shpory_po_astronomii

43. Основные характеристики звёзд. Светимости, радиусы, массы, эффективные температуры звёзд. Зависимость «масса – светимость». Пределы изменения основных параметров звёзд. Поколения звёзд. Металличность.

Светимости, радиусы, эффективные температуры звёзд. Зависимость «масса – светимость».

Пределы изменения основных параметров звёзд

Определив освещённость, видимую звёздную величину и годичный параллакс, можно вычислить светимость звезды.

По спектру (с использованием диаграммы Герцшпрунга – Рассела) определяется эффективная температура звезды.

Определить радиусы звёзд прямыми наблюдениями, как правило, проблематично. Поэтому размеры звёзд определяют косвенным путём, если известны её болометрическая светимость Lbol и

эффективная температура Teff. Согласно определению Lbol и закону Стефана – Больцмана: Lbol = 4πR2σTeff4.

Аналогичное выражение можно записать и для Солнца, а затем, после деления двух равенств и логарифмирования дроби получить окончательное выражение (где радиус и светимость звезды выражены в солнечных единицах LSun = 1 и RSun = 1):

Зависимость «масса – светимость» для звёзд главной последовательности: штриховая линия изображает эмпирическую зависимость, сплошная – теоретически рассчитанную

lgR = 0.5lgL + 2 lg(TSun/Teff).

Напрямую определить массу одиночной звезды не представляется возможным.

В некоторых случаях с помощью закона Кеплера удается определить массы компонентов двойных систем. По этому сравнительно небольшому числу звёзд обнаружена важная эмпирическая зависимость между массой и болометрической светимостью для звёзд главной последовательности:

Lbol = M3.9.

Подавляющее большинство звёзд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела расположено на главной последовательности, гигантов меньше примерно в 10000 раз, а сверхгигантов меньше, чем гигантов,

ещё в 1000 раз. Каждая из этих групп звёзд характеризуется определённой зависимостью «масса – светимость». Однако наиболее достоверными являются данные для главной последовательности,

относительная многочисленность объектов которой связана с наибольшей продолжительностью соответствующей фазы эволюции.

Из соотношения масса – светимость для звёзд следует, что диапазон их светимостей значительно превышает пределы возможных значений масс:

0,1 МSun ≤ М ≤ 100 МSun,

10–6 LSun ≤ L ≤ 106 LSun.

Стационарных звёзд с массами М ≥ 100 МSun не наблюдается. В среднем массы звёзд близки к массе Солнца. Светимости звёзд при этом изменяются в очень широких пределах.

Радиусы гигантов и сверхгигантов в сотни и тысячи раз превышают солнечный. Поскольку массы звёзд отличаются мало, это означает, что средние плотности звёзд могут быть в миллиарды раз меньше, чем у Солнца. Соответствующую плотность (10–9 г/см3) имеет земная атмосфера на высоте около 100 км.

Наибольшей средней плотностью должны обладать звёзды малых размеров (белые карлики и нейтронные звёзды), радиусы которых составляют тысячи и десятки км, а средние плотности 108 и 1014 г/см3.

Таким образом, несмотря на близкие значения масс, по средней плотности звёзды различаются в

1022 – 1023 раз.

Вольф 457 – один из самых маленьких по диаметру белых карликов. Диаметр примерно в 500 раз меньше солнечного и в 5 раз меньше земного. Звезда в миллиард раз плотнее Солнца и в полтора миллиарда раз плотнее воды. Спичечный коробок её вещества весил бы на Земле 40 тысяч тонн.

Красный гипергигант VY CMa (VY Большого Пса) – самая большая известная звезда. Её диаметр равен ~2000 диаметров Солнца (~18 а. е.), при этом масса составляет всего 30–40 масс Солнца, т. е.

средняя плотность равна 0.000005–0.00001 кг/м3.

Поколения звёзд. Металличность.

Звёзды принято подразделять на три поколения.

