где 𝑚_𝑎 — масса данного атома и 𝑔 — ускорение силы тяжести в атмосфере Солнца.

Хотя внешне формулы (16.29) и (16.31) похожи друг на друга, они дают резко различные результаты. Согласно барометрической формуле чем больше масса атома, тем быстрее падает концентрация с высотой. Согласно же формуле (16.29) со значениями β, получаемыми из наблюдений, падение концентрации с высотой происходит приблизительно одинаково для разных атомов.

Вместе с тем для любого атома значение величины 𝑚_𝑎𝑔/𝑘𝑇 гораздо больше значения β. Например, для водорода 𝑚_𝑎𝑔/𝑘𝑇=6,6⋅10⁻⁸ (при 𝑇≈5 000 K), а β=1,16⋅10⁻⁸. Для других атомов различие в значениях этих величин ещё больше. Следовательно, падение концентрации атомов с высотой в хромосфере происходит гораздо медленнее, чем этого требует барометрическая формула.

В течение долгого времени была популярной гипотеза Милна, согласно которой атомы поднимаются на большую высоту в хромосфере под действием светового давления в спектральных линиях. На основании формулы (4.56) мы можем написать следующее выражение для силы светового давления, действующей на все атомы данного элемента в определённой стадии ионизации, находящиеся в единице объёма:

ƒ

=

∑

𝑛

_𝑖

𝑘

_𝑖𝑘

𝐻

_𝑖𝑘

Δ

ν

_𝑖𝑘

,

(16.32)

где 𝑘_𝑖𝑘 — коэффициент поглощения в спектральной линии, рассчитанный на один атом, 𝐻_𝑖𝑘 — поток излучения в этой линии, Δν_𝑖𝑘 — её ширина. При оценках величины ƒ по формуле (16.32) следует иметь в виду, что максимум кривой распределения энергии в спектре Солнца приходится на видимую область, а наибольшее число атомов находится в основном состоянии. Поэтому сила светового давления будет наибольшей для атомов того элемента, который имеет линии основной серии в видимой части спектра. Такому условию удовлетворяют только нейтральный натрий и ионизованный кальций. Первый из этих атомов имеет в видимой части спектра резонансные линии D₁ и D₂, а второй — резонансные линии H и K. В солнечной атмосфере атомы этих элементов находятся преимущественно в однажды ионизованном состоянии. Поэтому мы приходим к выводу, что сила светового давления будет наибольшей для атомов кальция. Приближённо эту силу можно оценить по формуле

ƒ

=

𝑛₁

𝑘₁₂

𝐻₁₂

Δ

ν₁₂

,

(16.33)

т.е. приняв во внимание только давление излучения в резонансной линии.

Вычисления по формуле (16.33) показывают, что для кальция сила светового давления сравнима с силой притяжения. Следовательно, световое давление может влиять на распределение атомов кальция по высоте в хромосфере. Однако влияние светового давления на другие атомы очень мало́. Нельзя также думать, что атомы кальция способны увлечь за собой всю хромосферу. Таким образом, надо признать, что большая протяжённость хромосферы не может быть объяснена действием светового давления.

Некоторые авторы для объяснения большой высоты хромосферы указывали на происходящие в ней турбулентные движения. Вывод о таких движениях, по-видимому, следует сделать на основании наблюдённых ширин линий в спектре хромосферы. Если считать, что ширины линий обусловлены хаотическим движением атомов, то для скоростей этого движения получаются значения порядка 10—20 км/с, т.е. превосходящие средние скорости теплового движения атомов. При учёте турбулентности в барометрической формуле (16.31) вместо величины 𝑣₀²=2𝑘𝑇/𝑚_𝑎 надо писать величину 𝑣₀²+𝑣_𝑡² где 𝑣_𝑡 — турбулентная скорость. В таком случае вместо барометрической формулы имеем

𝑛₁(ℎ)

=

𝑛₁(0)

exp

⎛

⎜

⎝

-

2𝑔ℎ

𝑣₀²+𝑣_𝑡²

⎞

⎟

⎠

.

