И здателъство
/ нострп нноЬ литературы
*
ERGEBNISSE UND PROBLEME DER SONNENFORSCHUNG
von
Ur. M. WALDMEIER Dczent fUr ABtrophysik an der Eidgen. Techn. Hochschule Zurich und Leiter des Sonnen-Obeervatoriums Arosa der Eidgen. Stemwarte Zurich
1941
*	М. ВАЛЬДМАЙЕР
РЕЗУЛЬТАТЫ И ПРОБЛЕМЫ ИССЛЕДОВАНИЯ СОЛНЦА
Перевод с немецкого
II. Б. ЕГОРОВоП
ИЗДАТЕЛЬСТВО
ИНОСТРАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
Москва
ПРЕДИСЛОВИЕ
Монография Вальдманера «Результаты и проблемы исследования Солнца» является самой современной н существующей иностранной астрономической литературе. Это обстоятельство весьма существенно, так как развитие наших знаний о природе. Солнца происходит весьма быстро. По разнообразию рассматриваемого материала (от внутреннего строения Солнца до проблем солнечной короны) она далеко превосходит более старые работы, посвященные Солнцу (например, Лбетти). Автор сам является крупнейшим исследователем в области физики солнечной атмосферы. Это неизбежно наложило отпечаток на «композицию» книги: изложение проблем, которыми занимался сам Вальдмайер (солнечные извержения, протуберанцы, внезатменные наблюдения короны) отличается особенной полнотой. Мы считаем это достоинством монографии, так как указанные выше проблемы представляются одними из наиболее актуальных в современной астрофизике.
Не приходится доказывать всю огромную важность солнечных исследований для современной науки. Помимо большого теоретического значения, эти исследования представляют также выдающийся практический интерес, так как целый ряд геофизических процессов обусловлен различными явлениями на Солнце.
В этой связи уместно заметить, что проблема «Солнце — Земля» не нашла в монографии Вальдмайера достаточно полного освещения. Однако для советского читателя это не представляет никаких неудобств, потому что данному вопросу посвящена недавно вышедшая книга советских исследователей Эпгенсона, Рубашова, Гвевышева и Оля «Солнечная активность и ее земные проявления» (Гостехиздат, 1948).
Русские ученые в дореволюционное время, и особенно советские ученые, обогатили науку о Солнце целым рядом выдающихся исследований. Работы академика Белопольского по вращению Солнца и собственным движениям пятен, Гапского-по грануляции и изменчивости формы короны, Перепелкина, Мельникова, Вязанинына — по спектрофотометрии хромосферы и протуберанцев являются фундаментальными. В настоящей монографии, эти работы, к сожалению, освещены недостаточно подробно. За 8 лет, протекших с момента выхода данной книги, прогресс в той области астрофизики, которой она посвящена, был настолько велик, что в некоторые из ее разделов, естественно, не могли войти новые результаты, полученные за этот промежуток времени.
6
ПРЕДИСЛОВИЕ
Это особенно относится к физике солнечной короны. После отождествления корональных линий наши представления о природе короны — самой внешней части солнечной атмосферы — подверглись коренном} пересмотру. Здесь значительная роль принадлежала и принадлежит советским ученым. Совсем недавно удалось выяснить природу так называемой «фраунгоферовой» составляющей свечения короны.
Кстати заметим, что в советской астрофизической литературе есть несколько новых обзоров, посвященных новейшим достижениям физики Солнца. Кроме того, следует отметить недавно вышедший в Издательстве иностранной литературы «Астрофизический сборник», содержащий значительное число важных оригинальных исследований, а также статью проф. Э. Р. Мус-теля в книге Унзольда «Физика звездных атмосфер» (Издательство иностранной литературы, 1949).
Предлагаемая монография будет весьма полезна для студентов старших курсов университетов, специализирующихся по астрономии, аспирантов и широкого круга научных работников — астрономов, геофизиков и физиков, занимающихся и интересующихся солнечными исследованиями.
И. Шкловский.
Глава первая
ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА
Солнце притягивает Землю и посылает ей свое излучение. По гравитационному воздействию мы можем судить только о массе Солнца. За всеми остальными сведеииями о природе Солнца мы должны обращаться к исследованию солнечного излучения. Излучение Солнца состоит главным образом из электромагнитных волн (свет) и лишь небольшая его часть представляет собой корпусу лярное излучение.
1.	Яркость и колебания яркости. Показатель цвета. Точному фотометрированию Солнца препятствует то, что его яркость слишком сильно отличается от яркости тех источников света, которые мы с ним сравниваем. В настоящее время яркость Солнца, так же как и яркость неподвижных звезд, выражают в звездных величинах Ч. В табл. 1 приведены наиболее надежные результаты определения звездной величины Солнца. Эти величины получены различными способами, поэтому можно считать, что они достаточно хорошо согласуются друг с другом. За последнее время яркость Солнца, к сожалению, больше не определялась Наиболее вероятными значениями следует считать: для визуальной яркости — 26,72”, а для фотографической — 25,93”. С помощью известного соотношения
М — т — 51g с?
можно по видимой величине т и расстоянию d = 4,85-КГ® парсек вычислить абсолютную величину М. Для Солнца Л/vis = 4,85, Л/phot =5,64. Показатель цвета С = Л/рЬ01 — Л/У[8= 4-0,79. Спектр Солнца представляет собой типичный спектр класса GO *; яркости и показателю цвета С Солнца на диаграмме Герцшпрунга — Рессе-ла [1] также соответствует область звезд dGO. Однако, согласно диаграмме Герцшпрунга—Рессела, звезды dGO имеют в среднем
Если две звезды излучают с интенсивностями 7, и 1г, то их звездные величины т1 и тг определяются соотношением — т., —2, 51g (7,//г)-Таким образом, отношению интенсивностей 1 : 100 соответствует разница на 5 звездных величин. Нуль-пункт шкалы звездных величин выбран так, чтобы в среднем величины звезд совпадали с теми, которые приписывались им до введения точного соотношения, определяющего звездную величину: наиболее яркие из неподвижных звезд имеют т = 1, а для слабейших звезд, видимых невооруженным глазом, т R.
* В настоящее время спектр Солнца относится к типу G4. (Прим. иерее.)
8
ГЛАВА I. ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА
J/Vis= 4,60 и С = 4-0,60. Таким образом, Солнце оказывается несколько менее ярким и несколько более красным, чем нормальные звезды dGO.
Таблица 1
ВИДИМАЯ ЯРКОСТЬ СОЛНЦА (ГАРВАРДСКАЯ СИСТЕМА)
Наблюдатель	Год	Способ	
Цольнер [88] . .	1865	Визуально	-26,66
Фабри [89]		1903	»	—26,80
Гор 190]		1903		—26,50
Пиккерипг [91] . . .	1908	»	26,83
Цераский [92] . . .	1911	>	26,60
Бирк [93]		1909	Фотографически	—26,12
Кинг [94]		1912		25.83
Герцшпрунг [2] и Рехт [3] исследовали показатели цвета малых планет и нашли значения порядка 0,80 и 0,79, что подтвердило большую величину С для Солнца. Для окончательного выяснения положения Солнца на диаграмме Герцшпрунга — Рессела необходимы новые определения визуально!! и фотографической яркостей Солпца. Вид солнечного спектра меняется с расстоянием £> наблюдаемого участка диска оте) о центра. Центр дает, согласно Моргану и Кинану [4], спектр типа G1; при sin# = 0,75 имеет место спектр G4, при sin Я = 0,945 — G9p, а при sin» = 0,985 — КОр.
