Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

Количество фрауигоферовых линий убывает с увеличением длины волны, а количество теллурических, наоборот, сильно воз­ растает. Полосы поглощения водяного пара легко узнать в спек­ тре Солнца, так как их интенсивность меняется с изменением влажности воздуха. Все теллурические линии усиливаются при уменьшении высоты Солнца над горизонтом.

Безошибочным критерием отличия фрауигоферовых линий от теллурических является принцип Доплера—Физо. Вследствие, вращения Солнца вокруг своей оси на восточном краю диска фраунгоферовы линии смещены в коротковолновую часть спек­ тра, а на западном — в длинноволновую часть; теллурические же линии в обоих случаях не имеют своего положения в спектре.

Хромосфера. Над фотосферой расположен слой атмосферы, называемый хромосферой, для которого характерен линейчатый спектр излучения с эмиссионными линиями нейтральных и одно­ кратно ионизированных атомов.

За основание хромосферы принимают тот уровень солнечной атмосферы, начиная с которого непрерывный спектр Солнца с линиями поглощения переходит в линейчатый спектр излучения. Средняя толщина слоя хромосферы около 12 000 км.

Во время полных солнечных затмений хромосферу можно наблюдать как кольцо розоватого цвета вокруг диска Солнца. Розовый цвет обусловлен излучением атомов водорода, из ко­ торых в значительной степени и состоит хромосфера. Наиболее сильной спектральной линией водорода в видимой части спектра является линия На, находящаяся в красной области спектра

О

(>. = 6532А). Другими яркими линиями являются линии ионов кальция, атомов и ионов гелия, водородные линии серии Бальмера.

Хромосферу принято подразделять на два слоя. Нижний слой толщиной около 5000 км, кажущийся квазиоднородным образова­ нием в линии На, называют нижней хромосферой, а слой, распо­ ложенный выше, где излучение в основном концентрируется во множестве ярких выступов солнечного газа — в спикулах, назы­ вают верхней хромосферой.

Аномальным в строении хромосферы является распределение плотности солнечного газа с высотой и высокая степень иониза­ ции этого газа. Чтобы объяснить это, необходимо допустить, что в хромосфере имеют место сильные турбулентные движения, а температура солнечного газа возрастает до высоких значений.

В основании хромосферы температура равна 5000 °К. Выше она возрастает с высотой вначале медленно, а затем очень быстро и в верхней хромосфере достигает 50 000°К-

Хромосфера служит источником коротковолнового и радио­ излучения Солнца. Она не находится в спокойном состоянии. В ней могут возникать возмущения, в результате которых про­

9

исходит увеличение интенсивности излучения в отдельных линиях спектра.

Корона. Самым внешним и самым протяженным слоем сол­ нечной атмосферы является солнечная корона, имеющая очень низкую плотность (10~16 г/см3) и чрезвычайно высокую темпера­ туру (1,5 • 106 К).

Верхняя граница короны не может быть точно определена; во время солнечного затмения корону можно наблюдать до расстоя­ ний в несколько солнечных радиусов. Есть некоторые указания на то, что корона распространяется за пределы орбиты Земли. Однако плотность короны очень сильно изменяется с расстояни­

диска составляет одну миллионную долю яркости в центре сол­ нечного диска и равна яркости полной Луны. С удалением от края диска яркость короны быстро убывает и на расстоянии 1,5 солнечных радиуса составляет лишь 1% яркости у края диска. Иногда лучи короны (корональные лучи) можно наблюдать при полном солнечном затмении на расстоянии нескольких диамет­ ров Солнца.

Солнечную корону при отсутствии полного солнечного затме­ ния мы не видим потому, что при наблюдении с Земли солнечный свет рассеивается атмосферными газами и пылью. В результате этого вокруг Солнца образуется ореол, который по яркости в 5000—10 000 раз превосходит яркость солнечной короны.

После изобретения внезатменного коронографа (Бернар Лио, 1937) стало возможным проводить исследования короны и при отсутствии полного солнечного затмения.

