CC BY
20ТЕМПЕРАТУРА ВНЕШНИХ ОБОЛОЧЕК СОЛНЦА ПО СПЕКТРАЛЬНЫМ ДАННЫМ
Лысенко В.Е., Иванов А.Л., Носевич А.В., Тепляшин Д.Д.
ФГБОУ ВО «Кубанский государственный университет», г. Краснодар
Аннотация
В статье рассматриваются избранные, но общеизвестные данные, которые повлияли на формирование идеи высокой температуры солнечной короны. Показано, что спектральных данных недостаточно для вывода о высокой температуре внешних газовых оболочек Солнца.
Ключевые слова: хромосфера, корона, спектр хромосферы, спектр короны, ионы высоких степеней ионизации.
С середины ХХ века считается, что вещество солнечной короны нагрето до температуры более 106 К. При этом видимая поверхность Солнца нагрета всего примерно до 5000 К. На текущий момент проблема источников нагрева солнечной короны является нерешенной проблемой физики.
Хромосфера — это неоднородный по структуре, разреженный слой газовой среды, расположенный непосредственно над фотосферой. Считается, что температура хромосферы растет с высотой от 5000 К до примерно 30000 К. [1]
Хромосфера прослеживается до высоты примерно 10000 км над фотосферой. Нижняя хромосфера от фотосферы до высот примерно 1500 км излучает слабый непрерывный спектр, на фоне которого видны многочисленные, в основном слабые, эмиссионные линии. Характеристики эмиссионного спектра позволяют определить физические условия в нижней хромосфере. Данные наблюдений линий нейтрального железа Fe I, титана Ti I и других говорят о температуре этого слоя около 5000 К, по интенсивности линий определяют концентрацию атомов. Например, на
20 —3
высоте 1000 км концентрация атомов составляет 10 м . В целом спектр хромосферы эмиссионный линейчатый.
Интенсивность многочисленных слабых эмиссионных линий уменьшается с высотой в соответствии со спадом плотности среды хромосферы по экспоненциальному закону. Выше 1500 км наблюдаются лишь сильные линии водорода На (656,3 нм), Нр (4861 нм) и другие линии серии Бальмера, линии гелия D3 (587,6 нм) и 10830 нм, фраунгоферовы линии Н и К (Са II).
Противоречием является тот факт, что при высокой температуре хромосфера излучает преимущественно линейчатый спектр, а не сплошной.
Снимки спектра хромосферы, полученные во время полных затмений с помощью дифракционной решетки, опубликованы, они характеризуются низким спектральным разрешением. Снимок [2] имеет спектральное разрешение снимка 0,22 нм/пиксел. Снимок [3] имеет нелинейное отношение нм/пиксел примерно 0,72 в красной области и 0,25 в синей области. Снимок [4] имеет спектральное разрешение снимка 0,44 нм/пиксел. По нему авторами данной статьи выполнена спектральная диаграмма, представленная на рисунке 1.
На спектрограмме отчетливо видны линии водорода бальмеровской серии и линии кальция, магния и железа, видимые и в спектре фотосферы как поглощение на фоне континуума. Однако, есть в спектре хромосферы две детали — яркая желтая линия гелия 587,6 нм (переход 3ё^2р) и не очень яркая линия гелия 447,2 нм (переход 4ё^2р), которые не наблюдаются в спектре фотосферы как линии поглощения. Пользуясь данными [5, 6], можно установить, что линии поглощения Не I 587,5621 нм и 447,14802 нм в спектре фотосферы Солнца отсутствуют.