Для исследования случайных колебаний яркости Солнца особенно удобно пользоваться планетами; чтобы исключить влияние изменения условий видимости, следует одновременно измерять яркость какой-либо подходящей звезды, расположенной по соседству с наблюдаемой плапетой. Измерения следует редуцировать к одинаковым расстояниям планета — Солнце и планета — Земля и к одному и тому же углу фазы; альбедо можно считать постоянным. Так как предполагаемые колебания, невидимому, очень малы, то для этой цели можно пользоваться лишь электрофотометрическими методами. Подобные измерения производили Гутник и Прагер [5] на Юпитере и Сатурне, Стеббинс [6] на спутниках Юпитера, Стеббинс и Якобсов [7] на Уране. Все они пришли к одному и тому же результату: если вообще колебания яркости Солнца существуют, то они, во всяком случае, меньше 1% [8], что находится в резком противоречии с наличием сильных колебаний в ультрафиолетовом излучении. К этому обстоятельству мы вернемся позже. Беккер [9] обратил внимание на долгопериодические колебания в яркостях планет. Однако эти колебания нельзя связать однозначным образом ни с солнечной активностью, ни с солнечной постоянной, ни с колебаниями Яркостей других планет; поэтому следует считать, что они вызываются какой-либо другой причиной.
2. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ
9
2.	Распределение энергии в спектре Солнца. С помощью целостата солнечный свет направляется в спектрограф; изображения Солнца нам при этом не нужно, поскольку речь идет об исследовании полного излучения Солнца, а не излучения какого-либо отдельного участка на его диске. В фокальной плоскости спектро графа, за второй щелью, помещается болометр, связанный с чувствительным гальванометром. Щель, коллиматор, объектив и болометр устанавливаются неподвижно, а перемещение спектра
относительно второй щели достигается вращением призмы, которая жестко связана с зеркалом по способу, указанному Уадс-вортом [10], так, что лучи, попадающие на болометр, проходят через призм} под углом наименьшего отклонения. Измеренные
по отклонению гальванометра значения энергии следует исправить:
а) за потери на зеркале целостата и при прохождении через спектрограф; величин} этой поправки можно подсчитать в лаборатории раз навсегда; б) за потери при прохождении через земную атмосферу Вторая поправка (экстинкция) подсчитывается (см рис. 1) по формуле
dl\ — — Ik (к) ds —— 1 к (X) sec z dh. (1.1)
Рис- 1. Поглощение в земной атмосфере.
Если считать, что атмосфера однородна 11 и имеет эквивалентную высоту Н, то после интегрирования будем иметь:
/x(z) = Zoe-MX)Hsecr
Здесь 1\ означает измеренную интенсивность излучения с длиной волны X, 10 - интенсивность за пределами земной атмосферы, к(к) — коэфициент экстинкции и z — зенитное расстояние Солнца. Измерив дважды: при зенитных расстояниях z^h z<2\ получим.
\nI(l) = lnI„ — k(k)HseczW,
In /<2) = In /и — к (X) И sec z<2).
(1.3)
Умножив верхнее равенство на secz<2\ а нижнее на secz<1> и вычтя из верхнего нижнее, мы исключим к( к)Н, после чего будем иметь:
In/(1>8есз<г> — InZ^secz^ . z	/4 /\
-----------ш-----------------= In Io.	(1-4)
sec z'*1 — sec z'1' Ч * * *
Ч Мы считаем плотность атмосферы ностоянпой и равной действительной
плотности земной атмосферы на уровне моря. Эквивалентная высота — это
та высота, которую должна иметь такая однородная атмосфера, если ее дав-
ление па уровне моря совпадает с давлением реальной атмосферы. Н = 8 хм.
10
ГЛАВА I. ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА
В действительности измерения производят, конечно, не для двух, а для многих зенитных расстояний (при этом не следует выбирать слишком большие зенитные расстояния, так как для них равенство (1.2) уже несправедливо вследствие кривизны атмосферы) и строят график In Л(з) как функции вес z; при этом получается ирямая, экстраполяция которой до sec z = 0 дает интенсивность Zo излучения за пределами земной атмосферы. Определив таким способом Zo для достаточно большого количества длин волн, распределеп-
ных по всему спектру, мы сможем получить кривую распределения энергии в спектре Солнца.
Измерения распределения энергии в спектре Солпца производили Ланглей [11], Аббот, Элдрич и Фауле [12], Мюллер [13],
Рис. 2. Распределение энергии в спектре Солнца.
Вильзинг [14], Розенберг [15] и Линд-блад [16]. Па рис. 2 представлены результаты технически наиболее совершенных и захватывающих наибольшую область спектра измерении Аббота и Вильзинга (исправленных по Мульдерсу), а также планковские кривые для температур 5000°, 6000°и 7000°. Кривая распределения опор-
гии в спектре суммарного излучения Солп-
ца лежит несколько
ниже, а кривая для центра—несколько выше, нежели теоретическая кривая для температуры 6000°. В длинноволновой области план-ковская функция очень хорошо представляет распределение энергии в спектре, но в коротковолновой области кривые удаляются друг от друга Поэтому новейшие исследования направлены главным образом на изучение коротковолнового излучения. Фабри и Бюиссон [17] занимались областью 3940—2922 А, а Пласкетт -участком 4000—6687 А. Эти авторы пришли к выводу, что в исследованных ими областях наблюдаемое распределение энергии хорошо согласуется с распределением, предписываемым теорией абсолютно черному телу. Петтит производил измерения для 2920—7000 А; он указал, что при длинах волн, меньших чем 4000 А, кривая, получеппая из наблюдений, лежит под планковской кривой, что, впрочем, следовало и из более старых смитсонианскпх наблюдений (рис. 2). С приближением к полосе поглощения озона кривая распределения энергии резко спадает; согласно Фабри и Бюиссопу [17], луч, направленный по вертикали, в рез\льтате
а. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ Б СПЕКТРЕ	Ц
прохождения через атмосферу ослабевает при 3940 д вдвое, а при 2922 А в отношении 1/70000!
Картина распределения энергии в непрерывном спектре Солнца, * которую мы наблюдаем, вообще сильно искажена поглощением в атмосферах Солнца и Земли. В красной и инфракрасной областях лежат интенсивные полосы поглощения О2, Н2О и СО,, которые, однако, довольно безобидны, так как здесь между отдельными полосами расположены свободные от поглощения участки, доступные спектрофотометрическим измерениям. Кроме того, существуют таблицы Фауле [20], по которым можно найти полное поглощение водяными парами, если известно поглощение (измеренное) в одной полосе. Хуже обстоит дело с солнечными линиями поглощения, плотность которых сильно увеличивается по направлению к фиолетовому концу спектра. Мульдерс [21] пытался оцепить влияние линий поглощения на распределение энергии в спектре. Для этого нужно было определить полное поглощение в каждой липпи, что он сделал при помощи калибровки [22] роулэндовской шкалы интенсивности. Это дало возможность путем простого подсчета липни найти полное поглощение для любой спектральной области. Оказалось, что совокупное действие фрауп-гоферовых линий ослабляет энергию солнечного излучения на 8,3%. Однако, как видно из табл. 2, для различных областей спектра доля энергии, поглощаемой в линиях, различна. Кривые распределения энергии Аббота и Вильзинга лежат па /а% пиже истинной. Мы видим, что для длинных волп поправки невелики, но при Х<А000 А достигают значительной величины. Этим, по крайней мере отчасти, объясняется отмеченное Петтитом падение интенсивности около Х4000А.