1-е поколение (популяция III) – это первые звёзды, возникшие после Большого взрыва. Такие звёзды практически не содержали «металлов» (элементов тяжелее гелия), состояли только из водорода

(75%) и гелия (25%) и имели очень большие массы. Вследствие этого звёзды 1-го поколения очень быстро «прогорели», как правило, перешли в категорию сверхновых, и, в результате взрывов,

обогатили межзвёздную среду химическими элементами вплоть до железа.

В настоящее время не известно ни одной звезды 1-го поколения. Возможно, сверхновая SN 2006gy,

взрыв которой (самая яркая вспышка за все годы наблюдений) наблюдался в 2006-м году в галактике

NGC 1260 (240 млн. св. лет), представляла собой звезду 1-го поколения.

2-е поколение (популяция II) – старые (~10 млрд. лет) звёзды с низким содержанием металлов.

Сохранившиеся звёзды 2-го поколения находятся, как правило, в гало галактик и входят в состав шаровых скоплений.

3-е поколение (популяция I) – сравнительно молодые звёзды, содержащие значительное количество металлов.

Солнце – звезда 3-го поколения. Солнце содержит 1.8% (по массе) элементов тяжелее гелия. Звёзды

3-го поколения находятся, как правило в дисках галактик.

Металличность (Z) – это величина, характеризующая относительное содержание в звезде (или галактике) элементов тяжелее гелия (т. н. металлов):

[Fe/H] = lg(NFe/NH)star – lg(NFe/NH)Sun.

Металличность Солнца равна Z = 0.0122. Для звёзд 2-го поколения металличность [Fe/H] примерно от –1 до –3 (т. е. содержание железа в таких звёздах в 10–1000 раз меньше, чем на Солнце).

44. Основные характеристики Солнца: радиус, масса, светимость, спектр,

химический состав. Излучение в различных областях спектра. Термоядерные реакции. Солнечные нейтрино.

Основные характеристики Солнца: радиус, масса, светимость

Солнце — типичная звезда, свойства которой изучены подробнее и лучше, чем других звезд,

благодаря ее исключительной близости к Земле.

Как и для всякой звезды, основными характеристиками Солнца являются радиус, масса и светимость.

Солнце представляется почти кругом (сжатие, обусловленное медленным вращением составляет около 10–5) с резко очерченным краем, или лимбом. Т. к. у газового шара не может быть границы, то под краем Солнца понимают фотометрический край, который определяется резким спадом в распределении яркости Солнца вблизи лимба для излучения с длиной волны 500 нм.

Видимый радиус Солнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты. Когда Земля в перигелии (начало января)

видимый диаметр Солнца составляет 33'31", а в афелии (начало июля) — 32'35". На среднем расстоянии от Земли (1 а. е.) видимый радиус Солнца составляет 960", что соответствует линейному радиусу

RSun = 149.6 × 106 км × 960"/206265" = 696000 км ≈ 109RTerra.

Поверхность сферы, описанной вокруг центра Солнца радиусом RSun, можно назвать условной поверхностью Солнца потому, что она близка к верхнему слою основной, самой глубокой части солнечной атмосферы (фотосферы), где достигается температурный минимум и наибольшая непрозрачность газов. Именно эти их свойства и обеспечивают резкость видимого края Солнца.

Масса Солнца может быть найдена из третьего закона Кеплера, применённого для Солнца и какого-

либо из обращающихся вокруг него тел:

MSun = 1,99 × 1033 г ≈ 2 × 1030 кг = 330000mTerra.

Средняя плотность вещества Солнца ‹ρ› = 1.41 г/см3.

Энергетическая освещённость от Солнца на расстоянии 1 а. е. называется солнечной постоянной и определяется как полное количество лучистой солнечной энергии, проходящей за единицу времени через единицу площади, перпендикулярной направлению на Солнце и расположенную за пределами земной атмосферы на расстоянии 1 а. е. В настоящее время значение солнечной постоянной известно с погрешностью около ±0,3%:

Q = 1366 ± 4 Вт/м2.

Произведение этой величины на площадь сферы радиусом 1 а. е. даёт полное количество энергии,

излучаемой Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т. е. его болометрическую светимость, которая равна 3,84 × 1026 Дж/с. Единица условной поверхности Солнца (1 м2) излучает

63,1 МВт.