Известно, что линии поглощения гелия видны в спектрах звезд ранних спектральных классов В и О — плотных звезд главной последовательности с высокой температурой поверхностного слоя (от 10000 К до 30000 К). Это объясняется тем, что при температуре характерной для поверхностных слоев
этих звезд возможно ударное возбуждение гелия до уровня 2р, переход с которого на верхние уровни дает линии поглощения в видимом диапазоне длин волн. Этот факт, видимо, и позволил связать наличие эмиссионных линий гелия 587,6 нм и 447,2 нм в спектре хромосферы с высокой температурой. Следует заметить, что концентрации атомов в фотосферах звезд спектральных классов В и О настолько выше, чем концентрация газа в хромосфере Солнца, что эти числа просто несопоставимы. Поэтому ударный механизм возникновения возбужденных атомов гелия вызывает сомнение. Возможно, что линии гелия в спектре хромосферы не связаны с ее температурой.
Рисунок 1 — Спектральная диаграмма спектра хромосферы
Указанные авторами данной статьи на рисунке 1 линии легко отождествляются на основании личного опыта их наблюдения на лабораторных установках, в частности по их характерному виду (линии нейтральных магния и натрия) и относительному расположению (линии нейтральных водорода и гелия). Остальные линии отождествить сложно, вследствие низкого спектрального разрешения, и в пределах погрешности с ними совпадают линии многих элементов и ионов из баз данных. То есть наличие отчетливых линий ионов неочевидно. Обычно кроме линии гелия как доказательство высокой температуры хромосферы указывают линии ионов в ультрафиолетовой части спектра. В частности, это приводит Гибсон [1], приводя спектры высокого разрешения в ультрафиолетовой области. Следует, однако, отметить, что линии ионов низких степеней ионизации должны тяготеть к коротковолновой части спектра, так как переходы в ионах характеризуются большей энергией, нежели переходы валентных электронов нейтральных атомов. Так что факт присутствия линий ионов в коротковолновой части спектра хромосферы не является доказательством ее высокой температуры.
Прежде всего, следует признать, что состав фотосферы и хромосферы идентичен — водородно-гелиевая частично ионизированная среда с незначительными примесями металлов. Это следует из наблюдения интенсивного движения масс вещества. Эта среда пронизывается электромагнитным излучением фотосферы непрерывного теплового спектра, а также корпускулярным излучением довольно высокой энергии. Несомненно, что эти излучения приводят к возбуждению атомов хромосферы. Поэтому возможно, что излучение хромосферы имеет сходство с люминесценцией.
Поглощения на длинах волн гелия 587,6 нм и 447,2 нм в спектре фотосферы действительно наблюдаться не должно, так как атомов Не I, находящихся на уровне 2р при температуре фотосферы (4500-5900 К) и ее концентрации там нет. Лучевым механизмом возможно возбуждение 1 б—^2р
фотонами с длиной волны 59,141 нм (УФ), которых в излучении Солнца мало по сравнению с количеством атомов в фотосфере. Поэтому линии поглощения гелия в спектре фотосферы должны иметь ничтожно малую интенсивность. Но в условиях разреженной хромосферы лучевой механизм возбуждения должен иметь большее значение, так как при уменьшении концентрации атомов солнечных фотонов УФ диапазона может быть достаточно для возбуждения атомов гелия.
Этот подход к описанию спектра хромосферы отличается от традиционного подхода тем, что излучение хромосферы линейчатого спектра связывается с нетепловым механизмом возбуждения атомов.
Если вывод о люминесцентной природе излучения хромосферы верен, то ее высокая температура хоть и не исключена, но не является необходимой для объяснения спектра хромосферы. Идея о повышении температуры в хромосфере с высотой возникла в связи на взгляд авторов данной статьи с недоказанной высокой температурой солнечной короны, которая традиционно задается величиной 2 106 К.
Во время наблюдения полного солнечного затмения 7 августа 1869 года Уильям Харкнесс и Чарльз Юнг независимо друг от друга обнаружили линию излучения слабой интенсивности с длиной волны 530,3 нм в зелёной части спектра короны. Так как эта линия была не известной, было высказано предположение об обнаружении на Солнце нового химического элемента корония. Это мнение просуществовало до опубликования работы (1939) астрофизиков Бенгта Эдлена и Вальтера Гротриана с доказательством, что спектральная линия 530,3 нм принадлежит высокоионизированному железу (Бе XIII). Другие спектральные линии также были идентифицированы с другими переходами в многократно ионизированных атомах металлов. Это стало одним из подтверждений высокой температуры солнечной короны. Но так ли это?