Таблица 2
ПОПРАВК1ПК РАСПРЕДЕЛЕНИЮ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ ЗА ПОГЛОЩЕНИ1 В ЛИНИЯХ (ПО МУЛЬДЕРСУ)
X	%	X	1		ГА	х	'л
3100	24	4100	22	5100	9	6100	2.4
3300	24	4300	22	5300	8	6400	2,0
3500	24,5	4500	12	5500	8	6700	1,6
3700	35	4700	11	5700	4	7000	1.1
3900	40	4900	10	5900	2.2	7200	0,6
						8200	1 2
					1	9500	1.5
На рис. 2около кривой распределения энергии в спектре центра солнечного диска косая штриховка указывает па количество энергии, поглощаемое в фраупгоферовых линиях. Нетрудно видеть, насколько значительны искажения, вносимые фраунгоферовыми
12	2. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ
линиями. Если внести поправку за эти искажения, то 1. щемо» распределение приблизится к планковскому.
В табл. 3 приведены интенсивности истинного, т е. исправленного за фрауыгоферовы линии спектра за пределами земной атмосферы, считающиеся в настоящее время наиболее правильными. Их получил Мульдерс из измерении Фабри, Аббота и Пласкетта.
Таблица 3
ИСТИННОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ ЦЕНТРА СОЛНЦА
л	Интенсивность 10м ара/см1 сек	А	Интенсивность 10** арг/с.«*е к	X А	Интенсивность 10’* эрг/см'сек
3000	1,70	6000	3,31	10000	1,17
3500	2,90	6200	3,16	11 000	0.97
4000	4,40	6400	3,00	12 000	0,82
4200	4,60	6600	2,85	13 000	0,68
4400	4,61	6800	2,71	14000	0,55
4600	4,52	7000	2,56	15 000	0,46
4800	4,35	Z500	2.20	16 000	0.40
5000	4,16	8000	1,90	17000	0,35
5200	3.98	8500	1,67	18000	0,30
5400	3,80	9000	1,43	19 000	0,26
5600	3,63	9500	1,28	20 000	0,22
5800	3,47			21000 22000 23000	0,16 0,12 0,10
3.	Границы солнечного спектра. Дальность проникновения в инфракрасную область зависит от свойств приемника излучения. Фотографически можно дойти до 13000 А (1,3 р); дальше фотографирование невозможно, так как пластинки очень быстро покрываются вуалью благодаря излучению в соседних частотах. По способу Сдерни [23] можно достичь Юр; изображение спектра получается при этом па металлической ленте, покрытой па обратной стороне однородным слоем легко испаряющегося вещества. На тех местах, куда падает излучение, это вещество улетучивается. Полученный «рельефный спектр» сразу же после экспозиции соответственно освещается и фотографируется. Дальше всего в инфракрасную область проникает болометр. Ланглею [24] удалось дойти до 3,8 р. Позднейшие исследования отодвигали эту границу все дальше; Рубенс и Шварцшильд [25] изучили спектр Солнца до 600 р; однако в области 100—600 р нс удалось обнаружить никакого излучения, так же как и при 51 р, 24 р, 20 р.. Длинноволновая часть инфракрасной области, невидимому, отсутствует, главным образом благодаря интенсивному поглощению парами
3. ГРАНИЦЫ СОЛНЕЧНОГО СПЕКТРА	13
Н2О и ' ' Вообще излучение Солнца удалось проследить с уверенно» примерно до 14р[26].
С ультрафиолетовой стороны спектр резко срезается полосам!-поглощения озона. Фабри и Бюиссов [27] наблюдали спектр С !нца до 2885 А; Готц [28] в Арозе, на высоте 1300 м над уровнем м Ря, достиг при 3-часовоп экспозиции длины волны 2863 А; Р -енер [29] па высоте 29,3 км при 10-минутной экспозиции не ин 1учил ничего дальше 2875 А. Киппенхейер [30], работавший па ,< ловине Юнгфрау (3457 м) с фотоэлементом, дошел до 2845 А. У же давно известно, что, начиная с 2400 А, озоновое поглощение б . ‘Тро уменьшается по направлению к коротким волнам и около BzJO А заменяется кислородным поглощением. Совместное действие этих поглотителей имеет около 2100 А минимум; поэтому Luoro раз пытались обнаружить в этом просвете солнечное излу-• еиие. Мейер, Шейн и Штоль [31] полагали, что они доказали его существование. Опи работали в Арозе, па седловине Юнгфрау, с фотоэлементом. Однако Киппенхейер [32], повторявший их измерения с улучшенной аппаратурой, не нашел между 2845 и 2000 А никаких следов солнечного излучения; то, что Мейер, Шейн и Штоль приняли за искомое излучение было, невидимому, к: ссеянпым светом, проникшим из области 3000 А.
Если считать, что Солнце представляет собой абсолютно черное тело с эффективной температурой 6000°, и пользоваться коэфи-иентами поглощения для О2 и О3, полученными в лаборатории, io можно подсчитать, что на высоте 3500 м в кислородно-озоновый т । освет должно проникать 103 квантов на 1 с.м2 в 1 сек. Однако Применявшаяся до сих пор аппаратура не позволяла зарегистрировать интенсивности, меньшие чем 10° квантов на 1 смг в 1 сек., • ак что это излучение могло бы быть обнаружено только в том дучае, если бы оно было в 103 раз интенсивнее, чем ожидаемое теоретически. Поэтому Киппенхейер усилил недавно чувствительность своего фотоэлемента и ему удалось зарегистрировать искомое из 1учепие, обладающее интенсивностью Ю3—Ю4 квант/с-и® сек. Эти результаты требуют проверки, так как интенсивность найденного излучения сильно колебалась и мало зависела от зенитного расстояния; и то и другое трудно объяснимо.
Большой интерес возбуждает в настоящее время область солнечного спектра, расположенная за 2000 а; здесь световые кванты обладают уже настолько большой энергией, что могут понизиро-• ать элементы, входящие в состав земной атмосферы. По степени ионизации высоких слоев атмосферы можно оцепить интенсивность коротковолнового излучения Солпца. Получаются величины, которые в 10® раз больше, чем интенсивности спектра абсолютно Черного тела при (5000° в соответствующих участках. Ниже мы придем к тому же результату из совершенно других соображений. Согласно Вальдмаперу [33], это коротковолновое излучение не принадлежит континууму, оно испускается, главным образом, в эмиссионных линиях хромосферы
16
ГЛАВА I. ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА
4.	Солнечная постоянная. В качестве меры суммарного излучения Солнца Пуйе ввел в 1837 г. солнечную постоянную. Так называется полная энергия излучения (проинтегрированная по всем длинам волн и по всему диску Солнца), падающая за 1 мин. на площадку в 1 см2, помещенную на среднем расстоянии Земля — Солнце, перпендикулярно к солнечным лучам; обычно эта энергия измеряется в малых калориях. Трудность измерения солнечной постоянной заключается в том, что излучение Солнца, перед тем как подвергнуться измерению, проходит через земную атмосферу и изменяется вследствие этого и качественно и количественно. Выражение (1.4) дает способ для измерения экстинкции в случае монохроматического излучения. Для полного излучения этот путь не приводит к цели, так как в этом случае К уже не постоянная величина, а функция 1 (z) изображается кривой, благодаря чему экстраполяция к sec z = Остановится очень неточной. Если £(Х)— относительное распределение энергии в спектре Солнца (за пределами земной атмосферы), то абсолютное распределение СЕ(Х) отличается от него только на постоянную С, не зависящую от длины волны. Пусть доля -Е(Х) lyjlo излучения £(Х) достигает земной поверхности, тогда полное излучение, измеряемое на поверхности Земли, составит:
JC£(X)/x/ZXo.dX,	(1.5)
о
а излучение за пределами земной атмосферы:
5= J CEt^d-k.	(1.6)
о
Отсюда следует:
j EWdX
S^S'^------------ ~S'A.	(1.7)
J E (X) 22 d\ о
Множитель А, учитывающий вкстинкцию, вычисляется путем численного интегрирования, так как величины -Е(А) и можно, согласно разделу 2, считать известными. Мы видим, таким образом, что определение солнечной постоянной распадается на три задачи: исследование относительного распределения энергии в спектре Солнца, определение монохроматической экстинкции и измерение полного излучения S'. О том, как решаются первые две задачи, мы уже говорили в разделе 2. Третья не менее трудна, однако здесь речь идет уже об абсолютных измерениях. Удовлетворительные способы измерения полного излучения были пред
4. СОЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯННАЯ
Та
ложены впервые Ангстремом [34] и Ланглеем [35]. Дальнейшее развитие этих методов, начиная с 1903 г., тесно связано с работами Смитсопианского института (Аббот). Там было создано несколько типов приборов для измерения солнечного излучения [36]; самым удачным из них был пиргелиометр с обтеканием. Оп состоит из длинного цилиндрического калориметра, примыкающею к полости. Диафрагмы по возможности препятствуют попаданию на приемник рассеянного света неба. Приемник находится на нижнем конце цилиндра и поглощает все попадающие на него лучи, одновременно он служит крышкой сосуда, через который протекает с постоянной скоростью вода. Поглощаемая энергия превращается в тепло и передается воде. Поэтому температура воды, вытекающей из прибора, на Az° выше, чем температура втекающей. Если количество воды, протекающей в минуту, составляет т(г), a F — площадь (в см2) приемника, то
S'F = mA/.	(1.8)
Однако из этого соотношения мы не можем получить достаточно правильного значения S', так как очень трудно учесть потери тепла в калориметре. Поэтому в приемник лучей вмонтирована электрическая спираль; ток, проходящий по ней, регулируется так, чтобы получить ту же самую разность температур А/, какая получилась при нагревании солнечными лучами. S' определяется затем из соотношения
S'F = 0,239 iV 60,	(1.9)
где напряжение V следует брать в вольтах, а силу тока i в амперах.
