Содержание курса
Глава 3. Солнце
3.1. Радиоизлучение спокойного Солнца
3.2. Корональные конденсации
3.3. Спорадическое радиоизлучение Солнца
3.1. Радиоизлучение спокойного Солнца
Основной механизм радиоизлучения спокойного Солнца – тормозное излучение полностью ионизованного газа солнечной короны и хромосферы.
Излучение фотосферы в радиодиапазоне недоступно для наблюдений из-за сильного поглощения в хромосфере. Оптическая глубина хромосферы по тормозному поглощению равна 780 и 3×107 для излучения с длиной волны 1 см и 1.50 м соответственно. Лишь в субмиллиметровой области (l~100 мкм) хромосфера становится прозрачной.
Граница между хромосферой и короной находится на расстоянии от центра Солнца, что соответствует высоте 28000 км над поверхностью фотосферы. В то же время оптическая глубина короны равна единице на волне 120 см. Таким образом, на метровых и более длинных волнах наблюдается только радиоизлучение короны, а на дециметровых и более коротких появляется вклад хромосферы. По этой причине угловой размер источника радиоизлучения, связанного с Солнцем, на метровых и дециметровых волнах значительно больше видимого диска.
Магнитное поле в короне не превышает одного Гаусса. Следовательно, электронная гирочастота значительно меньше частоты излучения в любом диапазоне наблюдаемого спектра, поэтому двулучепреломление и разница между обыкновенной и необыкновенной волнами не существенны.
Температура короны Ткор в среднем порядка нескольких миллиона градусов. В хромосфере наблюдается сильный градиент температуры: от 7000 K до 20000 K, в среднем — 104 K. Можно представить в простейшем варианте радиоизлучение короны двухслойной моделью, в соответствии с решением уравнения переноса (1.9). В этой модели яркостная температура в направлении центра видимого диска Солнца складывается из ослабленного короной излучения хромосферы с температурой Tхром (оно рассматривается как фоновое излучение) и из излучения короны с учетом самопоглощения:
(3.1)
Оптическая глубина короны кор в направлении на центр солнечного диска определяется интегралом
(3.2)
Мера эмиссии солнечной короны в направлении на центр диска составляет около 3×1026 см–5. Распределение электронной концентрации по высоте в короне можно представить формулой
N (r) = 108 (1.5 r–6 + 3 r–16) см–3, (3.3)
где r выражено в радиусах Солнца. Эта формула связывает шкалу высот в солнечной короне с нелинейной шкалой электронных концентраций. Для коротких волн
Tb = Tхром + Tкоркор.
На волнах, где корона практически прозрачна (кор < 1), имеется поярчение к краю (а не потемнение, как в оптическом диапазоне) – правда, не на самом краю, а ближе к центру (тем ближе, чем больше длина волны); это объясняется неизотермичностью короны. На длинах волн свыше ~1.2 м, где оптическая глубина короны больше единицы, все радиоизлучение уже определяется только короной. Отсутствие заметного вклада от более холодной хромосферы приводит к тому, что нет усиления яркости к краю. Радиоизофоты короны имеют несколько эллиптическую форму, что является следствием несферичности короны.
Н
Рефракция
радиоволн в короне. Для каждой частоты
существует критическое значение
электронной концентрации Nкр,
при котором коэффициент преломления
корональной плазмы равен нулю. Значение
Nкр соответствует некоторому
уровню в короне , определяемому
зависимостью (3.3). Этот уровень является
как бы зеркалом для радиоволн, из-под
него радиоизлучение выйти к наблюдателю
не может. С другой стороны, в короне
существует уровень, до которого на луче
зрения наблюдателя оптическая глубина
короны по тормозному поглощению (3.2)
равна единице, согласно (3.3), ему
соответствует некоторое значение
электронной концентрации N=1.
При преобладании тормозного механизма
основная часть излучения поступает
именно из области вблизи уровня с N
= N=1.
Важно, который из двух выделенных уровней
– N=1
или Nкр – расположен в короне
выше. В таблице 2 приведены значения
N
(см–3),
соответствующие Nкр
и N=1.
Таким образом, для излучения с длиной
волны к
Таблица 2
Электронные
концентрации,
соответствующие
в солнечной короне
для разных длин
волн
уровням
= p
и
= 1
Nкр
N=1
1 см
1013
1010
50 см
5×109
109
3.5 м
108
108
8 м
1.8×107
3.6×107
Все сказанное относится к направлению на центр видимого диска Солнца. Для направлений вблизи лимба картина усложняется. Вследствие зависимости показателя преломления от высоты, траектории лучей, идущих в стороне от центрального направления, искривляются, как показано на рис. 3.2. Для наблюдателя происходит сдвиг излучающей области относительно ее истинного положения. Для излучения с длиной волн порядка нескольких метров величина сдвига составляет около 15‑20% от видимого размера солнечного диска. Вне центральной оси рефракция снова приводит к тому, что на метровых волнах мы видим большей частью внешние, более холодные слои короны, и эффективная яркостная температура короны снижается.
Д
Рис. 3.2. Траектория
луча в короне Солнца.
, (3.4)
где элемент длины ds равен
.
Если показатель преломления не меняется вдоль луча, то оптическая глубина определяется только зависимостью коэффициента поглощения от расстояния до центра Солнца:
(3.5)
С учетом рефракции в короне (n зависит от r¢) необходимо отличать оптический путь от геометрического, и формула (3.5) изменится так:
(3.6)
Формула (3.6) автоматически учитывает отклонение луча от прямой линии, так как интегрирование ведется вдоль искривленной траектории.