Таким образом, мы должны сделать вывод, что хромосфера состоит как из более холодных, так и из более горячих областей. Физическая модель хромосферы должна быть поэтому довольно сложной. Наиболее вероятной надо считать следующую модель. Нижний слой хромосферы (до высоты около 1 000 км) является сравнительно холодным, с температурой порядка 5 000 K. С увеличением высоты температура медленно повышается, достигая значений 10—12 тысяч кельвинов на высоте 1 500—2 000 км. Ещё выше хромосфера становится неоднородной. Здесь она состоит из отдельных волокон с температурой 12—18 тысяч кельвинов. Выше 4 000 км на фоне короны наблюдаются более холодные спикулы, которые исчезают на высоте около 10 000 км.

5. Ультрафиолетовый спектр Солнца.

Запуски ракет позволили получить спектры Солнца в ультрафиолетовой области. Результаты измерений этих спектров и их интерпретации опубликованы во многих статьях и книгах (см., например, [4]).

Спектр Солнца в ближайшей ультрафиолетовой области (примерно до 1 900 A) похож на спектр в видимой части, т.е. является непрерывным спектром с линиями поглощения. Около 2 100 A интенсивность непрерывного спектра резко падает (в качестве возможных причин этого указано поглощение рядом атомов и молекул). Приблизительно при 1 900 A в спектре Солнца появляются эмиссионные линии. При дальнейшем уменьшении длины волны непрерывный спектр ослабевает и эмиссионные линии становятся заметнее. После 1 500 A спектр Солнца состоит из ярких линий на слабом непрерывном фоне.

Среди ярких линий ультрафиолетового спектра Солнца выделяется линия L водорода (1 215,67 A). В спектре видны и другие линии серии Лаймана, а также лаймановский континуум. Вместе с тем весьма интенсивной является резонансная линия ионизованного гелия (303,78 A). В спектре присутствует также много линий ионов C, N, O, Si и др. (в том числе и резонансные линии).

Большинство ярких линий ультрафиолетового спектра Солнца возникает в хромосфере и в переходной области между хромосферой и короной. Некоторые линии возникают в короне. Важно подчеркнуть, что мы можем наблюдать эти линии лишь вследствие крайней слабости непрерывного спектра Солнца в ультрафиолете. Яркие линии такой же интенсивности в видимой части спектра, как правило, не могут быть обнаружены, так как они накладываются на сильный непрерывный спектр или на линии поглощения, интенсивность внутри которых также велика. Только во время затмений, когда хромосфера и корона не проектируются на фотосферу, мы можем наблюдать яркие хромосферные и корональные линии в видимой части спектра. Однако в некоторых случаях и в видимой части спектра диска Солнца можно обнаружить влияние излучения хромосферы. Оно проявляется в увеличении интенсивностей в центральных областях сильных фраунгоферовых линий (например, линий H и K Ca II).

Рис. 19

При ракетных наблюдениях был определён профиль линии L в спектре Солнца. Он изображён на рис. 19, а. В центре эмиссионной линии L видна узкая линия поглощения, возникающая вследствие поглощения излучения нейтральным водородом на пути от Солнца до ракеты. Подтверждением этого является тот факт, что верхние слои земной атмосферы светятся в линии L благодаря переизлучению ими поглощённой солнечной радиации в данной линии. Отвлекаясь от упомянутой узкой линии поглощения, мы можем сказать, что линия L в спектре Солнца имеет широкий провал в центральной области.

На рис. 19, б и в приведены профили эмиссионных линий 2 796 Mg II и 3 934 Ca II, весьма похожих на профиль линии L. Спектрограмма с линией 2 796 была получена при ракетных наблюдениях. Эта эмиссионная линия наложена на широкую линию поглощения. Эмиссионная линия 3 934 находится на самом дне очень широкой линии поглощения K и является примером влияния хромосферы на фраунгоферов спектр, о чем шла речь выше. Эмиссионная линия L также наложена на широкую линию поглощения, но профиль последней трудно определить вследствие слабости непрерывного спектра.

Многие линии ультрафиолетового спектра Солнца возникают в переходной области между хромосферой и короной, температура в которой меняется примерно от 10 000 K до 1 млн. кельвинов. Теоретическое изучение этой области является весьма интересной задачей физики Солнца. Очевидно, что атомы какого-либо элемента в определённой стадии ионизации находятся преимущественно лишь в очень узком слое этой области, так как при более низкой температуре атомы находятся в предшествующей стадии ионизации, а при более высокой температуре — в последующей. Поэтому в переходной области существует сильная стратификация (т.е. слоистость) излучения. Принимая во внимание излучение в разных спектральных диапазонах, можно построить модель переходной области, т.е. определить изменения в ней плотности и температуры с высотой (см., например, [6]).

6. Линия L в спектре Солнца.

Выше мы привели некоторые наблюдательные данные о линии L. Займёмся теперь интерпретацией этих данных.

Эмиссионная линия L возникает в верхних слоях хромосферы, где температура растёт с высотой. В этих слоях атомы возбуждаются электронным ударом и при последующих спонтанных переходах образуются кванты в спектральных линиях. Однако в большинстве случаев выйти беспрепятственно из хромосферы L– кванты не могут, так как оптическая глубина хромосферных слоёв в центральной частоте этой линии велика. Поэтому в хромосфере происходит диффузия L– излучения. Как было выяснено ранее (в § 11), эта диффузия сопровождается перераспределением излучения по частотам внутри линии. При таком процессе преимущественная доля квантов выходит наружу в далёких от центра частях линии, для которых оптическая глубина сравнительно мала. В центральных же частях линии вследствие сильного поглощения выходит наружу меньшая доля квантов. Следовательно, эмиссионная линия может иметь провал в центральной области. Именно такой провал и наблюдается у линии L солнечного спектра.

Для определения теоретических профилей линии L мы можем воспользоваться уравнениями (11.9) и (11.10) с некоторыми изменениями. Указанные уравнения описывают диффузию излучения в спектральной линии с полным перераспределением по частотам при возникновении квантов в линии из непрерывного спектра. В результате решения этих уравнений определяется контур линии поглощения в спектре звезды. Чтобы принять во внимание образование квантов в линии за счёт столкновений, надо ввести в уравнение (11.10) некоторый дополнительный член. Тогда мы получим линию поглощения с усиленной интенсивностью в центральной области или даже линию поглощения с наложенной на неё эмиссионной линией. Очевидно, что такие теоретические профили будут относиться не только к линии L, но и к другим резонансным линиям солнечного спектра (в частности, к линиям H и К Ca II).