Солнечная корона и межпланетное пространство [Геннадий Михайлович Никольский] (pdf) читать онлайн

НОВОЕ
В жизни.НАУКЕ.
ТЕХНИКЕ

2/1975

ЗНАНИЕ
СЕРИЯ
КОСМОНАВТИКА, АСТРОНОМИЯ

Г.М. Никольский

СОЛНЕЧНАЯ
КОРОНА
И МЕЖ­
ПЛАНЕТНОЕ
ПРОСТРАНСТВО

Г. М. Никольский,
доктор физико-математических наук

СОЛНЕЧНАЯ
КОРОНА
И МЕЖПЛАНЕТНОЕ
ПРОСТРАНСТВО

ИЗДАТЕЛЬСТВО «ЗНАНИЕ»

Москва 1975

526
Н64
Никольский Г. М.
Н64
Солнечная корона и межпланетное
странство. М., «Знание», 1975.

про­

64 с. (Новое в жизни, науке, технике. Серия «Кос­
монавтика, астрономия», 2. Издается ежемесячно с
1971 г.)
Явление солнечной короны — лучистого сияния,- окружаю­
щего Солнце,— было известно с незапамятных времен. Однако
лишь в последние годы, особенно в связи с космическими иссле­
дованиями, наши представления о физических условиях в ко­
роне обрели более конкретные очертания.
В данной брошюре популярно излагаются современные про­
блемы исследования солнечной короны и ее связь с межпла­
нетным пространством.
20601

526

Никольский Геннадий Михайлович
СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА
И МЕЖПЛАНЕТНОЕ ПРОСТРАНСТВО

Редактор Е. Ю. Ермаков
Обложка Е. М. Матвеева
Худож. редактор В. Н. Конюхов
Техн, редактор Ф. Е. Ривилис
Корректор О. Ю. М и г у н
А 02402. Индекс заказа 54202. Сдано в набор 15/Х1 1974 г. Под­
писано к печати 2/1 1975 г. Формат бумаги 84Х108’/з2. Бумага
типографская № 3. Бум. л. 1,0. Печ. л. 2,0. Усл.-печ. л. 3,36. Уч,изд. л. 3,54. Тираж 30 430 экз. Издательство «Знание». 101835,
Москва, Центр, проезд Серова, д. 3/4. Заказ 2206. Типография
Всесоюзного общества «Знание». Москва, Центр, Новая пл.,
д. 3/4.
Цена 11 коп.

(6) Издательство «Знание», 1975 г.

Физические свойства
солнечной короны
Непрерывное излучение. Явление солнечной короны
(лучистого сияния, окружающего Солнце и видимого
во время полных солнечных затмений) было известно
давно. Однако лишь в XIX столетии было доказано, что
это сияние связано с Солнцем *. К началу XX века ста­
ли известны следующие свойства излучения солнечной
короны: 1) цвет солнечной короны близок к цвету
Солнца; 2) в спектре короны отсутствуют темные
(фраунгоферовы) линии поглощения, характерные для
спектра Солнца; 3) излучение короны частично поляри­
зовано, причем плоскость электрического вектора свето­
вых колебаний лежит в плоскости, перпендикулярной
радиальным направлениям, проведенным из центра сол­
нечного диска (подробно о поляризации короны будет
рассказано в следующей главе).
В 1905 г. немецкий ученый М. Шварцшильд предполо­
жил, что свечение короны обусловлено рассеянием све­
та фотосферы на свободных электронах, окружающих
Солнце (независимо эту же гипотезу выдвинул амери­
канский ученый С. Митчелл). Такое предположение объ­
ясняло все известные к тому времени свойства непрерыв­
ного излучения короны. Действительно, рассеяние света
на электронах происходит независимо от длины волны
(цвета), и, таким образом, цвет короны мало отличает­
ся от солнечного. Далее, при температуре электронного
1 Хотя еще Плутарх, наблюдая затмение 98 г. н. э., писал, что,
когда Луна закрывает Солнце, становятся видны его другие части
(т. е. корона). Существуют также указания на то, что один из
крупнейших астрономов XI столетия — хорезмец Абу Райхан Бируни — высказывал гипотезу о принадлежности короны Солнцу, счи­
тая ее веществом, сгорающим в сфере огня, окружающей наше
светило,
3

