Å - испускается ионом Fe XIV, т.е. атомом железа, лишенным 13 электронов. Другая интенсивная - красная корональная линия (l 6374 Å) - принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа Fe X. Остальные эмиссионные линии отождествлены с ионами Fe XI Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Са XII, Са XV, Ar X и др. Корональные линии являются запрещенными. Их возникновение в спектре короны говорит о необычайной разреженности ее вещества. Для образования высокоионизованных корональных ионов нужны большие энергии в сотни электрон-вольт (например, потенциал ионизации Fe X 233 в, Fe XIV 355 в, Са XV 814 в). Для сравнения напомним, что для отрыва единственного электрона от атома водорода требуется энергия всего лишь 13,6 эв. Поскольку интенсивность излучения в короне слишком слаба для того, чтобы вызвать сильную ионизацию вещества, причиной последней являются столкновения атомов,. причем прежде всего со свободными электронами. Энергия этих электронов должна составлять сотни электрон- вольт, а их скорость достигать многих тысяч километров в секунду. Эти значения были использованы в § 108 для определения температуры короны, оказавшейся порядка миллиона градусов. Таким образом, солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона градусов. Следствием высокой температуры короны является уже отмечавшаяся необычайная ее протяженность. Действительно, согласно формуле (9.5), шкала высоты пропорциональна температуре. Учитывая, что молекулярный вес ионизованного газа короны вдвое меньше, чем нейтрального водорода в фотосфере, а превышение температуры составляет 150 раз, получаем, что протяженность короны в сотни раз превышает толщину фотосферы и составляет сотни тысяч километров, что прекрасно согласуется с наблюдениями.
§ 126. Радиоизлучение спокойного Солнца
Солнечное радиоизлучение отличается сильной переменностью, особенно на низких частотах. Регистрируя наименьшее значение мощности, можно наблюдаемое излучение разделить на две части: постоянную и переменную. Первая называется радиоизлучением спокойного Солнца, вторая - радиоизлучением возмущенного Солнца. Солнечная корона, исключительно прозрачная для видимого излучения, плохо пропускает радиоволны, которые испытывают в ней сильное поглощение, а также преломление (рис. 142). Следовательно, солнечная корона должна излучать радиоволны почти как абсолютно черное тело с температурой в миллион градусов (стр. 211). Поэтому температуру короны определяют по измерению яркостной температуры солнечного радиоизлучения. На метровых волнах яркостная температура короны действительно составляет около миллиона градусов. На более коротких волнах она уменьшается. Это связано с увеличением глубины, откуда выходит излучение, из-за уменьшения поглощающих свойств плазмы (рис. 143). Так, например, на сантиметровых волнах излучение беспрепятственно выходит из верхней хромосферы, а на миллиметровых волнах - из средних и нижних ее слоев.
Радиометоды позволяют проследить солнечную корону на огромных расстояниях от Солнца: в несколько десятков радиусов. Это возможно благодаря тому, что ежегодно, в июне, при своем движении по эклиптике Солнце проходит мимо мощного источника радиоизлучения - Крабовидной туманности в созвездии Тельца. При прохождении через солнечную корону радиоволны, принадлежащие этому источнику, рассеиваются на отдельных неоднородностях короны. Вследствие этого во время “затмения” Крабовидной туманности внешними частями солнечной короны наблюдается уменьшение радиояркости (т.е. яркости радиоизлучения) источника. Обнаруженные таким путем наиболее далекие от Солнца области короны называют сверхкороной. Дальнейшие исследования показали, что солнечная атмосфера простирается весьма далеко, вплоть до орбиты Земли. Об этом свидетельствует обнаруженная слабая поляризация зодиакального света (см. рис. 141). Кроме того, на основании изучения движения вещества в хвостах комет, выяснилось, что из солнечной короны происходит постоянное истечение плазмы со скоростью, постепенно увеличивающейся по мере удаления от Солнца и на расстоянии Земли достигающей 300-400 км/сек. Это расширение солнечной короны в межпланетное пространство называется солнечным ветром. Исследование межпланетной плазмы, осуществленное при помощи космических аппаратов, позволило непосредственно зарегистрировать поток протонов и электронов солнечного ветра, соответствующий скорости распространения от Солнца порядка нескольких сотен км/сек и концентрации частиц вблизи Земли 1-10 протонов/см3.