Спектр и излучение в различных областях спектра. Химический состав

Почти всё наблюдаемое солнечное излучение (за исключением потока нейтрино, возникающих в центре Солнца) приходит из внешних слоёв Солнца, которые называются солнечной атмосферой.

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на который накладывается несколько десятков тысяч тёмных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми по имени немецкого физика Йозефа Фраунгофера, описавшего эти линии в 1814 г.

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в сине-зелёной части спектра, в области длин волн 4300 – 5000 Å. В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в коротковолновую (УФ и далее) и длинноволновую (ИК и далее) области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, показывают, что до длин волн около 2000 Å характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а

тёмные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными.

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 Å до ИК диапазона является наличие фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям излучения различных элементов в спектре разреженного светящегося газа.

Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы обусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них наблюдается излучение, исходящее от более наружных, а, следовательно, и более холодных слоев.

Характер (форма, интенсивность, ширина) линий поглощения позволяет судить о температуре на разных глубинах в атмосфере Солнца, а также об относительном числе поглощающих атомов различных химических элементов в атмосфере Солнца.

Самая сильная линия поглощения солнечного спектра находится в далекой УФ области — резонансная линия водорода Ly-α с длиной волны 1216 Å. Однако на эту длину волны приходится также самая мощная линия излучения солнечного спектра — та же линия Ly-α, но возникшая в более высоких слоях атмосферы.

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода, затем резонансные линии натрия,

линии магния, железа, титана и других элементов. Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами более 80 известных химических элементов из таблицы Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путём установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов вместе взятых, и на его долю приходится около 70% всей массы Солнца.

Следующим по распространённости элементом является гелий — около 28% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится не более 2%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10000 раз меньше, чем атомов водорода.

Термоядерные реакции

При температурах и давлениях, характерных для центра Солнца, вещество находится в состоянии высокой степени ионизации – «горячей» и плотной плазмы. Вследствие частых и сильных столкновений между частицами такой плазмы в ней возрастает вероятность взаимодействия между элементарными частицами и атомными ядрами, и происходят ядерные реакции.

При обычных столкновениях сближению одинаково заряженных частиц препятствует электростатическое отталкивание (кулоновский барьер). Именно для его преодоления частицы должны иметь очень большие энергии, т.е. температура плазмы должна быть очень высокой.

Возникающие при этом ядерные реакции называются термоядерными.

Взаимные столкновения протонов обладают наименьшим кулоновским барьером, поэтому в первую очередь в недрах звёзд возникают реакции синтеза лёгких ядер, а эволюция звёзд начинается с выгорания водорода и других наиболее лёгких химических элементов.

Вероятность распада одного из протонов (ядра атома водорода) в момент их тесного столкновения очень мала: в недрах Солнца каждый протон ежесекундно испытывает миллионы столкновений, но только одно из 1037 заканчивается его распадом и объединением с другим протоном. Однако,

благодаря огромному общему числу протонов, «выгорание» водорода оказывается эффективным в течение очень длительного времени.

Солнечные нейтрино

Кроме энергии, уносимой в процессе термоядерных реакций γ-квантами, а также непосредственно в виде кинетической энергии возникающих частиц, важную роль играет образование нейтрино, поток которых пронизывает Землю.

Нейтрино – это элементарные частицы, которые чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом.

Поэтому они свободно выходят из недр Солнца и со скоростью, очень близкой к световой,

распространяются в космическом пространстве, почти не поглощаясь веществом.

Заряд нейтрино равен нулю, спин – полуцелый, массы очень малы: для электронного нейтрино верхняя экспериментальная оценка составляет всего 2,2 эВ, верхние пределы для масс мюонного и тау-нейтрино оцениваются в 170 кэВ и 15,5 МэВ соответственно Поскольку каждый акт синтеза α-частицы вне зависимости от деталей термоядерной реакции

сопровождается излучением двух нейтрино, то Солнце ежесекундно испускает 1,8·1038 нейтрино.