газа, большей 5000°, вследствие Доплер-эффекта, свя­
занного с тепловым движением электронов, происходит
«замывание» линий поглощения солнечного спектра,
так что в спектре короны эти линии не наблюдаются.
Наконец, поскольку способность электронов рассеивать
свет зависит от угла между направлениями падающего
и рассеянного света, излучение электронной короны
должно быть поляризованным.
Однако корона из одних только электронов не мог­
ла бы существовать, так как электрические силы оттал­
кивания между одноименно заряженными частицами
(электронами) привели бы к рассеиванию электронного
облака. Этого не происходит, если корона состоит из
ионизованного газа, в котором часть или все электроны
потеряли связь с ядрами атомов. При этом корона в це­
лом будет электрически нейтральна, так как число от­
рицательных зарядов равно числу положительных. Газ
в таком состоянии называется плазмой (термин введен
в 1919 г. американским физиком Лэнгмюром). Вещест­
во Солнца состоит главным образом (90%) из водоро­
да, около 10% составляет гелий и лишь примерно
0,1% — более тяжелые элементы. Таким образом, плаз­
ма солнечной короны — это преимущественно электрон­
но-протонный газ (атом водорода состоит из протона и
электрона). Заметим, что способность протонов рассеи­
вать свет весьма мала по сравнению с электронами.
В 1937 г. немецким астрофизиком С. Баумбахом было
рассчитано объемное распределение электронов в сол­
нечной короне. Во время ряда затмений были проведены
измерения поверхностной яркости короны, и, чтобы вы­
вести распределение электронов, необходимо было вы­
числить объемную излучательную способность короны,
а также степень поляризации на различных расстоя­
ниях от центра Солнца. При этом Баумбах исходил из
довольно грубых приближений: он считал корону сфери­
чески симметричным облаком, окружающим Солнце, а
рассеивающую способность электронов — независимой
от углов. Расчет показал, что для объяснения наблю­
даемого свечения «основание» короны должно содер­
жать около 108 электронов на кубический сантиметр.
Степень поляризации в зависимости от расстояния
между центром Солнца и рассматриваемой точкой коро­
ны была рассчитана, конечно, с учетом угловой зависи­
4

мости рассеяния света на электронах. В дальнейшем
распределение электронов в короне рассчитывалось бо­
лее точно, но к этим работам мы обратимся несколько
дальше.
Излучение в линиях. Итак, с непрерывным излуче­
нием дело обстояло удовлетворительно. Однако еще в
1869 г., когда 7 августа на территории США были
удачно проведены наблюдения полного затмения Солн­
ца, было сделано неожиданное открытие. По независи­
мым наблюдениям Харкнесса и Юнга в спектре короны
была обнаружена линия излучения с длиной волны
5303 А. Эта зеленая линия не могла быть приписана
никакому из известных элементов, поэтому считалось,
что в короне содержится новый элемент — «короний».
Нужно заметить, что за год до открытия зеленой корональной линии Жансен наблюдал в спектре протуберан­
ца довольно яркую желтую линию (5876 А), которую он
приписал новому элементу — «гелию» («солнечному»).
Впоследствии гелий был обнаружен на Земле и теперь
широко применяется для различных прикладных целей.
С развитием атомной физики и. лабораторного спект­
рального анализа стали хорошо известны линии излуче­
ния достаточно распространенных химических элементов
(в космических условиях обычно линии элементов не
тяжелее железа). В Периодической таблице химических
элементов Д. И. Менделеева 1 «не осталось» места для
«корония». Между прочим, аналогичная картина
создалась и с другим гипотетическим элементом —
«небулием» (по выражению советского астрофизика
И. С. Шкловского, «родным братом корония»), наблю­
давшимся в спектрах далеких газовых туманностей.
В 1927 г. загадка «небулия» была решена — линии из­
лучения, приписываемые этому «элементу», оказались
принадлежащими азоту и кислороду, находящимся в
«необычных», условиях12. Но происхождение «корония»
оставалось неясным.
В 1939 г. немецкий астрофизик В. Гротриан показал,
что красная и инфракрасная линии «корония» 6374 А и
1 Периодическая система элементов была открыта Д. И. Менде­
леевым в том же году, в котором впервые наблюдался «короний».
2 В газовых туманностях вещество крайне разрежено, и поэтому
столкновения между атомами происходят редко, что приводит к из­
лучению линий, которые в «обычных» условиях, т. е. при большей
плотности вещества, не могут наблюдаться.
5

