При построении теории короны вместе с рассмотрением баланса энергии должен быть изучен и баланс массы. В корону поступает вещество из хромосферы и этот процесс компенсируется истечением вещества из короны. Раньше изучали диссипацию частиц из стационарной короны, однако теперь считается, что вся корона растекается. Радиолокацией Солнца было установлено движение газа в короне наружу со скоростями, возрастающими от двух до нескольких десятков км/с. Это движение газа приводит к появлению «солнечного ветра» в межпланетном пространстве.
Следует ещё заметить, что правильная теория короны должна объяснять наблюдаемую её неоднородность. Как показали наблюдения, зелёная и красная линии в спектре короны (с длинами волн 5 303 Å и 6 374 Å, соответственно) возникают в разных областях короны. Так как первая из этих линий принадлежит 𝙵𝚎 XIV, а вторая 𝙵𝚎 X, то естественно считать, что «зелёная» область короны значительно горячее «красной». Оказывается, что температура короны ниже средней в полярной части и выше средней над пятнами и факелами. Большой интерес для теории короны представляют также её различные структурные образования: лучи, «арки», «шлемы» и т.д. Устойчивость таких образований связана, по-видимому, с существованием магнитных полей в короне.
6. Ионизация и возбуждение атомов.
Мы уже говорили о том, что высокая температура короны позволяет понять существование в ней многократно ионизованных атомов. Однако для определения степени ионизации атомов в короне нельзя применять обычную ионизационную формулу Саха, так как в короне отсутствует термодинамическое равновесие. В подобных случаях степень ионизации атомов находится путём рассмотрения тех элементарных процессов, которые ведут к ионизации, и обратных им процессов, т.е. рекомбинаций. В дальнейшем (в гл. V, VI и VII) будут получены формулы ионизации при отсутствии термодинамического равновесия для случая туманностей и оболочек нестационарных звёзд. Сейчас же для случая короны вопрос о степени ионизации атомов мы рассмотрим более кратко (хотя надо иметь в виду, что формулы ионизации для случаев туманности и короны сильно отличаются друг от друга вследствие различий в механизме ионизации).
Рассмотрим сначала для простоты ионизацию атомов водорода. Пусть, как и выше, 𝑛₁, 𝑛⁺ и 𝑛𝑒 — число нейтральных атомов (в первом состоянии), число протонов и число свободных электронов в 1 см³ соответственно. Ионизация атомов может происходить как при столкновениях (из которых наибольшую роль играют столкновения со свободными электронами), так и под действием излучения. Число этих процессов, происходящих в 1 см³ за 1 с, мы обозначим соответственно через 𝑛₁𝑛𝑒𝐵 и 𝑛₁𝐷. Обратными процессами являются рекомбинации при тройных столкновениях (без излучения) и рекомбинации, связанные с излучением (как самопроизвольные, так и вынужденные). Число рекомбинаций мы обозначим соответственно через 𝑛𝑒²𝑛⁺𝐴 и 𝑛𝑒𝑛⁺𝐶. В стационарном состоянии число ионизаций равно числу рекомбинаций, т.е. выполняется равенство
𝑛₁𝑛
𝑒
𝐵
+
𝑛₁𝐷
=
𝑛
𝑒
²
𝑛
𝑒
𝑛⁺𝐶
.
(17.21)
При термодинамическом равновесии каждый прямой процесс компенсируется обратным процессом. В частности, число ионизаций при столкновениях равно числу рекомбинаций при столкновениях, т.е.
𝑛₁𝐵
=
𝑛
𝑒
𝑛⁺𝐴
.
(17.22)
Аналогично число ионизаций под действием излучения равно числу рекомбинаций, связанных с излучением, т.е.
𝑛₁𝐷
=
𝑛
𝑒
𝑛⁺𝐶
.
(17.23)
Формулы (17.22) и (17.23) переходят в обычную формулу ионизации (5.5), если подставить в них значения коэффициентов 𝐴, 𝐵, 𝐶 и 𝐷 для случая термодинамического равновесия (точнее говоря, при максвелловском распределении свободных электронов по скоростям и при планковской плотности излучения).
При отсутствии же термодинамического равновесия степень ионизации атомов находится из соотношения (17.21), в котором каждый член должен быть определён для заданных конкретных условий. Во внешних слоях звёзд и в туманностях, вследствие малой плотности вещества, рекомбинации при тройных столкновениях случаются гораздо реже рекомбинаций, связанных с излучением, т.е.
𝑛
𝑒
𝐴
≪
𝐶
.
(17.24)
Что же касается ионизаций, то, вообще говоря, они происходят как при столкновениях, так и под действием излучения. Как мы увидим дальше, в туманностях ионизация вызывается излучением горячих звёзд. В этом случае степень ионизации атомов определяется формулой (17.23) при соответствующей (отличной от планковской) плотности излучения. В короне же плотность ультрафиолетового излучения очень мала, и оно не играет никакой роли в ионизации атомов (за исключением первой ионизации металлов). Легко понять, что при огромной кинетической температуре короны ионизация атомов в ней вызывается электронными ударами. В данном случае из соотношения (17.21) получаем
𝑛⁺
𝑛₁
=
𝐵
𝐶
.
(17.25)
Важно заметить, что степень ионизации в короне не зависит от плотности вещества (а зависит лишь от электронной температуры 𝑇𝑒).
Теория ионизации атомов в короне была разработана И. С. Шкловским [7]. Произведённые им вычисления по формуле (17.25) для водорода привели к значениям величины 𝑛⁺/𝑛₁ порядка 10⁶ при 𝑇𝑒≈10⁵ кельвинов и порядка 10⁷ при 𝑇𝑒≈10⁶ кельвинов (когда 𝑛𝑒≈10⁸ см⁻³). Эти значения величины 𝑛⁺/𝑛₁ примерно в миллион раз меньше её значений в случае термодинамического равновесия при тех же температурах и плотностях.
Определение относительных чисел атомов металлов в разных стадиях ионизации также может быть сделано по формуле (17.25) (в которой под 𝑛₁ теперь надо понимать концентрацию атомов в данной стадии ионизации, а под 𝑛⁺ — в последующей). Однако в этом случае для коэффициентов 𝐵 и 𝐶 приходится пользоваться приближёнными выражениями, так как квантовомеханические вычисления этих величин очень трудны. В табл. 22 приведены для примера значения относительных чисел атомов железа в разных стадиях ионизации при различных электронных температурах.
Таблица 22
Ионизация железа в короне 𝑇𝑒⋅10⁻⁶
0,3
0,5
0,6
0,7
0,8
1,0
1,2
1,4
𝙵𝚎 X
𝙵𝚎 IX
0,092
0,83
1,6
2,9
6,0
13
30
-
𝙵𝚎 XI
𝙵𝚎 X
-
0,29
0,77
1,1
2,7
8
,0
12
22
𝙵𝚎 XII
𝙵𝚎 XI
-
0,10
0,30
0,52
1,1
3
,5
7
,2
12
𝙵𝚎 III
𝙵𝚎 II
-
0,030
0,10
0,29
0,47
1
,4
3
,4
7
,2
𝙵𝚎 XIV
𝙵𝚎 XIII
-
0,010
0,039
0,13