45. Внутреннее строение Солнца. Акустические колебания Солнца. Строение атмосферы. Грануляция. Спикулы. Отрицательные ионы водорода в фотосфере.

Солнечный ветер. Зодиакальный свет и противосияние.

Внутреннее строение Солнца

Строение Солнца: 1 – ядро, 2 – зона лучистого равновесия, 3 – конвективная зона, 4 – фотосфера, 5 –

хромосфера, 6 – корона, 7 – пятна, 8 – грануляция, 9 – протуберанец.

Ядро. Центральная часть Солнца с радиусом около 150000 км (0,2 – 0,25 радиуса Солнца), в которой происходят термоядерные реакции, называется солнечным ядром.

Плотность вещества в ядре составляет примерно 150000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды и в

~6,6 раз выше плотности самого тяжёлого металла на Земле — иридия), а температура в центре ядра

— более 14 млн. К.

Поскольку наибольшие температуры и плотности должны быть в центральных частях Солнца,

ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходят вблизи самого центра Солнца. В ядре наряду с протон-протонной реакцией заметную роль играет углеродный цикл. В результате только протон-протонной реакции каждую секунду в энергию превращаются 4,26 млн. тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2 × 1027 тонн.

Кроме энергии, уносимой в процессе термоядерных реакций γ-квантами, а также непосредственно в виде кинетической энергии возникающих частиц, важную роль играет образование нейтрино, поток которых пронизывает Землю.

Зона лучистого равновесия. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии за счёт углеродного цикла быстро прекращается, и вплоть до расстояния 0,2–0,3 радиуса температура становиться меньше 5 млн. К, также существенно падает плотность. В результате ядерные реакции здесь практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине.

Существенно, что вместо каждого поглощенного кванта большой энергии частицы, как правило,

излучают несколько квантов меньших энергий в результате последовательных каскадных переходов.

Поэтому вместо γ-квантов возникают рентгеновские, вместо рентгеновских — УФ, которые, в свою очередь, уже в наружных слоях «дробятся» на кванты видимого и теплового излучения,

окончательно испускаемого Солнцем.

Та часть Солнца, в которой выделение энергии за счет ядерных реакций несущественно и происходит процесс переноса энергии только путём поглощения излучения и последующего переизлучения, называется зоной лучистого равновесия. Она занимает область примерно от 0,3 до

0,7 радиуса Солнца.

Конвективная зона. Выше уровня лучистого равновесия в переносе энергии начинает принимать участие само вещество. Непосредственно под наблюдаемыми внешними слоями Солнца, на

протяжении около 0,3 его радиуса, образуется конвективная зона, в которой энергия переносится конвекцией.

В конвективной зоне возникает вихревое перемешивание плазмы. По современным данным, роль конвективной зоны в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.

Строение атмосферы Солнца

Самые внешние слои Солнца (атмосферу Солнца) принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону.

Фотосфера. Фотосферой называется та часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный спектр. Таким образом, в фотосфере излучается практически вся приходящая к нам солнечная энергия. Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его «поверхности».

Толщина фотосферы, т. е. протяжённость слоёв, откуда приходит более 90% излучения в видимом диапазоне, менее 200 км, т. е. около 3 × 10–4RSun. Как показывают расчёты, при наблюдении по касательной к таким слоям их видимая толщина уменьшается в несколько раз, вследствие чего вблизи самого края солнечного диска (лимба) наиболее быстрое падение яркости происходит на протяжении менее 10–4RSun. По этой причине край Солнца кажется исключительно резким.

Концентрация частиц в фотосфере составляет 1016–1017 в 1 см³ (в обычных условиях в 1 см³ земной атмосферы содержится 2,7 × 1019 молекул). Давление в фотосфере около 0,1 атм., а температура фотосферы составляет 5000 – 7000 К. В таких условиях атомы с потенциалами ионизации в несколько вольт (Na, K, Ca) ионизуются. Остальные элементы, в том числе и водород, остаются преимущественно в нейтральном состоянии.

