Особенно интересны результаты наблюдения рентгеновского излучения во время хромосферных вспышек. В этих случаях в течение довольно коротких промежутков времени (порядка нескольких минут) наблюдаются потоки жёсткого рентгеновского излучения — с длинами волн порядка 1 Å и меньше. Для объяснения такого излучения можно высказать предположение об образовании в короне очень горячих областей. Вычисления дали представление о спектре рентгеновского излучения короны при разных температурах. Например, температура около 10⁷ кельвинов достаточна для появления излучения с длиной волны порядка 3 Å. Однако для объяснения наблюдаемого излучения более коротких длин волн приходится допустить наличие в короне механизма нетеплового излучения.
§ 18. Радиоизлучение Солнца
1. Результаты наблюдений.
Радиоизлучение Солнца было открыто во время второй мировой войны и с тех пор очень интенсивно исследуется. Весьма быстро было установлено, что это излучение идёт к нам от короны и верхних слоёв хромосферы. Таким образом, по наблюдаемому радиоизлучению Солнца мы можем судить о физических процессах в самых внешних его частях. Важно подчеркнуть одно существенное преимущество радионаблюдений короны и хромосферы перед их оптическими наблюдениями: в то время как наблюдениям в оптической области спектра сильно мешает большая яркость фотосферы, при наблюдениях в области радиоволн этого не происходит (так как сами эти части Солнца и являются «фотосферой» для радиоизлучения).
Наблюдения радиоизлучения Солнца с земной поверхности могут вестись в довольно широком интервале длин волн — от нескольких миллиметров до нескольких десятков метров. Излучение более коротких волн поглощается в земной атмосфере (молекулами 𝙾₂ и 𝙷₂𝙾), а излучение более длинных волн отражается от земной ионосферы.
Исследование радиоизлучения Солнца производится при помощи радиотелескопов, позволяющих измерить поток солнечного излучения определённой длины волны. Для измерения интенсивностей радиоизлучения, идущего от разных мест солнечного диска, приходится применять радиотелескопы больших размеров или радиоинтерферометры. Это вызвано тем, что разрешающая сила, определяемая отношением диаметра отверстия телескопа к длине волны излучения, в радиодиапазоне гораздо меньше, чем в оптике.
Очень ценные сведения о распределении яркости по диску в радиочастотах получаются также во время солнечных затмений. Заметим, что именно при наблюдениях солнечного затмения 1947 г. С. Э. Хайкин и Б. М. Чихачев впервые экспериментально доказали корональную природу радиоизлучения Солнца в метровом диапазоне волн (так как во время полного затмения поток радиоизлучения оказался равным примерно 40% потока вне затмения).
Измеренную интенсивность радиоизлучения 𝐼ν обычно характеризуют яркостной температурой 𝑇ν, т.е. представляют её в виде 𝐼ν=𝐵ν(𝑇ν), где 𝐵ν(𝑇) — планковская интенсивность при температуре 𝑇. Так как для радиочастот ℎν/𝑘𝑇≪1, то формула Планка переходит в формулу Рэлея — Джинса:
𝐵
ν
(𝑇)
=
2ν²
𝑐²
𝑘𝑇
.
(18.1)
Поэтому яркостная температура определяется соотношением
𝐼
ν
=
2ν²
𝑐²
𝑘𝑇
ν
.
(18.2)
Измеренный поток радиоизлучения Солнца может быть записан в виде
𝐻
ν
=
𝐼
ν
Ω
.
(18.3)
где 𝐼ν — средняя интенсивность излучения и Ω — телесный угол, под которым виден солнечный диск. Понимая под 𝐼ν планковскую интенсивность, соответствующую температуре 𝑇ν, мы можем эту температуру принять в качестве меры потока излучения. Величина 𝑇ν, представляет собой среднюю яркостную температуру для частоты ν. Пользуясь формулой (18.2), имеем
𝐻
ν
=
2ν²
𝑐²
𝑘
𝑇
ν
Ω
.
(18.4)
Так как Ω=π(𝑅/𝑟)² где 𝑅 — радиус Солнца и 𝑟 — расстояние от Солнца до Земли, то вместо (18.4) получаем
𝐻
ν
=
π
⎛
⎜
⎝
𝑇
𝑟
⎞²
⎟
⎠
2ν²
𝑐²
𝑘
𝑇
ν
.
(18.5)
Светимость же Солнца в частоте ν представляется в виде
𝐿
ν
=
4π²
𝑅²
2ν²
𝑐²
𝑘
𝑇
ν
.
(18.6)
Как показывают наблюдения, радиоизлучение Солнца состоит из двух компонент: 1) радиоизлучение спокойного Солнца (невозмущенная компонента) и 2) спорадическое радиоизлучение Солнца (возмущённая компонента). Первая компонента почти постоянна (точнее говоря, слабо меняется в течение цикла солнечной активности). Как увидим ниже, она является тепловым излучением короны и хромосферы. Вторая компонента испытывает как медленные, так и очень быстрые изменения с течением времени. Её происхождение связано с различными активными процессами на Солнце: пятнами, хромосферными вспышками и т.д.
Измерение потоков радиоизлучения Солнца приводит к тому результату, что для невозмущённой компоненты яркостная температура 𝑇ν оказывается порядка 10⁴ кельвинов в сантиметровом диапазоне и порядка 10⁶ кельвинов — в метровом. Что же касается возмущённой компоненты, то для неё в метровом диапазоне иногда получаются яркостные температуры порядка 10⁸—10⁹ кельвинов и больше. Иными словами, поток возмущённого радиоизлучения Солнца иногда в 100—1 000 и больше раз превосходит поток радиоизлучения спокойного Солнца.
В дальнейшем речь будет идти в основном о невозмущённой компоненте солнечного радиоизлучения, а возмущённая компонента будет рассмотрена весьма кратко. Подробное рассмотрение проблемы радиоизлучения Солнца содержится в уже упомянутых монографиях [2], [3], [7] и особенно в книге В. В. Железнякова [8]. Общая теория распространения радиоизлучения в плазме изложена в монографии В. Л. Гинзбурга [9].
2. Радиоизлучение спокойного Солнца.
Приступая к интерпретации наблюдательных данных о солнечном радиоизлучении, мы сначала ответим на вопрос, в каких слоях Солнца оно возникает. Для этого нам следует определить оптические глубины различных слоёв в области радиочастот. Очевидно, что излучение может доходить до наблюдателя лишь от тех слоёв, оптическая глубина которых не превосходит по порядку единицу.
Чтобы найти оптическую глубину τν, надо знать объёмный коэффициент поглощения αν. Как было выяснено в § 5, поглощение излучения в непрерывном спектре происходит при фотоионизациях и свободно-свободных переходах. Однако фотоионизации вызываются лишь теми квантами, энергия которых больше энергии ионизации (ℎν>χ𝑖), и поэтому кванты в области радиочастот, обладающие небольшой энергией, поглощаться при фотоионизациях не могут (они могли бы поглощаться при фотоионизациях с высоких дискретных уровней, но такие уровни в действительности не осуществляются). В то же время при свободно-свободных переходах могут поглощаться кванты любых частот, в том числе и очень малых. Именно при свободно-свободных переходах и происходит поглощение радиоизлучения.