Раньше при измерении солнечной постоянной всегда возникали большие затруднения в связи с определением поправки за рассеянный свет неба, попадающий из области, непосредственно примыкающей к диску Солнца. Однако исследования Лио [37] показали, что на больших высотах и при достаточно чистом воздухе влияние рассеянного света весьма незначительно, и при современной точности измерений излучения его можно не учитывать. Поэтому Аббот, который предложил вместо диафрагм пользоваться кварцевой линзой, сделал в этом смысле шаг назад, ибо линза породит больше рассеянного света, чем вся атмосфера целиком!
Для того чтобы получить окончательное значение солнечной постоянной, следует учесть ультрафиолетовый и инфракрасный концы спектра, начисто срезаемые земной атмосферой. При этом предполагают, что распределение энергии в этих областях спектра дается планковской кривой, соответствующей температуре Солнца. Аббот [39] и его сотрудники считали, что поправка для ультрафиолетового конца составляет 3,44%, а для инфракрасного — 2,0%.
О более старых измерениях мы говорить не будем, так как они имеют лишь историческое значение. Результаты новейших изме
16
ГЛАВА I. ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА
рений приведены в табл. 4. На основании данных табл. 4 можно принять в качестве наивероятнейшего значения £ = 1,940.
Таблица 4
ЗНАЧЕ II И Я С О Л НЕ Ч НОЙ ПОСТОЯННОЙ кал/слс* мин
Ланглей [41] Аббот [42]	...	1,92
Дор но [43]................. 1,927
Вплзинг [44]................ 1,923
Аббот [45].	1902—1912	г	.	.	1.933
Аббот [46].	1912—1920	г.	.	.	.	1,946
Аббот [47].	1922-1930	г.	.	.	.	1,938
Однако новые измерения Аббота и Элдрича [48], проделанные на ди-ференциально работающем водяном пиргелиометре (с обтеканием), показали, что вышеприведенные значения, относящиеся к смит-сониапской шкале 1913 г., завышены примерно на 2,5%. В настоящее время наиболее вероятным значением солнечной постоянной считается
5 — 1.90 кал/смг мин.
5.	Колебания солнечной постоянной. В то время как абсолютное значение солнечной постоянной может содержать ошибку, достигающую 1 %, относительные измерения значительно точнее: мы
можем регистрировать колебания, меньшие 1%. Такие колебания наблюдались уже давно [49], [50], [51]. В нас-'ящее время очевидно, что они лишь отчасти вызваны погрешностями измерений, однако еще неизвестно, какую долю этих колебаний следует отнести за счет истинных изменений в солнечном излучении и какую — за счет изменений в земной атмосфере.Наиболее старые измерения, выполненные на Маунт Вилсон, указывают на параллельный ход солнечной постоянной и солнечной активности (рис. 3). Результаты, представленные на рисунке, взяты из Selected Руг-hcliometry, т. е. использованы лишь то измерения, которые были выполнены в примерно одинаковых внешних условиях (время года, высота Солнца, содержание водяных паров и т. д.). Ангстрем [52] нашел для измерений периода 1905—1917 гт., что между солнечной постоянной и относительными числами пятеп существует корреляция с коэфициентом г =-f-O,627 ±0.124 и что связь
5. КОЛЕБАНИЯ СОЛНЕЧНОЙ ПОСТОЯННОЙ
17
ме?кду этими величинами можно представить соотношением = 1,903 4- 0,011]/R	0,0006-7? (SK—солнечная постоян-
ная, R — относительное число). Однако за период 1920—1930 гг. (рис. 4) не было обнаружено никакой связи между изменениями солнечной постоянной и солнечной активностью. Бернхеймер [53] нашел как отрицательные, так и положительные коэфициенты корреляции, что указывало на отсутствие такой связи, а по вычислениям Баура [54] для 1918—1929 гг. г = + 0,19 + 0,08, г. е. практически не было никакой корреляции между колебаниями солнечной постоянной и солнечной деятельностью, измеряемой относительным числом пятен. Против такой зависимости говорит также и то, что в те моменты, когда величина SK имеет очень малое значение, относительные числа часто бывают очень большими [55]. За последние годы выясняется все отчетливее, что колебания
I9Z0 1921	1922	'92.1 WZ9	'926	1927 ПЛ 192Э >SZO
Ри 4. Ход изменения солнечной постоянной и пятнообразовательной деятельности в 1920—1930 гг
солнечной постоянной происходят ни параллельно, ни антипараллельно изменению солнечной активности [56]. С другой стороны, наблюдаемые колебания, по крайней мере отчасти, имеют атмосферное происхождение. Уже в 1914 г. Экерслей и Кнокс-Шоу [57] пытались установить связь между БК и коэфициентом про зрачности атмосферы. То же самое делали позднее Биско [58], Калитин [59], Степц [60], Гранквист [61] и Бернхеймер [62]. Два последних автора пользовались материалами обсерватории Маунт Вилсон. Для коэфициента корреляции между SK и коэфициентом прозрачности в период 1905—1920 гг. (средние за месяц) Бернхеймер нашел значение г = - 0,359 ± 0,069. Оказалось, что с увеличением прозрачности атмосферы солнечная постоянная уменьшается; это послужило первым доказательством того, что, по крайней мере отчасти, наблюдаемые колебания имеют атмосферное происхождение. Еще более наглядным доказательством послужила работа Марвина [63], проследившего на материалах обсерваторий Маунт Вилсон (1905—1920 гг.), Калама и Монтезума (1919—1924 гг.), за годичным ходом средних месячных значений SK (рис. 5). Исследования на более новых материалах подтвердили годичный период, однако ход изменения SK в течение
- Вальпмайер
«8
ГЛАВА 1. ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦ'
1924 -1930 гг. бы I противоположным тому , который имел место в 1919—1924 гг., а материал 1930—1934 гг. вновь указывает на ход, изображенный на рис. 5.
