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
488
3
,72
589
3 388
16
-
𝙵𝚎 XIII
87
5
,96
325
3 601
,0
2
,1
-
𝙽𝚒 XVI
193
3
,44
455
3 642
,9
-
-
𝙽𝚒 XIII
18
5
,82
350
3 986
,9
0
,7
-
𝙵𝚎 XI
9
,5
4
,68
261
4 086
,3
1
,0
-
𝙲𝚊 XIII
319
3
,03
655
4 231
,4
2
,6
-
𝙽𝚒 XII
237
2
,93
318
4 359
-
-
𝙰𝚛 XIV
108
2
,84
682
5 116
,03
4
,3
2
,2
𝙽𝚒 XIII
157
2
,42
350
5 302
,86
100
100
𝙵𝚎 XIV
60
2
,34
355
5 536
-
-
𝙰𝚛 X
106
2
,24
421
5 694
,42
-
1
,2
𝙲𝚊 XV
95
2
,18
814
6 374
,51
8
,1
18
𝙵𝚎 X
69
1
,94
233
6 701
,83
5
,4
2
,0
𝙽𝚒 XV
57
1
,85
422
7 059
,62
-
2
,2
𝙵𝚎 XV
-
31
,77
390
7 891
,94
-
13
𝙵𝚎 XI
44
1
,57
261
8 024
,21
-
0
,5
𝙽𝚒 XV
22
3
,39
422
10 746
,80
-
55
𝙵𝚎 XIII
14
1
,15
325
10 797
,95
-
35
𝙵𝚎 XIII
9
,7
2
,30
325
Вычисления показывают, что высокоионизованные атомы других элементов не имеют линий в видимой части спектра или их линии слишком слабы и не могут наблюдаться на фоне непрерывного спектра короны. Однако некоторые линии находятся на пределе видимости и, возможно, их удастся обнаружить каким-либо способом в будущем.
Указанное отождествление корональных линий сразу же вызывает два вопроса: 1) в чем причина существования многократно ионизованных атомов в короне? 2) Почему в спектре короны наблюдаются запрещённые линии? На первый из этих вопросов ответ будет дан ниже. Сейчас же мы кратко ответим на второй из них (откладывая подробное рассмотрение проблемы возникновения запрещённых линий в спектрах небесных тел до гл. V, посвящённой газовым туманностям).
Как известно, эйнштейновские коэффициенты спонтанных переходов для разрешённых линий порядка 10⁸ с⁻¹. Однако для запрещённых линий эти коэффициенты гораздо меньше. Например, для запрещённых линий в спектре короны, как следует из таблицы, они порядка 10…10³ с⁻¹ (хотя запрет в этих случаях и не очень сильный). Вследствие малости вероятностей запрещённых переходов необходимы особые условия, чтобы запрещённые линии могли стать достаточно интенсивными.
Для выяснения этих условий прежде всего заметим, что если из данного состояния возможны как запрещённые, так и разрешённые переходы, то первые из них происходят гораздо реже вторых, и запрещённая линия оказывается гораздо слабее разрешённой. Следовательно, запрещённые линии могут стать сравнительно интенсивными только в том случае, когда верхнее состояние метастабильное, т.е. из него нет никаких переходов вниз, кроме запрещённых.
Однако, в отличие от обычных возбуждённых состояний, в которых атом находится в течение времени порядка 10⁻⁸ с, в метастабильном состоянии он может находиться гораздо дольше. Поэтому для осуществления спонтанного перехода из метастабильного состояния необходимо, чтобы атом не подвергался внешним возмущениям в течение весьма больших промежутков времени. В частности, атом не должен испытывать частых встреч со свободными электронами, так как последние могут перевести его из метастабильного состояния вниз без излучения запрещённой линии при ударе второго рода. Точно так же атом не должен подвергаться сильному воздействию излучения, при поглощении которого он может перейти из метастабильного состояния вверх. Таким образом, для появления сравнительно интенсивных запрещённых линий в спектре какого-либо объекта необходимо, чтобы плотность вещества и плотность излучения были в нём достаточно малыми.
Само присутствие запрещённых линий в спектре короны говорит о том, что указанные условия в ней выполняются. Вычисления подтверждают это. Как мы видели, электронная концентрация в короне довольно мала, и столкновения не препятствуют спонтанным переходам из метастабильных состояний (хотя значение 𝑛𝑒 в короне на несколько порядков больше, чем в туманностях, но и вероятности переходов для корональных линий сравнительно велики). Вместе с тем в короне осуществляется и условие, касающееся плотности излучения. Чтобы ионы, дающие корональные линии, перевести из их метастабильных состояний вверх, необходимо излучение в далёкой ультрафиолетовой области спектра. Плотность же такого излучения в атмосфере Солнца очень мала.
5. Температура короны.
Сразу же после отождествления корональных линий было сделано ещё одно важное открытие в физике Солнца: появился ряд фактов, свидетельствующих о чрезвычайно высокой кинетической температуре короны — порядка миллиона кельвинов. Мы сейчас приведём наиболее существенные из этих фактов.
1. Сильная ионизация атомов в короне. Этот факт следует поставить на первое место. Если бы температура короны не была столь высокой, то было бы совершенно непонятным существование в ней многократно ионизованных атомов (таких, как 𝙵𝚎 X, 𝙲𝚊 XII и т.д.). При температуре же порядка 10⁶ кельвинов сильная ионизация атомов вызывается электронными ударами (см. ниже).
2. Размывание линий поглощения. Мы уже говорили о том, что в спектре короны, возникающем при рассеянии солнечного излучения на свободных электронах, не видны фраунгоферовы линии, за исключением некоторых сильно размытых. Это объясняется доплеровским расширением линий вследствие теплового движения свободных электронов. Однако если считать, что температура короны равна температуре обращающего слоя, т.е. 5 000 K то профили линий поглощения, вычисленные по формуле (17.2), оказываются значительно уже и резче наблюдённых профилей. Чтобы согласовать теорию с наблюдениями, надо допустить, что температура электронного газа короны не меньше 600 000 K.
