Среди ярких линий ультрафиолетового спектра Солнца выделяется линия L_α водорода (1 215,67 Å). В спектре видны и другие линии серии Лаймана, а также лаймановский континуум. Вместе с тем весьма интенсивной является резонансная линия ионизованного гелия (303,78 Å). В спектре присутствует также много линий ионов 𝙲, 𝙽, 𝙾, 𝚂𝚒 и др. (в том числе и резонансные линии).

Большинство ярких линий ультрафиолетового спектра Солнца возникает в хромосфере и в переходной области между хромосферой и короной. Некоторые линии возникают в короне. Важно подчеркнуть, что мы можем наблюдать эти линии лишь вследствие крайней слабости непрерывного спектра Солнца в ультрафиолете. Яркие линии такой же интенсивности в видимой части спектра, как правило, не могут быть обнаружены, так как они накладываются на сильный непрерывный спектр или на линии поглощения, интенсивность внутри которых также велика. Только во время затмений, когда хромосфера и корона не проектируются на фотосферу, мы можем наблюдать яркие хромосферные и корональные линии в видимой части спектра. Однако в некоторых случаях и в видимой части спектра диска Солнца можно обнаружить влияние излучения хромосферы. Оно проявляется в увеличении интенсивностей в центральных областях сильных фраунгоферовых линий (например, линий H и K 𝙲𝚊 II).

Рис. 19

При ракетных наблюдениях был определён профиль линии L_α в спектре Солнца. Он изображён на рис. 19, а. В центре эмиссионной линии L_α видна узкая линия поглощения, возникающая вследствие поглощения излучения нейтральным водородом на пути от Солнца до ракеты. Подтверждением этого является тот факт, что верхние слои земной атмосферы светятся в линии L_α благодаря переизлучению ими поглощённой солнечной радиации в данной линии. Отвлекаясь от упомянутой узкой линии поглощения, мы можем сказать, что линия L_α в спектре Солнца имеет широкий провал в центральной области.

На рис. 19, б и в приведены профили эмиссионных линий 2 796 𝙼𝚐 II и 3 934 𝙲𝚊 II, весьма похожих на профиль линии L_α. Спектрограмма с линией λ 2 796 была получена при ракетных наблюдениях. Эта эмиссионная линия наложена на широкую линию поглощения. Эмиссионная линия λ 3 934 находится на самом дне очень широкой линии поглощения K и является примером влияния хромосферы на фраунгоферов спектр, о чем шла речь выше. Эмиссионная линия L_α также наложена на широкую линию поглощения, но профиль последней трудно определить вследствие слабости непрерывного спектра.

Многие линии ультрафиолетового спектра Солнца возникают в переходной области между хромосферой и короной, температура в которой меняется примерно от 10 000 K до 1 млн. кельвинов. Теоретическое изучение этой области является весьма интересной задачей физики Солнца. Очевидно, что атомы какого-либо элемента в определённой стадии ионизации находятся преимущественно лишь в очень узком слое этой области, так как при более низкой температуре атомы находятся в предшествующей стадии ионизации, а при более высокой температуре — в последующей. Поэтому в переходной области существует сильная стратификация (т.е. слоистость) излучения. Принимая во внимание излучение в разных спектральных диапазонах, можно построить модель переходной области, т.е. определить изменения в ней плотности и температуры с высотой (см., например, [6]).

6. Линия L_α в спектре Солнца.

Выше мы привели некоторые наблюдательные данные о линии L_α. Займёмся теперь интерпретацией этих данных.

Эмиссионная линия L_α возникает в верхних слоях хромосферы, где температура растёт с высотой. В этих слоях атомы возбуждаются электронным ударом и при последующих спонтанных переходах образуются кванты в спектральных линиях. Однако в большинстве случаев выйти беспрепятственно из хромосферы L_α-кванты не могут, так как оптическая глубина хромосферных слоёв в центральной частоте этой линии велика. Поэтому в хромосфере происходит диффузия L_α-излучения. Как было выяснено ранее (в § 11), эта диффузия сопровождается перераспределением излучения по частотам внутри линии. При таком процессе преимущественная доля квантов выходит наружу в далёких от центра частях линии, для которых оптическая глубина сравнительно мала. В центральных же частях линии вследствие сильного поглощения выходит наружу меньшая доля квантов. Следовательно, эмиссионная линия может иметь провал в центральной области. Именно такой провал и наблюдается у линии L_α солнечного спектра.

Для определения теоретических профилей линии L_α мы можем воспользоваться уравнениями (11.9) и (11.10) с некоторыми изменениями. Указанные уравнения описывают диффузию излучения в спектральной линии с полным перераспределением по частотам при возникновении квантов в линии из непрерывного спектра. В результате решения этих уравнений определяется контур линии поглощения в спектре звезды. Чтобы принять во внимание образование квантов в линии за счёт столкновений, надо ввести в уравнение (11.10) некоторый дополнительный член. Тогда мы получим линию поглощения с усиленной интенсивностью в центральной области или даже линию поглощения с наложенной на неё эмиссионной линией. Очевидно, что такие теоретические профили будут относиться не только к линии L_α, но и к другим резонансным линиям солнечного спектра (в частности, к линиям H и К 𝙲𝚊 II).

Для простоты мы найдём только профиль эмиссионной линии, которая накладывается на линию поглощения. В данном случае свободный член интегрального уравнения (11.14), определяющего функцию 𝑆(τ), обусловлен только столкновениями. Так как этот механизм возбуждения линий ослабевает с увеличением оптической глубины, то мы примем, что

𝑔(τ)

=

𝐶𝑒

^-𝑚τ

,

(16.35)

где 𝐶 и τ — постоянные. Интенсивность излучения частоты ν внутри линии, выходящего под углом arccos μ к нормали, выражается через функцию 𝑆(τ) формулой

𝐼

_ν

(0,ν)

=

η_ν

η_ν+1

∞

∫

0

𝑆(τ)

𝑒

^-𝑥τ

𝑥

𝑑τ

,

(16.36)

где η_ν — отношение коэффициента поглощения в линии к коэффициенту поглощения в непрерывном спектре и 𝑥=(η_ν+1)/μ [см. для сравнения формулу (11.11)]. Однако в том случае, когда 𝑔(τ) является экспонентой, для нахождения величины 𝐼_ν(0,ν) нет необходимости в определении функции 𝑆(τ). На основании формулы (3.19) имеем

𝐼

_ν

(0,ν)

=

𝐶

η_ν

η_ν+1

φ

⎛

⎜

⎝

1

𝑚

⎞

⎟

⎠ φ

⎛

⎜

⎝

μ

η_ν+1

⎞

⎟

⎠

1+𝑚

μ

η_ν+1

,

(16.37)

где функция φ(𝑧) определяется уравнением (11.27).

Уравнение (11.27) может быть легко решено численными методами. В. В. Иванов сделал это при доплеровском коэффициенте поглощения в линии, пренебрегая поглощением в непрерывном спектре. С помощью полученной таблицы функции φ(𝑧) по формуле (16.37) были определены профили эмиссионных линий. На рис. 20 для примера приведены некоторые результаты для центра диска (μ=1). По оси абсцисс отложено расстояние от центра линии в доплеровских ширинах, по оси ординат — интенсивность по отношению к центральной интенсивности. Профили построены для значений величины 𝑚/η_ν₀, равных ∞, 2, 0,5, 0,3, 0,2, и 0,15, причём линия тем шире, чем меньше эта величина. Мы видим, что теоретические профили эмиссионных линий весьма похожи на профили линии L_α, полученные из наблюдений (см. рис. 19, а).