Кроме того, происходят ежедневные колебания солнечной постоянной. В результатах более старых измерений они выражены очень резко; с развитием техники измерений они делаются все менее заметными. Среднее отклонение суточных значений от среднего годового составляло в 1912 г. 2,2%; с тех пор, постепенно уменьшаясь, оно дошло до 0,4% [70]. Это указывает на то, что суточные колебания SK в действительности очень малы. Другу ю возможность проверки реальности кратковременных колебаний дают одновременные измерения SK на станциях, далеко отстоящих друг от друга. При этом действительно получаются коэфициенты
Рис. 5 Годичный ход солнечной постоянной по измерениям, выполненным в Калама и на горе Монтезума (1919—1924 гг.).
корреляции, иногда очень значительные (табл. 5). Однако с улуч шением методики измерений корреляция уменьшается. Более новые измерения на обсерватории Монтезума и на Столовой горе [71] (с 1925 г.) показали параллельный ход.как суточных значений, так и средних месячных. Все же не следует забывать, что в атмосфере бывают возмущения, простирающиеся над большими частями земной поверхности и могущие одновременно повлиять на результаты двух станций. Поэтому следует приветствовать
Таблица 5
КОРРЕЛЯЦИЯ МЕЖДУ ЗНАЧЕНИЯМИ СОЛНЕЧНОЙ ПОСТОЯННОЙ ПОЛУЧАЕМЫМИ НА ДАЛЕКО ОТСТОЯЩИХ СТАНЦИЯХ
Автор	Год	Станция	Коэфициен г корреляции
Крон [66] . . Аббот [67] . . . Бернхеймер [68] . Кимбал [69] . .	1911-1912 1918-1920 1921 1920- 1922 1922—1923 1923—1924	Маунт Вилсон ьассу р Маунт Вилсон Калама Монтезуме Харква Хала То же » » А »	+0,508 ±0,071 -г0.491 ±0,050 ±0,294 ±0,083 ±0,341 х 0,060 ±0,18 ±0,063 ±0,17 ±0,043
6 КОЛЕБАНИЯ УЛЬТРАФИОЛЕТОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ
19
тот факт, что к американским станциям прибавилась еще одна, на горе Брукка-рос в Южной Африке. На рис. 6 представлен ход средних месячных значений на Монтезуме, Столовой горе и горе Брук-карос. Две американские станнин дали очень схожие результаты; числа, полученные на африканской станции, в основном согласуются с американскими, но иногда дают заметные отклонения. Все же мы можем утверждать, что если изображенные на рисунке колебания средних месячных значений SK, полученные на двух далеко отстоящих друг от друга станциях, примерно одинаковы, то мы не имеем никаких основании сомневаться в реальности этих колебаний.
Установив существование колебании SK, мы, естественно, приходим к вопросу о том, происходят ли эти колебания по какому-либо определенному закону , или являются чисто случайными. Аббот [72] исследовал колебания SK с новым нерио-дометром [73], причем выявился период в 11 месяцев, а не 12-месячный, как получилось у Марвина. Это вызвало новый вопрос: связан ли этот период с влиянием времен года, или же здесь мы имеем дело с колебаниями, происходящими за пределами земной атмосферы? Наряду с этим Бонд [741 и Аббот [75] нашли еще семь периодов, равных 7, 8, 11, 25, 45 и 68 месяцам. Излишне говорить, что эти периоды не имеют никакого физического смысла и неудивительно, что предсказания Аббота [76] по поводу хода SK на 1933—1934 гг., сделанные на основании этих периодов, ’•казались совершенно неверными.
6.	Колебания ультрафиолетового излучения. Аббот [77] провел тщательное исследование сильных колебаний в солнечной постоянной, имевших место в 1922 г. (Рис. 4), и обнаружил, что они произошли 8а счет излучения с Х<5000 А; в более Длинных волнах никаких изменений не происходило. Поэтому возникла мысль, что энергия излучения, измеряемая только
НОННМОШЗОи tiDNhdWQQ
Рис. 6. Параллельным ход средних месячных значений солнечной по стояиной, полученных па трех далеко итстоппадк станциях.
1,92^
2*
20
ГЛАВА I. ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА
для ультрафиолетовой области спектра, должна показывать значительно большие колебания, нежели SK. Это было подтверждено работой Добсона [78] в 1923 г. За последние два года было проведено много подобных исследований, главным образом для целей климатологии. Мы ограничимся обсуждением обширного ряда наблюдении, выполненных Петтитом [79] на Маунт Вилсон в 1925— 1938 гг. Он измерял излучение Солнца в двух областях спектра при помощи термоэлемента и саморегистрирующего гальванометра. Коротковолновая область (3170—3290 А) закрывалась серебряной фольгой, в го время как золотая фольга и зеленый фильтр пропускали излучение из области 4750—5060 А. Ультрафиолетовая область, закрывавшаяся серебряной фольгой, лежит вне полос поглощения озона, так что колебания в озоновом поглощении не могли повлиять на результат. Оказалось, что колебания отношения интенсивностей Iа?00^1БОоо (его значение для 1 июня 1924 г. было принято за 1) превосходят колебания SK примерно в десять раз. Вскоре Бернхеймер указал, что эти колебания обусловлены в основном атмосферными признаками. На самом деле, интенсивности в ультрафиолете обладают заметно выраженным годичным ходом, точно противоположным ходу возмущающих влияний в атмосфере; последние имеют максимум летом и минимум зимой, ультрафиолетовое излучение показывает максимум зимой и минимум летом; это следует как из измерений Петтита, редуцированных за пределы земной атмосферы, так и из нередуцированпых измерений Готца [81] в Арозе. Амплитуда годичного изменения у нередупирован-ных значений почти вдвое больше, чем уг «отнесенных за пределы земной атмосферы».
Наряду с этим годичным ходом, мало интересующим астрономов, значения SK показывают заметно выраженные изменения от года к году. На рис. 7 изображены средние месячные значения ультрафиолетового излучения и средние месячные значения относительных чисел пятен. Для промежутка времени от 1925 г.до 1933г. обе кривые идутпараллел ьно, давая большие коэфициенты корреляции; например, для 1928 —1931 гг. [82] к = 0,60 Jz 0,11. Создается даже впечатление, что большие относительные числа в конце 1925 г., в начале 1927 г. и па рубеже 1929—1930 гг. явно связаны с высокими интенсивностями ультрафиолетового излучения. Однако за период 1931—1934 гг. уже незаметно никакой корреляции. Солнечная активность, начиная с 1935 г., быстро возрастает и уже в 1936 г. достигает той же интенсивности, которая имела место во время максимума 1928 г. В то же самое время ультрафиолетовое излучение сильно спадает и показывает в течение этого периода такие же интенсивности, какими оно обладало в момент минимума солнечной деятельности в 1933 г., т. е. значительно меньшие, нежели в 1926 -1929 гг. Таким образом, между солнечной активностью и ультрафиолетовым излучением в X 3200 А не существует, невидимому, никакой связи. Колебания интенсивностей в ультрафиолете настолько велики, что сразу следовало усомниться в их
7. ТЕМПЕРАТУРА СОЛНЦА	21
реальности. Особенно неприятно то, что эти колебания не только не параллельны ходу SK (см. рис. 4 и 7), но часто бывают даже противоположными. Согласно подсчетам Бернхеймера (83), коэфи-циент корреляции для этих двух явлений практически равен иулю. В разделе 1 мы уже указывали, что колебания в интенсивностях коротковолнового излучения планет (полученных при помощи фотоэлектрических измерений) не превосходят 1 %. Все это говорит за то, что колебания ультрафиолетового излучения, обнаруженные на Маунт Вилсон, нельзя рассматривать как действительные изменения интенсивности солнечного излучения, не связанные с земной атмосферой.