(16.34)

Формула (16.34) при 𝑣_𝑡≈20 км/с даёт примерно такой же ход концентрации атомов с высотой, как и формула (16.29), полученная на основании наблюдательных данных.

Однако наиболее правильным представляется взгляд, что хромосфера находится не в статическом, а в динамическом равновесии. К такой точке зрения приводит сам вид хромосферы, которая кажется состоящей из отдельных волокон или струй (называемых часто спикулами). Эти струи в силу каких-то причин выбрасываются из фотосферы. Возможно, что они связаны с грануляцией, так как число струй по грубой оценке равно числу гранул. Средняя продолжительность жизни хромосферных струй составляет несколько минут. Их скорость движения — порядка 20 км/с.

4. Возбуждение атомов в хромосфере.

Как уже говорилось, спектр хромосферы по составу линий в общих чертах подобен фраунгоферову спектру диска Солнца. Однако имеются некоторые исключения из этого. Наиболее существенным из них является присутствие в спектре хромосферы весьма интенсивных линий гелия (как известно, именно по этим хромосферным линиям и был открыт элемент, названный гелием). Более того, в спектре хромосферы видна слабая линия λ 4686, принадлежащая ионизованному гелию. Наличие в хромосфере большого числа возбуждённых и ионизованных атомов гелия совершенно не соответствует температуре фотосферы Солнца. Концентрация возбуждённых атомов гелия, вычисленная по формуле Больцмана при температуре около 6 000 K, оказывается примерно в миллиард раз меньше концентрации этих атомов, полученной из наблюдений.

Таким образом, в хромосфере имеется аномальное возбуждение атомов. Первоначально для объяснения этого явления выдвигалась гипотеза о существовании значительного ультрафиолетового избытка в спектре Солнца. Однако эта гипотеза не может быть принята хотя бы потому, что идущее от фотосферы ультрафиолетовое излучение вызвало бы также возбуждение атомов в более глубоких слоях атмосферы, чего не наблюдается. Такое же возражение можно сделать и против предположения о возбуждении атомов потоком быстрых частиц, идущих от фотосферы.

В дальнейшем была высказана мысль о возбуждении гелия в хромосфере не снизу (со стороны фотосферы), а сверху (со стороны короны). После открытия высокой температуры короны стали думать, что свечение хромосферы в линиях гелия может вызываться: высокочастотным излучением короны. Однако потом было установлено, что возрастание температуры начинается уже в хромосфере. Поэтому атомы с высоким потенциалом возбуждения (в том числе и атомы гелия) могут возбуждаться в верхней хромосфере электронным ударом (см. [5]).

Таким образом, мы должны сделать вывод, что хромосфера состоит как из более холодных, так и из более горячих областей. Физическая модель хромосферы должна быть поэтому довольно сложной. Наиболее вероятной надо считать следующую модель. Нижний слой хромосферы (до высоты около 1 000 км) является сравнительно холодным, с температурой порядка 5 000 K. С увеличением высоты температура медленно повышается, достигая значений 10—12 тысяч кельвинов на высоте 1 500—2 000 км. Ещё выше хромосфера становится неоднородной. Здесь она состоит из отдельных волокон с температурой 12—18 тысяч кельвинов. Выше 4 000 км на фоне короны наблюдаются более холодные спикулы, которые исчезают на высоте около 10 000 км.

5. Ультрафиолетовый спектр Солнца.

Запуски ракет позволили получить спектры Солнца в ультрафиолетовой области. Результаты измерений этих спектров и их интерпретации опубликованы во многих статьях и книгах (см., например, [4]).

Спектр Солнца в ближайшей ультрафиолетовой области (примерно до 1 900 Å) похож на спектр в видимой части, т.е. является непрерывным спектром с линиями поглощения. Около 2 100 Å интенсивность непрерывного спектра резко падает (в качестве возможных причин этого указано поглощение рядом атомов и молекул). Приблизительно при 1 900 Å в спектре Солнца появляются эмиссионные линии. При дальнейшем уменьшении длины волны непрерывный спектр ослабевает и эмиссионные линии становятся заметнее. После 1 500 Å спектр Солнца состоит из ярких линий на слабом непрерывном фоне.