В таблице 1 приведены известные линии нейтральных атомов и однократных ионов, длины волн которых лежат в полосе ± 0,2А от длины
волны некоторых корональных линий. Видно, что в довольно узкой спектральной полосе вблизи корональной линии должны находиться линии вполне известных элементов и однократных ионов.
Таблица 1 — Элементы, линии которых лежат в полосе ± 0,2А от некоторых корональных линий по данным [6], в скобках указаны наиболее близкие значения длин волн
Корональная линия, Хк, А Линии в полосе Хк ± 0,2А
ближняя инфракрасная 7891.94 (Бе X) ТИ II (7891.743)
красная 6374.51 (Бе X) О I, V I (6374.50), Сг I
вторая красная 6701.83 (N1 XV) Сг I, I (6701.81), ТИ I
желтая 5694.42 (Са XV) ТИ I (5694.435), Си II, I
зеленая 5302.86 (Бе XIII) Тт I, Оё I, ТИ I (5302.78), ТИ II
вторая зеленая 5116.03 (N1 III) Та I, М II (5116.06)
фиолетовая 4231.4 (N1 XII) Но I, У I, I, Сг I (4231.335), № II
вторая фиолетовая 3718.0 (Сг XI) Н I, ТИ I, ТИ II, Тт I, V I (3717.9391), Кг II, У I, V II
В обзорной статье Мандельштама [7] приведены результаты исследования рентгеновского излучения солнечной короны (Байрам, Чубб и Фридман 1956 год). Они проводили измерения интенсивности излучения с помощью счетчиков фотонов с узкополосными металлическими фильтрами, которые были размещены на стратосферных ракетах.
Впоследствии Элверт рассчитал длины волн водородоподобных и гелиеподобных ионов высоких степеней ионизации. Есть и экспериментальные данные по некоторым ионам. Для устойчивого существования таких ионов нужна температура от 1,8 до 6,3 миллионов кельвинов, чтобы эффективно происходила ударная ионизация. Однако такие ионы могут образовываться и при поглощении электромагнитных квантов и при соударениях с частицами с энергией от 0,5 кэВ и выше. Современные спутниковые данные показывают, что частицы, испускаемые Солнцем непрерывно, могут иметь значительно большую, чем 0,5 кэВ, энергию. То
есть для образования линейчатого спектра короны высокая температура необходимым условием не является.
С тех пор выводы не пересматривались, во всяком случае, поиск материалов по данной теме в отечественных и иностранных индексах результатов не дал.
На рисунке 2а приведено сравнение расчетного распределения интенсивности абсолютно черного тела для 106 К и реального континуума солнечной короны в рентгене. На взгляд авторов данной статьи результаты сравнения не убедительны.
На рисунке 2б приведен спектр рентгеновского излучения короны, полученный с помощью счетчиков фотонов с узкополосными металлическими фильтрами. Авторы разделяют его на континуум и линейчатый спектр.
а) сопоставление спектрального распределения излучения короны (сплошная линия) и черного тела (точечная линия) с температурой 106 К; б) спектр рентгеновского излучения короны, полученный с помощью счетчиков фотонов с узкополосными металлическими фильтрами Рисунок 2 — Результаты исследования рентгеновского излучения солнечной короны (Байрам, Чубб и Фридман 1956 г.)
Как полагают авторы данной статьи, источником рентгеновского линейчатого спектра могут быть переходы во внутренних оболочках атомов. Для объяснения рентгеновского спектра достаточно привести длины волн головной линии характеристической К-серии для первых 28 элементов (в таблице 2). К-серия наиболее вероятна, так как, начиная с лития, у всех элементов есть условия для ее излучения. Мы видим, что К-серия большинства элементов лежит в области менее 100 А. Линии Ь-серии имеют большие длины волн, но образование Ь-серии менее вероятно, так как ее могут излучать элементы тяжелее неона, начиная с натрия. Совокупность многих линий характеристических спектров вполне может образовать видимость континуума в рентгеновском спектре с увеличением интенсивности от 100 А.