7.	Температура Солнца. Понятие температуры существует , только для системы, находящейся в термодинамическом равнове-j | сии, т. е. для системы, обладающей единственной температу рой Законы излучения, дающие возможность определить температуру тела по его излучению, справедливы только для абсолютно черных тел. Внешние слои Солнца, в которых возникает наблюдаемое нами излучение, не имеют единственной температуры; зто следует хотя бы из того, что яркость края солнечного диска примерно на одну величину меньше, чем яркость его центра (раздел 20). Поэтому не вполне ясно, что следует понимать под «температурой» Солнца, и температуры, полученные различными способами, могут оказаться не равными между собой.
Одно из значений для температуры получают по солнечной постоянной SK при помощи закона Стефана-Больцмана; это — температура, которую должно иметь однородно нагретое тело с объемом, равным объему Солнца, для того чтобы оно излучало с такой же полной интенсивностью, как и Солнце. Эту, так называемую температуру' излучения мы получаем из соотношения:
5 £=аТ^ откуда т>=5712°-	(1 •w)
При вычислении были приняты следующие значения: среднее расстояние Земля —Солнце а = 149 450 000 км, радиус Солнца R == 695 450 км, постоянная а = 1,374»10'18 кал/см2 сеч, и SK = 1,90 кал/см*мин.
Распределение энергии в спектре абсолютно черного тела дается, как известно, формулой Планка:
^(^n = §-KL—	(1-11)
Поскольку в эту формулу входит только один параметр Т, соотношение (1.11) также дает нам возможность определить температу ру . Следует выбрать такое значение Т, чтобы соответствующая ему планковская кривая наилучшим образом совпала с наблюденным
<nj оз °O ч-r
1925	1926	/927	1928	1929	1930	1931	1932	1933	!93b	1935	1936	1937	1938
Put. 7. Средние месячные значения относительных чисел пятен и интенсивность ультрафиолетового излучения.
7 ТЕМПЕРАТУРА СОЛНЦА
23
распределением энергии. Температура, определяемая таким путем, называется цветовой. Поскольку Солнце не является абсолютно черным телом, различные спектральные области дают несколько различные температуры. Табл. 6 содержит результаты некоторых работ по определению цветовых температур, из которых видно, что цветовая температура Солнца приближается к 6000°.
Таблица 6
ЦВЕТОВЫЕ ТЕМПЕРАТУРЫ СОЛНЦА
Автор	Область спектра. Д	Температура п градусах
Биллинг |95]		4000-6800	6060
Лиидблад |96|	—	5950
Фабри и Бюиссои [97| .	2932—3940	5830-6000
Брилл [98]		4200—7000	6075
Брилл [98]		3100-5070	5835
Булли [99] .	3800 - 6700	6500
Температура Солнца определялась также [84] на основании закона смещения Вина Хтах7’= 0,288 см-град, связывающего температуру с длиной волны Хщах, на которую приходится максимум излучения; этот способ привел к значению Т — 6079е. Наконец, Милн [85] получил температуру, равную 6120°; из соотношения между энергией максимума излучения и У5. Несмотря на разницу между цветовыми температурами для различных участков спектра, все же отчетливо видно, что они .лежат примерно на 300° выше, чем температура, вычисленная по полному излучению. Происхождение этой разницы объяснил Милн. Отдельные слои Солнца, участвующие в испускании выходящего излучения, имеют температуры от 5000° до 9000 (в зависимости от их глубины). Если каждый слой излучает по закону Планка в соответствии со своей температурой, то сумма их излучений уже не будет представляться штанковскоп кривой и будет отличаться от нее тем сильнее, чем больше разница между температурах™ слоев, участвующих в излучении. В резу.льтате довольно сложных вычислений Милн пришел к выводу, что распределение энергии в спектре излучения Солнца должно приближаться к планковской кривой, несколько сдвинутой в сторону коротких волн. Этот сдвиг будет повышать значение цветовой температуры. Согласно Милну, разница между цветовой температурой и температурой, вычис шиной по излучению, должна достигать 4%, что хорошо согласуется с наблюдениями.
Наконец, температуру можно вычислить по линиям поглоще ния. Измерение интенсивностей линий поглощения нейтрального атома и его иопа позволяет оценить степень ионизации данного элемента (раздел 27). С другой стороны, степень ионизации
24
ГЛАВА I. ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА
существенным образом зависит от температуры (5.28) и позволяет, следовательно, определить последнюю. Ионизационную температуру определил Вулли [87], получивший значения 6310° и 6180°.
Таким образом, все способы определения температуры приводят к величине порядка 6000°, из чего мы заключаем, что состояние тех слоев Солнца, которые производят основную часть излучения, т. е. фотосферы, не должно сильно отклоняться от термодинамического равновесия.
Все перечисленные температуры объединяют в понятие эффективной температуры. Это название означает, что здесь мы имеем дело не с температурой в физическом смысле этого слова, но что Солнце ведет себя в томили ином отношении как абсолютно черное тело, обладающее такой температурой. Приведенные выше значения температур относятся ко всему диску Солнца, излучение центра диска дает более высокие, а излучение его краев — более низкие температуры.
Глава вторая
ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦ 4 И ИСТОЧНИКИ ЕГО ЭНЕРГИИ
Благодаря успехам астрофизики иам изве< тио, что при условиях, имеющих место в педрах Солнца, вещество находится в газообразном состоянии и подчиняется уравнению состояния идеального газа. Строение газовой массы, обладающей сферической симметрией и поддерживаемой силами тяготения, исстедовал Эмден в своей книге ^Газовые шары» [1]. Мы разберем здесь лишь основы этой теории, а подробности желающий может найти в соответствующих монографиях [2].
8.	Внутреннее строение Солнца. Если мы продвинемся изнутри газового шара по направлению к его поверхности на расстояние dr вдоль радиуса, то давление Р уменьшится на вес вещества, заключенного в цилиндре с сечением, равным единице, и с высотой dr:
dP — — g? dr.	(2.1)
Это есть уравнение гидростатического равновесия; g означает ускорение силы тяжести, ар — плотность. Если ввести гравитационный потенциал у соотношением
« = -£•	<2-2)
то уравнение гидростатического равновесия примет вид:
dP = р d<p.	(2 3)
Сила g, с которой весь шар действует на массу, равную единице и расположенную на расстоянии г от его центра, равна, как из-йестно, той силе, с которой действовала бы па эту единичную массу вся масса, заключенная в сфере радиуса г, будучи сконцентрирована в его центре
г
G { 4jtr2p dr
где G означает постоянную тяготения (6,66«10~8CGS). Дифференцируя (2.2) и пользуясь (2.4), получаем:
<Й = — С4пГр — A Jr2pdrl = —4itGp +lg (2.5)
о
26
ГЛАВА II. ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
ИЛИ
p-в)
Двух уравнений (2.3 . и (2.6), конечно, недостаточно, длн того чтобы найти три функции Р, <р и р. Да и нечего ожидать, что внутреннее строение Солнца можно из\ чить на основании только механических рассуждений, ибо это строение должно быть существенным образом связано с его термодинамическим состоянием.