7892 А могут излучаться 9- и 13-кратно ионизованным
железом (принятые обозначения РеХ, РеХ1У, так как
нейтральный атом железа обозначается Ре1). Гротриан
использовал экспериментальные результаты лаборатор­
ных исследований шведского ученого Б. Эдлена, который
изучал линии высокоионизованных элементов в спектре
конденсированной искры. В области мощной электриче­
ской искры достигается высокая температура, и наблю­
даемое излучение в основном лежит в далекой ультра­
фиолетовой и рентгеновской областях спектра, недоступ­
ных наблюдениям в воздухе (поэтому Эдлен применял
вакуумный спектрограф). В то время результаты Эдле­
на были уникальными; лишь спустя десятки лет разви­
тие соответствующей техники позволило другим ученым
повторить эксперименты Эдлена.
Ниже будут изложены некоторые сведения о спект­
рах атомов, и читатель, знакомый с основами спектраль­
ного анализа, может пропустить этот раздел.
Теория спектров. Согласно модели атома, предло­
женной Нильсом Бором, вокруг ядер, имеющих в зави­
симости от вида элемента различные положительные
заряды и веса, по эллиптическим орбитам обращаются
электроны. Атом, поглотивший энергию за счет соударе­
ния с другими частицами (с электронами процесс наи­
более эффективен) или со световой частицей
квантом
(фотоном), становится возбужденным. Это состояние
характеризуется переходом на более удаленную орбиту.
Возбужденный атом, как правило, «живет» недол­
го, обычно около стомиллионной доли секунды, пере­
ходя в первоначальное основное состояние. При этом
спонтанном переходе излучается квант света, энер­
гия которого определяется положением исходной и ко­
нечной орбит, или, как принято говорить, разностью
энергий уровней атома.
Атомный переход может произойти и без излучения
(такой переход называется вынужденным переходом
или гашением возбуждения), если возбужденный атом
вновь столкнется с частицей, например, со свободным
электроном. Энергия возбуждения идет при этом на
увеличение кинетической энергии свободной частицы.
Существуют возбужденные состояния (орбиты электро­
нов), в которых атом находится необычно долгое время
(от долей секунды до часов и более). Такие состояния
6