Отрицательные ионы водорода в фотосфере. Фотосфера — единственная на Солнце область нейтрального водорода. Однако в результате незначительной ионизации водорода и практически полной ионизации металлов в ней все же имеются свободные электроны. Эти электроны играют исключительно важную роль: соединяясь с нейтральными атомами водорода, они образуют отрицательные ионы водорода Н–.

Отрицательные ионы водорода образуются в ничтожном количестве: из 100 млн. водородных атомов в среднем только один превращается в отрицательный ион.

Ионы Н– обладают свойством необычайно сильно поглощать излучение, особенно в ИК и видимой областях спектра. Поэтому, несмотря на свою ничтожную концентрацию, отрицательные ионы водорода являются основной причиной, определяющей поглощение фотосферным веществом излучения в видимой области спектра. Связь второго электрона с атомом очень слабая, и поэтому даже фотоны ИК-диапазона могут разрушить отрицательный ион водорода.

Излучение же происходит при захвате электронов нейтральными атомами. Образующиеся при захвате фотоны и определяют свечение фотосфер Солнца и звёзд, близких к нему по температуре. Т.

о., желтоватый свет Солнца, который принято называть «белым», возникает при присоединении к атому водорода ещё одного электрона.

Сродство к электрону нейтрального атома H составляет 0,75 эВ. При присоединении к атому Н электрона (е) с энергией, большей чем 0,75 эВ, её избыток уносится электромагнитным излучением,

значительная часть которого попадает в видимый диапазон: e + H → H– + ħω.

Грануляция. Наблюдения фотосферы позволяют обнаружить её тонкую структуру, напоминающую тесно расположенные кучевые облака. Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура — грануляцией. Угловые размеры гранул в среднем составляют не более 1" дуги, что соответствует 725 км на Солнце. Каждая отдельная гранула существует в среднем 5–10 минут, после чего она распадается, а на её месте возникают новые.

Гранулы окружены темными промежутками, образующими как бы ячейки или соты. Спектральные линии в гранулах и в промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную сторону. Это означает, что в гранулах вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений составляет 1–2 км/с.

Грануляция — наблюдаемое в фотосфере проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит активное перемешивание вещества в результате подъема и опускания отдельных масс газа (элементов конвекции). Пройдя путь, примерно равный своим размерам, они как бы растворяются в окружающей среде, порождая новые неоднородности. В

наружных, более холодных слоях, размеры этих неоднородностей меньше.

Хромосфера и акустические колебания Солнца. В наружных слоях фотосферы, где плотность уменьшается до значения 3 × 10–8 г/см³, температура достигает значений ниже 4200 К. Это значение температуры оказывается минимальным для всей солнечной атмосферы. В более высоких слоях температура снова начинает возрастать. Сначала происходит медленное возрастание температуры до нескольких десятков тысяч кельвинов, сопровождающееся ионизацией водорода, а затем и гелия. Эта часть солнечной атмосферы называется хромосферой.

Причиной такого сильного разогрева самых внешних слоев солнечной атмосферы является энергия акустических (звуковых) волн, которые, возникают в фотосфере в результате движения элементов конвекции.

В самых верхних слоях конвективной зоны, непосредственно под фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Т. о., фотосфера снизу постоянно как бы «бомбардируется» конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения,

наблюдаемые в виде гранул, а сама она приходит в колебательное движение с периодом,

соответствующим частоте собственных колебаний фотосферы (около 5 минут). Эти колебания и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своей природе близкие к звуковым волнам в воздухе. При распространении вверх, т. е. в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны.

Спикулы. Протяжённость хромосферы составляет несколько тысяч км. Хромосфера имеет эмиссионный спектр, состоящий из ярких линий. Этот спектр очень похож на спектр Солнца, в

котором все линии поглощения заменены на линии излучения, а непрерывный спектр почти отсутствует. Однако в спектре хромосферы линии ионизованных элементов сильнее, чем в спектре фотосферы. В частности, в спектре хромосферы очень сильны линии гелия, в то время как в фраунгоферовом спектре они практически не видны. Эти особенности спектра подтверждают рост температуры в хромосфере.

