Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
Таблица 20
Электронная концентрация в короне ne(r)
r/R
«Максимальная»
корона
«Минимальная» корона
экваториальная
полярная
1,00
403
227
174
1,03
316
178
127
1,06
235
132
87
,2
1,1
160
90
,0
52
,2
1,2
70
,8
39
,8
16
,3
1,3
37
,6
21
,1
5
,98
1,5
14
,8
8
,3
1
,41
1,7
7
,11
4
,0
0
,542
2,0
2
,81
1
,58
0
,196
2,6
0
,665
0
,374
0
,040
3,0
0
,313
0
,176
0
,017
4,0
0
,090
0
,050
0
,004
Мы
L
k
=
4
dV
,
(17.14)
где интегрирование производится по всему объёму короны. Так как светимость короны определяется в основном излучением её внутренних частей (для которых rR), то на основании формулы (17.12) можно приближённо написать
(r)
=
1
2
n
e
(r)
I
.
(17.15)
Подстановка (17.15) в (17.14) даёт
L
k
=
2
I
N
e
,
(17.16)
где
N
e
=
n
e
dV
.
С другой стороны, светимость Солнца равна
L
=
4
R^2
I
.
(17.17)
Поэтому для отношения светимости короны к светимости Солнца получаем
Lk
L
=
Ne
2R^2
.
(17.18)
Формула (17.18) даёт возможность определить полное число свободных электронов в короне Ne,
Отсюда, между прочим, следует, что число свободных электронов короны, приходящихся на один квадратный сантиметр поверхности Солнца, равно
Ne
2R^2
10^1
.
(17.19)
Умножая это число на коэффициент рассеяния, рассчитанный на один свободный электрон, получаем приближённое значение для оптической толщины короны, которое оказывается равным 10. Такого результата и следовало ожидать, так как должно выполняться приближённое равенство: LkL.
4. Корональные линии.
В видимой части спектра короны присутствует около 30 эмиссионных линий. Наиболее яркой из них является «зелёная» линия с длиной волны 5303 A. Весьма сильны также линии 6375 и 6702 A, в красной части спектра, 7892, 10747 и 10798 A — в инфракрасной и 3388 A — в ультрафиолетовой. Относительные интенсивности линий различны в разных частях короны. Ширины линий довольно велики — порядка 1 A.
Происхождение корональных линий в течение долгого времени было загадкой для астрофизиков. Наконец в 1939 г. Гротриан обнаружил, что частоты двух корональных линий совпадают с частотами запрещённых линий, возникающих при переходах между подуровнями основного состояния ионов Fe X и Fe XI. Затем Эдлен нашёл такое же совпадение частот двух других корональных линий и линий ионов Ca XII и Ca XIII. Следует заметить, что запрещённые линии указанных ионов в лаборатории не наблюдались. Частоты этих линий были найдены из схемы термов, построенной по наблюдённым в лаборатории разрешённым линиям, лежащим в ультрафиолетовой области спектра.
В дальнейшем Эдлен произвёл отождествление большинства линий в спектре короны. Оказалось, что все они образуются при запрещённых переходах между подуровнями одного состояния сильно ионизованных атомов (железа, кальция, никеля и аргона). В табл. 21 дан список отождествлённых корональных линий вместе с различными сведениями о них.
Таблица 21
Линии излучения короны
Длина
волны
Наблюдаемая
относительная
интенсивность
Ион
Коэффициент
вероятности
A
ki
в с
^1
Потенциал
возбуждения
в Эв
Потенциал
ионизации
в Эв
по
Гротриану
по Лио
3 328
1
,0
–
Ca XII