называются метастабильными, а переход на лю­
бую более низкую орбиту — «запрещении м».
Согласно квантовой механике возбужденные состоя­
ния не могут характеризоваться любой энергией (или
любой орбитой), а существуют определенные дискретные
(квантовые) уровни. При этом разность энергий между
соседними уровнями уменьшается по квадратичному за­
кону по мере удаления от основной орбиты и стремится
в пределе к нулю. Энергетическому уровню с номером
«бесконечность» соответствует энергия, необходимая
для ионизации атома, Ем . Если атом поглотит энергию,
большую Ес , то его электрон становится свободным
(как говорят, «переходит в континуум»). В реальном
случае число уровней ограничено, что связано с сущест­
вованием ансамбля атомов, которые оказывают влияние
друг на друга. Энергия
также называется потен­
циалом ионизации и чаще всего выражается в электрон­
вольтах. Например, для того чтобы ионизовать невозму­
щенный атом водорода, ему нужно сообщить энергию в
13,6 эВ или более.
Каждый из возможных энергетических уровней ха­
рактеризуется набором квантовых чисел, которым мо­
гут быть поставлены в соответствие механические ха­
рактеристики в планетарной атомной модели Бора:
1) главное квантовое число п, определяющее энергию
уровня, т. е. радиус орбиты; 2) азимутальное квантовое
число I, характеризующее орбитальный момент движе­
ния электрона; 3) спиновый угловой момент 5, обуслов­
ленный вращением электрона вокруг его «оси». В спект­
роскопии чаще употребляется полный угловой момент
или внутреннее квантовое число / — I + 5.
Существуют и другие квантовые числа, являющиеся
производными перечисленных. Если на внешней орбите
(уровне) находится не один электрон, а несколько, то
характеристикой уровня в целом является сумма кван­
товых чисел всех, электронов.
Квантовые числа выражаются в атомных единицах
и представляют собой безразмерные величины, а для
азимутального квантового числа используют буквы: зна­
чениям I — 0, 1, 2, 3, 4... соответствуют 8, р, 2, для
ионов более низких стадий ионизации, чем РеХ1, нашел,
что переход 33Р2 — 33Р\ дает наблюдаемую линию
N1X111 5116 А, а Ф2 — 3Р} дает РеХ1 3987 А и N1X111
3643 А. Таким же образом Эдленом при рассмотрении
других изоэлектронных последовательностей были отож­
дествлены 19 корональных линий из 24, уверенно на­
блюденных к тому времени. Было установлено в короне
существование ионов железа, никеля, кальция и аргона,
находящихся в исключительно высоких стадиях иониза­
ции.
Эдлен вычислил эйнштейновские вероятности пере­
ходов, дающих корональные линии: они оказались в
сотни тысяч раз меньше, чем для «разрешенных» пере­
ходов, т. е. время «жизни» возбужденного коронального
иона составляет 0,001—0,1 с. Возбуждение корональных
линий, как было показано Эдленом, происходит в ос­
новном за счет столкновений ионов с электронами, т. е.,
как говорят, возбуждение осуществляется «электронным
ударом». Лишь на значительном удалении (около одно­
го солнечного радиуса) от поверхности Солнца — фото­
сферы — возбуждение уже обусловлено поглощением
соответствующих квантов излучения.
Отождествление корональных линий, указывающее на
высокую степень ионизации, свидетельствовало о том,
что температура короны может быть очень высока: в
экспериментах Эдлена температура конденсированной
искры, где образовывались ионы РеХ, РеХ1, приближа­
лась к миллиону градусов. Это заставило астрофизиков
по-новому решать проблему короны, и прежде всего во­
прос о происхождении высокой ионизации тяжелых эле­
ментов в короне.
Такая задача была решена в 1945 г. И. С. Шклов­
ским
доказавшим, что при высокой электронной тем­
пературе (около 106 и более градусов) наблюдаемое ко­
личество ионов в короне обусловлено двумя процесса-1
*
1 Независимо и почти одновременно аналогичная работа про­
делана английскими астрофизиками Алленом и Вулли.