При изучении изображений хромосферы прежде всего обращает на себя внимание её неоднородная структура, значительно резче выраженная, чем грануляция в фотосфере.

Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называются спикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч км, а толщина — около 1000 км. Со скоростями в несколько десятков км/с спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней.

Через спикулы происходит обмен вещества хромосферы с вышележащей короной. На Солнце одновременно существуют сотни тысяч спикул.

Спикулы в свою очередь образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой,

порожденную волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы.

Хромосферная сетка лучше всего видна на изображениях в сильных линиях в далёкой УФ области спектра, например, в резонансной линии 304 Å ионизированного гелия. Хромосферная сетка состоит из отдельных ячеек размером от 30 до 60 тыс. км.

Корона. В верхних слоях хромосферы, где плотность газа составляет всего 10–15 г/см³, происходит еще одно необычайно резкое увеличение температуры, примерно до миллиона кельвинов. Здесь начинается самая внешняя и наиболее разреженная часть атмосферы Солнца, называемая солнечной короной.

Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы, и не превышает яркости Луны в полнолуние. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полной фазы солнечных затмений, а вне затмений — с помощью специальных телескопов (коронографов), в которых устраивается искусственное затмение Солнца.

Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Об этом можно судить, сопоставляя её изображения, полученные во время различных затмений.

Наиболее яркую часть короны, удалённую от лимба не более, чем на 0,2–0,3 радиуса Солнца,

принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяженную часть, — внешней короной.

Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают различной длины вплоть до десятка и более солнечных радиусов. У основания лучи обычно утолщаются, некоторые из них изгибаются в сторону соседних.

Спектр короны обладает рядом важных особенностей. Основой его является слабый непрерывный фон с распределением энергии, повторяющим распределение энергии в непрерывном спектре Солнца. На фоне этого непрерывного спектра во внутренней короне наблюдаются яркие эмиссионные линии, интенсивность которых уменьшается по мере удаления от Солнца.

Большинство из этих линий не удается получить в лабораторных спектрах.

Во внешней короне наблюдаются фраунгоферовы линии солнечного спектра, отличающиеся от фотосферных относительно большей остаточной интенсивностью.

Излучение короны поляризовано, причем на расстоянии около 0,5RSun от края Солнца поляризация увеличивается примерно до 50%, а на больших расстояниях — снова уменьшается.

Излучение короны является рассеянным светом фотосферы, а поляризованность этого излучения позволяет установить природу частиц, на которых происходит рассеяние – это свободные электроны.

Появление этих свободных электронов может быть вызвано только ионизацией вещества. Однако в целом ионизованный газ (плазма) должен быть нейтрален. Следовательно, концентрация ионов в короне также должна соответствовать концентрации электронов.

Эмиссионные линии солнечной короны принадлежат обычным химическим элементам, но находящимся в очень высоких стадиях ионизации. Наиболее интенсивная — зеленая корональная линия с длиной волны 5303 Å — испускается ионом Fe XIV, т. е. атомом железа, лишенным 13

электронов. Другая интенсивная — красная корональная линия (6374 Å) — принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа Fe X. Остальные эмиссионные линии отождествлены с ионами

Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Са XII, Са XV, Ar X и др. Таким образом, солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона кельвинов.

Зодиакальный свет и противосияние

Свечение, аналогичное «ложной короне», можно наблюдать и на больших расстояниях от Солнца в виде зодиакального света.

Зодиакальный свет наблюдается в тёмные безлунные ночи весной и осенью в южных широтах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. В это время эклиптика высоко поднимается над горизонтом, и становится заметной проходящая вдоль неё светлая полоса. По мере приближения к Солнцу, находящемуся под горизонтом, свечение усиливается, а полоса расширяется,

образуя треугольник. Яркость его постепенно падает с увеличением расстояния от Солнца.

В области неба, противоположной Солнцу, яркость зодиакального света слегка возрастает, образуя эллиптическое туманное пятно диаметром около 10º, которое называется противосиянием.

Противосияние обусловлено отражением солнечного света от космической пыли.