Главной особенностью внешнего вида короны является ее лу­ чистая структура. На фотографиях короны хорошо заметны коро­ нальные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие сложные образования лучистой структуры. Предполагают, что структура корональных лучей тесно связана с магнитным полем Солнца. Корональные лучи вытянуты вдоль магнитных силовых линий.

Спектр короны в видимой области резко отличается от спек­ тра хромосферы. Он состоит из непрерывного спектра с линиями поглощения и излучения.

Излучение короны может быть разделено на три составляю­ щие компоненты: /(-компонента — непрерывнь i спектр с не­ большим числом размытых линий поглощения, i эответствующих наиболее сильным фраунгоферовым линиям фотосферы; Е-ком- понента — непрерывный спектр с фраунгоферовыми линиями, су­ щественно не отличающийся от спектра фотосферы; £-компо-)*

*) Сб. «Солнечный ветер». «Мир», 1968.

10

нента — эмиссионный линейчатый спектр, так называемые коро-

нальные линии.

На рис. 1.2 показана относительная интенсивность каждой из компонент излучения на разных расстояниях в радиусах Солнца. Для сравнения приведены пунктиром три различные яркости неба, /^-компонента возникает в результате рассеяния солнечно­ го света свободными электронами короны, а ^-компонента — ча­ стицами межпланетной пыли. Излучению ионизированной плаз­ мы короны соответствует £-компонента.

В видимой части спектра короны присутствует около 30 эмиссионных линий, из которых особенно выделяется «зеленая»

Солнечная корона является мощным источником ультра­ фиолетового, рентгеновского и радиоизлучения.

Сильная ионизация атомов, отсутствие в излучении линий атомов Н и Не, большая интенсивность рентгеновского и радио­ излучения свидетельствуют о чрезвычайно высокой температуре короны, достигающей (1,0ч-1,5) • 10б°К. Наблюдения показали, что в температурном отношении корона неоднородна. Внутри ее имеются «холодные» и «горячие» области (корональные конден­ сации), температура в которых может колебаться от 0,6- 106 до

3,6- 106°К.

Для объяснения интенсивного нагревания короны было вы­ сказано несколько гипотез. В настоящее время многие исследо­ ватели считают, что наиболее вероятной причиной нагревания ко­ роны являются акустические и магнитоакустические волны, иду­ щие от фотосферы. Они возникают в результате конвекции в фотосферном слое и проходят через хромосферу, почти не рассеи­ ваясь. В солнечной короне при низкой плотности вещества про­ исходит превращение этих волн в ударные волны, энергия которых быстро диссипирует и переходит в тепло.

11

Поскольку охлаждение короны в результате излучения и теп­ лопроводности сравнительно небольшое, то для источника нагре­ вания не нужно иметь большой мощности.

§ 3. ФИЗИЧЕСКИЕ ЯВЛЕНИЯ, ПРОИСХОДЯЩИЕ НА СОЛНЦЕ

Солнце не является стационарным образованием. Под воздей­ ствием термоядерных реакций, происходящих в его центральной части, оно находится в непрерывном изменении. В результате этого как внутри Солнца, так и в его атмосфере происходят про­ цессы, проявления которых мы обычно наблюдаем в виде целого ряда физических явлений. К таким явлениям, которые доступны астрономическим наблюдениям, относятся: солнечные пятна, фа­ келы и флоккулы, протуберанцы и волокна, солнечные вспышки и корональные конденсации.

Солнечные пятна. Это сравнительно темные образования на поверхности Солнца, которые кажутся темными только по кон­ трасту с окружающей их более яркой фотосферой; фотометриче­ ские измерения показывают, что яркость в середине большого пятна, расположенного в центре солнечного диска, составляет 0,42 яркости невозмущенного фона фотосферы. Солнечные пятна реже бывают одиночными, а чаще встречаются группами, объе­ диняющими до нескольких десятков пятен различных размеров.

солнечных пятен по площади, полученное Ньютоном (1958). Компактные группы с S > 500 м.д.п. видны невооруженным

глазом. В периоды высокой солнечной активности на диске Солн­

12