10

ми: ионизацией «электронным ударом» (т. е. столкнове­
нием атома с электроном, обладающим энергией движе­
ния, большей Е„) и захватом свободного электрона
ионом с последующим излучением (фоторекомбина­
цией). При этом степень ионизации, т. е. отношение кон­
центраций иона и суммы всех атомов данного элемента,
не зависит от электронной концентрации. Шкловский
проанализировал различные наблюдательные данные и
доказал, что они с необходимостью приводят к пред­
ставлению о короне как об электронно-протонной плаз­
ме исключительно высокой температуры, равной в сред­
нем 1,5 млн. градусов. Однако допускается, что различ­
ные области короны имеют неодинаковую температуру.
Например, области свечения красной линии РеХ имеют
температуру меньше миллиона градусов, области, где
излучается зеленая линия иона РеХ1У,—-больше миллио­
на градусов, а «желтые» области (свечения иона СаХУ)
нагреты до 3—5 млн. градусов.
Результат теоретического анализа условий в короне
был настолько неожиданным, что некоторые из специа­
листов, даже 10 лет спустя после описываемых работ,
серьезно продолжали обсуждать вопрос о «холодной»
короне с температурой около 10000°.
Впоследствии теория «горячей» короны нашла не­
оспоримое подтверждение в ряде новых данных наблю­
дений. Прежде чем перейти к их описанию, упомянем
о радиоизлучении Солнца, открытом в 1942 г. англича­
нином Хеем в метровом диапазоне и в 1945 г. американ­
цами Саусвортом и Рёбером — в сантиметровом диапа­
зоне длин волн. Оказалось, что радиоизлучение- Солнца
состоит из мало меняющейся («спокойной») составляю­
щей и всплесков — быстрых и интенсивных изменений
излучения. «Спокойная» тепловая составляющая радио­
излучения может быть понята только при условии высо­
кой (около 106 градусов) температуры короны. Теория
солнечного радиоизлучения независимо была развита в
работах советских ученых И. С. Шкловского, В. Л. Гинз­
бурга и австралийца Мартина.
Жесткое излучение короны. Во время второй миро­
вой войны в руки американцев попало значительное
количество довольно мощных для того времени немец­
ких ракет «Фау-2». Вскоре после войны эти ракеты ис­
пользовались американскими исследователями для за­
пуска спектральной аппаратуры в верхние слои земной
11

атмосферы. Дело в том, что излучение с длинами волн
короче 2900 А (ультрафиолетовый, рентгеновский и
гамма-диапазоны спектра) поглощается в земной атмо­
сфере на высотах от 20 км и выше. В 1952 г. сотрудники
Колорадского университета, используя «Фау-2», получи­
ли первый спектр Солнца в области длин волн 2500—
1200 А. Дальнейшие запуски ракет с более совершенной
аппаратурой позволили «продвинуться» в еще более ко­
ротковолновую область спектра.
В результате этих исследований были получены
следующие данные. В районе длин волн 1500 —
2000 А яркость непрерывного спектра Солнца с темными
фраунгоферовыми линиями начинает быстро падать, и
становятся отчетливо видимыми светлые линии излуче­
ния. Самая яркая линия во всей области спектра с дли­
нами волн короче указанной границы — линия водорода
Лайман-альфа — резонансная линия, возникающая
при переходе атома из первого возбужденного состоя­
ния в основное. В области с длинами волн короче
1000 А спектр почти полностью состоит из линий излу­
чения, причем суммарная яркость этих линий превосхо­
дит излучение абсолютно черного тела при температуре
6000°, которым удовлетворительно описывается наблю­
даемое распределение энергии в спектре Солнца для
длин волн, больших 1000—2000 А.
Этот «избыток» излучения в области около 700 А
уже становится 1000-кратным и быстро растет для более
коротких длин волн. При этом заметим, что наблюдаемое
излучение Солнца в крайней ультрафиолетовой и рент­
геновской областях спектра ничего общего не имеет с
непрерывным спектром видимой и ультрафиолетовой
областей, так как оно состоит из множества линий из­
лучения, «затмевающих» непрерывный спектр.
Еще в 1945 г. Шкловский показал, что наблюдаемое
излучение короны в коротковолновой области спектра
является следствием ее высокой температуры. В част­
ности, им были указаны конкретные линии, которые
должны излучаться короной в этой области спектра
М§Х (610 и 625А), ПеУШ (770 и 780 А). Затем после­
довали работы И. С. Шкловского (4949 г.) и немецкого
астрофизика Г. Эльверта (1952 и 1954гг.), в которых раз­
вивалась более подробная теория излучения короной в
рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах спектра.
Основные положения этой теории подтвердились
12