§ 127. Активные образования в солнечной атмосфере
Временами в солнечной атмосфере возникают быстро меняющиеся активные образования, резко отличающиеся от окружающих невозмущенных областей, свойства и структура которых совсем или почти совсем не меняются со временем. В фотосфере, хромосфере и короне проявления солнечной активности весьма различны. Однако все они связаны общей причиной. Такой причиной является магнитное поле, всегда присутствующее в активных областях. Факелы. В невозмущенных областях фотосферы имеется лишь общее магнитное поле Солнца, напряженность которого составляет около 1 эрстеда. В активных областях напряженность магнитного поля увеличивается в сотни и даже тысячи раз. Небольшое усиление магнитного поля до десятков и сотен эрстед сопровождается появлением в фотосфере более яркой области, называемой факелом. В общей сложности факелы могут занимать значительную долю всей видимой поверхности Солнца. Они отличаются характерной тонкой структурой и состоят из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков - факельных гранул (рис. 144).
Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска (здесь. их контраст с фотосферой составляет около 10%), в то время как в центре они почти совсем не видны. Это означает, что на некотором уровне в фотосфере факел горячее соседней невозмущенной области на 200-300°, а на какой-то другой глубине, наоборот, он несколько холоднее. Возникновение факела связано с важным свойством магнитного поля - препятствовать движению ионизованного вещества, происходящему поперек силовых линий. Если магнитное поле обладает достаточно большой энергией, то оно “допускает” движение вещества только вдоль силовых линий. Слабое магнитное поле в области факела не может остановить сравнительно мощных конвективных движений. Однако оно может придать им более правильный характер. Обычно каждый элемент конвекции, помимо общего подъема или опускания по вертикали, совершает небольшие беспорядочные движения в горизонтальной плоскости. Эти движения, приводящие к возникновению трения между отдельными элементами конвекции, тормозятся магнитным полем, имеющимся в области факела, что облегчает конвекцию и позволяет горячим газам подняться на большую высоту и перенести больший поток энергии. Таким образом, появление факела связано с усилением конвекции, вызванным слабым магнитным полем. Факелы - относительно устойчивые образования. Они без. особых изменений могут существовать в течение нескольких недель и даже месяцев. Пятна. В областях факелов с наибольшим усилением магнитного поля могут возникать солнечные пятна. Солнечное пятно появляется в виде крошечной поры, едва отличающейся от темных промежутков между гранулами. Через день пора развивается в круглое темное пятно с резкой границей, диаметр которого постепенно увеличивается вплоть до размеров в несколько десятков тысяч километров (рис. 145). Bсe явление сопровождается плавным увеличением напряженности магнитного поля, которое в центре крупных пятен достигает нескольких тысяч эрстед.
Иногда возникает несколько мелких пятен в пределах небольшой области, вытянутой параллельно экватору, - группа пятен. Отдельные пятна преимущественно появляются на западном и восточном краях области, где сильнее других развиваются дна пятна - ведущее (западное) и хвостовое (восточное). Магнитные поля обоих главных пятен и примыкающих к ним мелких всегда обладают противоположной полярностью, почему такую группу пятен называют биполярной. Через 3-4 дня после появления больших пятен вокруг них возникает менее темная полутень, имеющая характерную радиальную структуру. С течением времени площадь, занимаемая группой пятен, постепенно возрастает, достигая наибольшей величины примерно на десятый день. После этого пятна начинают постепенно уменьшаться и исчезать, сначала наиболее мелкие из них, затем хвостовое (предварительно распавшись на несколько пятен), наконец, ведущее. В целом весь этот процесс длится около двух месяцев, однако многие группы солнечных пятен не успевают пройти всех описанных стадий и исчезают раньше. Центральная часть пятна только кажется черной из-за большой яркости фотосферы. На самом деле, в центре пятна яркость меньше только раз в 10, а яркость полутени составляет примерно 3/4 от яркости фотосферы. На основании закона Стефана Больцмана это означает, что температура в пятне на 2-2,5 тысячи градусов меньше, чем в фотосфере. Понижение температуры в пятне объясняется влиянием магнитного поля на конвекцию. Магнитное поле, особенно если оно сильное, тормозит движения вещества, происходящие поперек силовых линий. Поэтому в