Полное давление Р в недрах Солнца складывается из газового давления рд и давления радиации рг. Напишем, согласно Эддинг тону,
Рд =
(2.7) Рг = (1-р)Р
Рд+РГ=Р ' ’
где р должно быть постоянным для всего Солнца. Из термодинамики хорошо известно, что
ИрТ Рд=^ •	(2.8)
	(2.9)
Здесь R = 8,315* 107 эрг/г рад—газовая постоянная.	Т — абсо-
лютная температура, р.—молекулярный вес. а ~ 7,66-10'	-и. CGS—
постоянная излучения. Исключив Т из (2.8) и (2.9) i зовав (2.7), будем иметь:	1 ИСПО 1Ь-
/> = хр‘л.	(2.10)
где	
ГЗДД (1 - В) -]*/. v L «и4?4 J	(2.11)
Из (2.10) получим:	
dP = j zp1/’ dp	(2.12)
или, воспользовавшись (2.3),	
d<p = у хр—dp.	(2.13)
После интегрирования будем иметь:	
Ф 4* const — 4хр	(2.14)
На поверхности Солнца р = 0. Положив, что на поверхности	
о — 0, получим const = 0 и, следовательно,	
	(2.15)
8 ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА	27
или. согласно (2.10)	р _ РФ 4 ’	(2.16)
а (2.6) примет вид:	й*ф 2 dtp	„о n ,, Ч	3х 4- а2©3 = 0, dr1 ' г dr 1	”	(2.17)
где	а 4яС! 64Х»	(2.18)
Решение уравнения Эмдена (2.17) дает нам <?(г). с помощью которого мы получим из (2.15) плотность р и, наконец, из (2.16) — давление Р. Зная р и Р, мы можем определить температуру Т из уравнения состояния газа. Введем

“Фо’
(2.19)
где — значение ф в центре Солнца, альное уравнение (2.17) примет вид:
после чего дифференци-

dtu , 2 du
(2.20)
В цен i ре Солнца
z = 0;	и = 1 и = 0, т. к. = 0.	(2.21) аз	аг	'
Уравнение (2.20) может быть решено только числовым путем. Табл. 7 дает эмденовское решение, причем там приведена не только н(г), но и некоторые другие функции от z, которыми мы будем пользоваться в дальнейшем.
При помощи (2.15), (2.16) и (2.19) можно выразить р, Р и ф для любой точки внутри Солнца через их значения в его центре (снабжаемые индексом 0) или через и:
.22)
Для того чтобы пслучить числовые значения величин, характеризующих состояние газового шара, следует ввести в наши формулы массу М и радиус R Солнца, поддающиеся измерению. Для згой цели вычислим среднюю плотность рт Солнца:
и=0
ГЛАВА II. ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
Преобразование было проделано при помощи (2.2), a R было заменено через г с дополнительным требованием, что в окончательном результате следует положить г = R и и — 0. Согласно (2.19),
1 -ffe- =	— #"•	(2-2'*)
г dr ’ -z dz
Отсюда получаем для средней плотности:
Р 3;Ч (_______I .	(2.23)
₽" 4лС \	2 dz /на=о
Сравнение (2.6) с (2.17) дает:
агФо = 4тгСРо-
(2.26)
(2.27)
откуда
Pm = (
Ро \ z dz U-0
Эти функции приведены в табл. 7, из которой мы видим, что плотность в центре Солнца в 54,360 раз больше его ^средней „	3Af 3-1.98* 1033	_л А4 virus
плотности. Средняя плотность =4.3,14-(б,95-101°)3~1, 1 г' ’ а центральная плотность р0 = 76.5 г/см3.
Таблипа 7
РЕШЕНИЕ ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНОГО УРАВНЕНИЯ ЭМДЕНА
Z	U			’§1'8 1	z dz з ’ du	.du dr
0,00	1,00000	l.UoOOO	1,00000 !	0,00000	1,0000	0.0000
0 25	0.98975	0.96960	0,95966	08204	1,0158	(1 .0051
0,50	95987	88436	84886	15495	1,0756	0 0387
0 75	91355	76242	69650	21270	1,1754	0,1196
1,00	85505	62513	53451	25219	1,3218	0.2522
1,25	78897	49111	38747	27370	1,5224	0,4276
1,50	71948	37244	26797	27993	1,7862	0,6298
1,75	64996	27458	17847	27460	2,1243	0 8410
2,00	58282	19796	11538	26149	2,5495	1,0450
2.50	46109	09803	04520	22396	3,7210	1,3994
3,00	35921	04635	01665	18393	5,4370	1,6553
3,50	27629	02109	005828	14859	7,8697	1,8203
4,00	20942	009185	001923	11998	11,113	1,9197
4,50	15529	003746	000582	09748	15,387	1,9740
5,00	11110	001371	000152	08003	20,826	2,001
6,00	04411	000086	000038	05599	35,720	2.015
6,80	00471	000001	000000	04360	51,987	2,016
6,9011	00000	000000	000000	04231	54,360	2,016
9. ВОЗРАСТ СОЛНЦА. ИСТОЧНИКИ ЭНЕРГИИ
2»
Давление в центре Солнца, согласно (2.16), п _______________________РгФо
---4“-
Для поверхности Солнца
Из (2.26) получаем:
или, используя (2.28),
(2.28)
г = R и z = Z и,		согласно (2.19),
R	1	(2.29)
Z "	-<Ро’	
Фо =	foGpo - 2 *’<₽о	(2.30)
	z» •	(2.31)
Подставив G = 6,66-10 8, р0 = 76,5, R = 6,95-Ю-10 и Z = 6,90 (по табл. 7), получим Ро = 1.2-101’ дин/см2 = 1,240х1 атм.
В заключение подсчитаем при помощи уравнения состояния газа центральную температуру Солнца:
=	(2-32)
При определении среднего молекулярного веса р. следует учитывать, что в недрах Солнца атомы почти полностью ионизованы. Так как речь идет главным образом о наиболее легких элементах, атомный вес которых примерно вдвое превосходит число электронов в оболочке, то средний атомный вес частицы должен быть близок к двум. Однако эта величина сильно уменьшается за счет ионизованного водорода, обладающего средним атомным весом 0,5. В разделе 9 мы покажем, что почти ’/3 массы Солнца состоит из водорода, вследствие чего (2.46) дает р =1. Подставив это значение в (2.32), полущим Тп — 19-106 град. Следует заметить, что в выражение (2.32) нужно вообще подставлять не Ро, а газовое давление 0РО, однако в Солнце давление радиации играет по сравнению с газовым совершенно ничтожную роль, а р = 0,99.
Зная основные величины, опредечяющие состояние вещества в центре Солнца, мы можем найти по табл. 7 их значения на любом расстоянии от центра. В табл. 8 представлено распределение давлений, плотностей и температур для Солнца. В последнем столбце даны массы М, (Но отношению к массе Солнца), сосредоточенные в шарах радиуса г. Эти величины подсчитываются при помощи последнего столбца табл. 7.
Подробное изложение учения о строении газовых шаров можно найти в фундаментальных работах Эмдена, Эддингтона и Джинса, на которые мы указывали в начале этой главы: дальнейшим своим развитием теория внутреннего строения звезд обязана в основном Б. Стрёмгрену [3] и Чандрасекару [4].
30
ГЛЛВЛ II ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
Таблица 8
ИЗМЕНЕНИЕ ОСНОВНЫХ ФИЗИЧЕСКИХ ВЕЛИЧИН В НЕДРАХ СОЛНЦА
Расстояние от центра Солнца к.н	Давление Р. атм	Плотность ₽. г'см’	Температура.	м г/м
0	1 2 -101*	76,5	19-10"	0,00
1011Л и	6,4 • 1О‘о	47,8	16-10’	0,13
200000	1.4 - IO1»	15,1	11-10"	0,52
300000	2,00-10“	3.54	6,8-10’	0,82
4000(0	2.31-10"	0,70	4.0-10"	0,95
500000	1,82-10’	0.10	2,1-10’	0,99
600000	0,48-10’	0,0066	0,84-10"	1,00
695000	0	°	0	1,00
I
9. Возраст Солнца, источники анергии и содержание водорода. Полное излучение Е Солнца, если считать, что солнечная постоянная 5 — 1,90 кал[смг мим (раздел 4), будет:
Е =	= 8,88-1025 кал/сек. = 3,72- 1Озз эрг/сск.