Таблица 2 — Длины волн головной линии К-серии [8]
Длина волны, А Элемент Длина волны, А Элемент Длина волны, А Элемент Длина волны, А Элемент
228 Ь1 14.6 № 4.7 С1 2.3 Сг
114 Ве 11.9 № 4.2 Аг 2.1 Мп
67.6 В 10.0 Мв 3.7 К 1.9 Бе
44.7 С 8.4 А1 3.4 Са 1.8 Со
31.6 N 7.2 3.0 Бс 1.7 N1
23.6 О 6.2 Р 2.8 Т1 1.5 Си
18.3 Б 5.4 Б 2.5 V 1.4 7п
Из сравнения таблицы 2 с рентгеновским спектром короны можно сделать предположение, что мы наблюдаем суперпозицию характеристических спектров разных элементов. На рисунке 3 приведен спектр Солнца от 12 А до 26 А с указанием отождествления с предполагаемым излучением ионов высокой степени ионизации. Результат получен позднее и приведен в частности в [1]. Под осью абсцисс указано отождествление с головными линиями характеристических К-серий, выполненное авторами данной статьи по данным [8]. (Совпадение длин волн
из [8] с законом Мозли начинается с магния.) Авторы спектра указывают, что фон — это постороннее излучение. Отметим, что характеристические серии тяжелых элементов имеют тенденцию располагаться чаще в коротковолновой области, с чем может быть связано увеличение интенсивности фона.
Рисунок 3 — Спектр Солнца от 12 А до 26 А [1]
Для излучения характеристических спектров высокая температура бессмысленна, но нужно прохождение интенсивного электромагнитного и корпускулярного излучения с энергией более 120 эВ. Возможно, что условия короны этому соответствуют. Спектры, опубликованные в [1], требуют более детального изучения в рамках изложенного подхода.
Таким образом, свечение солнечной хромосферы и короны имеет скорее нетепловое происхождение, возбуждается электромагнитным и корпускулярным излучением (электроны, протоны, нейтроны). Температура же этих сред в ее термодинамическом понимании может быть даже ниже,
чем температура фотосферы. Убывание температуры с высотой приводит к конвекции, что в действительности имеет место и наблюдается.
Библиографический список
1. Гибсон, Э. Спокойное Солнце. — Москва : Мир, 1977. — 408 с.
2. Спектр вспышки Солнца // Астронет: сайт. — 2017. — URL: http://www.astronet.ru/db/msg/1389040 (дата обращения: 17.08.2020).
3. Landau, E. A Total Solar Eclipse 100 Years Ago Proved Einstein's General Relativity // Smithsonian magazine: сайт. — 2019. — URL: https://www.smithsonianmag.com/science-nature/total-solar-eclipse-100-years-ago-proved-einsteins-general-relativity-180972278/ (дата обращения: 17.08.2020).
4. Спектр вспышки Солнца // Астронет: сайт. — 2013. — URL: http://www.astronet.ru/db/msg/1295814 (дата обращения: 17.08.2020).
5. High resolution Solar Spectrum // BASS2000: сайт. — URL: http://bass2000.obspm.fr/solar_spect.php (дата обращения: 17.08.2020).
6. NIST Atomic Spectra Database Lines Form // NIST: сайт. — URL: https: //physics. nist. gov/PhysRefData/ASD/lines_form.html (дата обращения: 17.08.2020).
7. Мандельштам, С. Л. Исследование коротковолнового ультрафиолетового излучения Солнца / С. Л. Мандельштам, А. И. Ефремов // Успехи физических наук. - 1957. - Т. LXIII, вып. 1. - С. 1412-1430.
8. Физические величины: Справочник. — Москва: Энергоатомиздат, 1991. — 1232 с. ISBN 5-283-04013-5