дальнейшими ракетными спектральными измерениями.
Было зарегистрировано в коротковолновом спектре из­
лучения Солнца множество линий, и самые яркие из них
отождествили с линиями «разрешенных» переходов высокоионизованных элементов, существование которых
допускалось в короне. К 1970 г. число линий, обнару­
женных в коротковолновой области спектра, достигло
нескольких сотен. Перед учеными встала задача осу­
ществить как 'можно более полное отождествление всех
этих линий. Она была выполнена автором совместно с
Г. С. Ивановым-Холодным. Ими на основании извест­
ных наблюдаемых энергий излучения ряда уверенно
отождествленных линий были предсказаны энергии и
длины волн более 1000 линий, излучаемых 146 ионами
21 химического элемента.
Сравнивая наблюдаемые величины энергий и длин
волн с предсказанными, эти авторы смогли отождеетвить
400 линий из 450 наблюдаемых в области спектра 10—
1200 А Ч Оказалось, что значительная часть линий из­
лучается так называемой «переходной» областью между
короной и хромосферой. Эта область солнечной атмо­
сферы характерна быстрым ростом температуры от
10 000 до 1 000 000° при относительно малой толщине
этой области (в несколько тысяч километров, или около
0,01 солнечного радиуса).
Несмотря на то, что в коротковолновой области
спектра Солнце излучает весьма малую долю энергии
(около 10-10) от полной энергии излучения Солнца,
жесткая радиация играет определяющую роль в форми­
ровании земной ионосферы. Существование земной
ионосферы —• электропроводящей части верхней атмо­
сферы Земли—-было обнаружено в 1925 г. посредством
регистрации отраженного от этих частей радиосигнала.
Ионосфера занимает обширную область от высот при­
мерно 100 км до 500 км и представляет собой слабоионизованную плазму. Исследования ионосферы имеют
существенное прикладное значение, так как дальняя
радиосвязь на коротких волнах целиком определяется
отражениями последних от ионосферы, меняющей свои
свойства. Эти свойства зависят не только от географиче­
ских факторов, но и от сильно изменяющихся спек1 Почти все эти отождествления были подтверждены
исследователями,

другими
13

трального состава и интенсивности рентгеновского и
ультрафиолетового излучений Солнца. Жесткое излуче­
ние короны и переходной области в значительной мере
влияет также на нижние слои солнечной атмосферы —=
хромосферу и на относительно холодные (Г< 10 000?)
облака газа — протуберанцы, появляющиеся в короне

Рис. 1. Распределение энергии в спектре Солнца от рентгеновских
лучей до далеких инфракрасных. По оси ординат отложен лога­
рифмический масштаб потока энергии вблизи Земли. В рентгенов­
ской области пунктиром показаны возможные изменения потока
С активностью Солнца.

На рис. 1 приведено распределение энергии в спектре
Солнца от рентгеновской до далекой инфракрасной об­
ласти. Энергия выражена в единицах эрг/см^с на рас­
стоянии Земли от Солнца и в расчете на интервал длин
волн 1 А. Для длин волн короче 1000 А даны сред­
ние величины, приходящиеся на 1 А, поскольку спектр
в этой области, как известно, состоит из узких линий.
Пунктирной линией с кружочками дано распределение
энергии для абсолютно черного тела при Т та 6000°.
Масштаб по обеим осям — логарифмический. Коротко­
волновое излучение, в особенности, испускаемое ионами
1 Еще в 1945 г. И С. Шкловский рассматривал вопрос о воз­
действии жесткой радиации короны на протуберанцы и хромо­
сферу, сделав вывод о важной роли в их ионизации радиации ко­
роны. Лишь 20 лет спустя этот вопрос вновь был пересмотрен раз­
личными авторами, подтвердившими точку зрения Шкловского.
14

высоких стадий ионизации, исходит из активных об­
ластей на Солнце. Поэтому фотографии Солнца, полу­
ченные в крайней ультрафиолетовой или в рентгенов­
ской областях, выглядят как несколько ярких пятен на
слабо светящемся диске, который окружен неоднород­
ным кольцом. С активностью Солнца энергия коротко­
волнового излучения меняется тем значительнее, чем
горячее испускающие ее области. В табл. 1 даны вели­
чины коротковолновой энергии, излучаемой различными
слоями солнечной атмосферы, и указаны пределы изме­
нения этих величин в зависимости от активности
Солнца.

Корона
Переходная область

>6-105
6- 105—
3- 104