характер спектров и методы наблюдения протуберанцев и хромосферы совпадают. Образование протуберанцев, траектории движения и "поддержка" тяжелых газовых облаков в короне обусловлены действием магнитных сил.

Похожие статьи




Хромосфера и корона - Физика солнечных явлений

Предыдущая | Следующая