4. Хромосфера и корона

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 оптич. частях телескопа и спектрографа, создаёт столь высокий фон, что прямыми методами не удаётся 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 внеш. атмосферы в проекции на диск С.- основан на непрозрачности хромосферы и короны в свете нек-рых линий, поскольку излучение на частотах центра ряда спектр. линий (водородной Н_a, линий Н и К ионов CaII и др.) образуется выше фотосферы - в хромосфере. Оптич. 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 Н_a]. Внеатмосферные наблюдения позволили получить изображения С. в длинах волн лаймановской линии водорода Z_a (1216 ) и линиях гелия (584 и 304 ), а также в коротковолновых корональных линиях. Применение этого метода требует выделения узкого спектр. интервала сложным интерференционно-поляризационным фильтром (см. Светофильтры) или спектрографом. Независимые данные о внеш. атмосфере С., правда с меньшим пространственным разрешением по поверхности, получаются из радионаблюдений на длинах волн λ  1 см.

Хромосфера вне диска С. (за лимбом) представляется излучающим (эмиссионным) слоем протяжённостью ≈ 10 000 км. Нижняя хромосфера (от края С. до высот ≈ 1500 км) излучает слабый непрерывный спектр, на фоне к-рого 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 физ. условия в нижней хромосфере (см. Линейчатое излучение). Данные наблюдений линий нейтрального железа (FeI), титана (TiI) и т. д. говорят о низкой темп-ре этого слоя (Т ≈ 5000 К); по интенсивности линий можно найти n - число атомов в 1 см³. Напр., на высоте ~1000 км число атомов водорода n_H ~ 10¹³ см-³.

Интенсивность многочисленных слабых эмиссионных линий резко уменьшается с высотой в соответствии со спадом плотности по экспоненциальному закону (см. Барометрическая формула). Выше 1500 км наблюдаются лишь сильные линии водорода Н_a(6563 ), Нр (4861 ) и др., гелия D₃ (5876 ) и 10 830 , линии Н и К(СаII). По интенсивности линий удаётся 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 подъёма или опускания  ≈ 20 км/с, время жизни - неск. мин. Больших высот достигает довольно малое число спикул, на высоте h  ≈ 3000 км они занимают ок. 2% площади солнечной поверхности. Механизм образования спикул связан со сложной структурой магн. 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 (n_H ≈ 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 Н_a 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. Магн. поле на границе ячеек усилено и составляет 10-15 Э, ср. 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 магн. поле (с почти вертикальными силовыми линиями). Усиление поля вызывает интенсификацию свечения хромосферы близ границ сетки, аналогично тому как это происходит в слабых активных областях (см. ниже). Участки активной хромосферы в проекции на диск (в линии Н_a) представляют собой яркие области - флоккулы, пересечённые системой тёмных 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. Тёмные волокна представляют собой уплотнения газа, вытянутые вдоль силовых линий магн. поля. Эти плотные волокна лежат низко. Поэтому в образующихся выше линиях К (CaII), L_a, 304 (HeII) флоккулы представляют собой диффузные яркие образования. Интенсивность излучения хромосферы (хромосферная эмиссия) в целом невелика. Для звёзд солнечного типа установлено, что хромосферная эмиссия в линиях Н, К и др. падает с уменьшением скорости вращения звёзд и их возрастом. Согласно этому критерию, С.- довольно старая звезда с низкой активностью.

Рис. 9. Корона Солнца, сфотографированная при полном солнечном затмении (с) В.Хондырев, А. Юферев. Подробнее...

Между хромосферой и короной лежит узкий переходный слой, в к-ром темп-ра быстро растёт от ~ 10⁴ до ~ 10⁶ К. Солнечная корона в момент полной фазы затмения представляется серебристым сиянием, простирающимся до неск. 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. Т. о., солнечную корону образует чрезвычайно разреженный газ, и даже слабые магн. поля, проникающие в корону, оказывают существенное влияние на её динамич. характеристики и строение. Фотографии показывают, что корона не явл. однородным образованием. Выделяются корональные щёточки близ полюсов, дуги и корональные лучи на более низких широтах. Корональные магн. 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. Неск. эмиссионных линий короны - зелёная (5303 ), красная (6374 ) и др. - были отождествлены с линиями высокоионизованных атомов Fe, Ni и Са, лишённых от 9 до 14 электронов. Поскольку отрыв электронов происходит в результате столкновения тяжёлого (малоподвижного) иона с налетающими электронами, необходимо, чтобы кинетич. энергия последних была очень высокой (соответствовала электронной температуре ~ l,5^.10⁶K). Высокая темп-ра короны подтверждается целым рядом независимых определений. Так, большая протяжённость короны, медленное убывание её плотности с высотой возможны, согласно барометрич. ф-ле, лишь при T ≈ 1,5^.10⁶K. В радиодиапазоне для волн с λ  1 м корона непрозрачна и излучает как чёрное тело с Т ~ 10⁶K. В коротковолновой области (λ < 400 ) наблюдается набор осн. (резонансных) линий ионов, характерный для спектров разреженных газов с Т ~ 10⁶K. Ширина спектр. линий высокоионизованных атомов (FeX - FeXIV), связанная с тепловым разбросом их скоростей, также соответствует Т  10⁶K.

Плазма в областях активной короны - корональных конденсациях - примерно в 3 раза плотнее, чем в окружающих областях. Ср. темп-ра 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 темп-рах (3-10)^.10⁶K.

На снимках короны с высоким пространственным разрешением, получаемых, напр., в свете зелёной корональной линии во время затмений, корональные конденсации наблюдаются в виде совокупности петель (арок). На рентг.фотографиях короны эти петли отчётливо видны не только на лимбе, но и на диске С. Радио- и рентг. 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 - поперёк поля. Поэтому отдельные петли оказываются изолированными друг от друга. Если в вершине петли выделяется энергия (напр., 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 её вершине энергия.

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

Рис. 10. Протуберанец

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

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