(а — радиус земной орбиты). Так как Солнце излучает неизменно в течение очень длительного времени, должно существовать равновесие между излучаемой и вырабатываемой энергией. Средний выход анергии е на грамм звездной материи в секунду должен составлять:
Е 3,72-Ю58	. QQ ,
е = М = Г,98-Г(Р» = 1,88	СбК-
По относите льному содержанию продуктов распада радиоактивных веществ в земных породах возраст Земли оценивается в 1,6’10® лет. Это число дает нижнюю границу для возраста Земли, а тем самым и для возраста Солнца, причем палеонтологи утверждают, что за эти 1,6-10® лет интенсивность излучения Солнца нс могла измениться сколь-нибудь значительно Возраст метеоритов [5], определенный по радиоактивным элементам, также оказался равным 2-10® лет. Из того, что нам известно о расширении вселенной [6], следует, что расстояния во вселенной в течение примерно 1,3’10® лет удваиваются, так что продолжительность ее существования не может намного превосходить эту величину*. Другие астрономические способы определения возраста вселенной — на основании исследования вращения Млечного пути [7], по распре
* Автор здесь принимает ошибочную точку зрении зарубежных космо логов, считая за возраст Вселенной тот возраст, который имеет Земля, ^-2-10“ лет, основываясь, очевидно, на реакционных космологических теориях Милна, и др. См. об этом обзор А. Л. Зельманова, «Усиехи Советской космологии», в сборнике «Астрономия в СССР за 30 лет», ГТТИ, 1948 г. (Прим, ред.)
9. ВОЗРАСТ СОЛНЦА ИСТОЧНИКИ ЭНЕРГИИ
31
делению элементов орбит двойных звезд [8] и по движению звезд в открытых скоплениях [9] — приводят к большим значениям В настоящее время мы склоняемся к тому мнению, что правильной нужно считать так называемую промежуточную шкалу времени, согласно которой развитие звезд произошло за 1010—1011 лет.
Прежде всего выяснилось, что все известные па Земле источники энергии: сжатие, горение и другие химические реакции, радиоактивные процессы и т. д., смогли бы обеспечить Солнце только на Ю’ .чет. Следовательно, в недрах Солнца должны находиться гораздо более мощные источники энергии; в настоящее время мы знаем, что его излучение создается за счет реакций между ядрами атомов. Как мы убедимся ниже, реакции, сопровождающиеся выделением энергии, сводятся в основном к превращению водорода в более тяжелые элементы Так как атомный вес водорода равен 1,008, а веса более тяжелых атомов близки к целым числам, то при построении атома с весом X из X атомов водорода должна исчезнуть масса, равная Х»0,08. Если в начале своего развития Солнце состояло главным образом из водорода, то в энергию могло превратиться 8% его вещества, т. е. 1,6»1031 г. 1 г вещества эквивалентен с2 эргам (с — скорость света), следовательно, такой процесс мог бы дать Солнцу 1,6*1031-с2 = I^-IO32 эргов. Но Солнце излучает 3,7-1033 эрга в секунду, следовательно, такою запаса ему хватило бы на 0,4-1010 сек. = 1,3-Ю11 лет. Таким образом, построение тяжелых элементов из водорода представляет собой механизм, который, протекая с достаточной скоростью, может обеспечить Солнце энергией в течение всего его существования. Однако для этого необходимо, чтобы Солнце состояло главным образом из водорода.
В разделе 29 мы увидим, как при помощи спектрального анализа определяется химический состав солнечной атмосферы. Этот способ, применимый ко всем элементам, кроме II и Не, показывает, что относительное содержание элементов в атмосфере Солнца примерно соответствует их содержанию в земной коре. Об элементах Н и Не можно с уверенностью сказать лишь то, что на Солнце их гораздо больше, чем на Земле; это обстоятельство благоприятствует нашей теории. Сейчас мы дадим краткое описание методов, которыми воспользовались Эддингтон [10] и Стрёмгрен [11] для определения содержания водорода не только в солнечной атмосфере, но и во всем Солнце.
Воспользуемся для этого уравнением (2.1) гидростатического равновесия:
dl‘=- gpdr,	(2.33)
которое мы дополним уравнением лучевого равновесия:
dPr = — Ар7 dr.	(2.34)
Здесь 1 означает интенсивность излучения, к — коэфициент поглощения на единицу массы, ас — скорость света. Числитель
32
ГЛАЙА II ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СО1НЦА
dpr = — dP.
в правой части дает энергию, поглощаемую элементом объема с сечением в 1 смг и длиной dr за 1 сек. Деля на с, мы получим импульс, переносимый за 1 сек. через 1 см2, который по определению равен давлению. Из (2 33) и (2.34) следует:
(2.35)
Ускорение силы тяжести g на расстоянии г от центра
Мг
g = G-£,	(2.36)
а энергия, излучаемая шаром с радиусом г,
Lr = 4тгг27,	(2.37)
где Мг — масса и Lr — энергия, выделяющаяся за секунду внутри шара с радуисом г. Величину Lr[Mr, равную средней отдаче источников энергии на 1 а для шара с радиусом г, мы выразим через полную отдачу энергии L и массу всего шара М:
(2.38)
Подставив (2.36), (2.37) и (2.38) в (2.35), получим:
=	(2.39)
Величина А убывает но направлению к центру Солнца, а т) увеличивается, так как выделение энергии увеличивается с возрастанием температуры. Поэтому' разумно предположить, == const, что даст:
п = —______ р
Pr 4kcGM
Подставив сюда (2.7), получим:
т imcGM (1 — р)
L =-------к,---- ’
Согласно (2.1)
ЧТО k‘t] = «о =
(2.40)
(2.41)
(2-42)
(2-43)
(2.44)
или аналогично для переменных z и к:
- 6*Ж* = (z2—}	.
\ dz /u-о
С помощью (2.19), (2.18) и (2.11) будем иметь:
Г GM 1 _ 16ха _ 48Я‘ (1 — р) is — r.G ~ riGavW
10. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ В НЕДРАХ СОЛНЦА
33
или. обозначив произведение всех постоянных через С.
1^-^С-ЛГ.^.	(2.45)
Ив этого соотношения видно, что 0 зависит от М и р. Сопоставив (2.45) с (2.41), мы придем к следующему важному выводу: светимость L звезды зависит только от ее массы М и среднего молекулярного веса р.. Af и L измеряются; р. подбирается так, чтобы, будучи подставленным в соотношение масса-светимость, оно давало правильную светимость. По среднему молекулярному весу можно определить содержание водорода. Следует указать на то (ра (дел 8), что средний атомный вес элементов, более тяжелых, чем Н и Не, при полной ионизации примерно равен 2; для водорода он равен 1/2, а для гелия 4/3. Если считать, что 1 г звездного вещества состоит из X г водорода и (1 —Х)г смеси более тяжелых элементов (содержание Не предполагается малым по сравнению с содержанием II), то средний молекулярный вес
?= - -0—X) 
2А -	2
откуда можно получить содержание водорода;
X = 4- Р - .	(2.47)
° \ и
Определяя этим способом X для Солнца по его светимости и массе получаем два решения: Х= 33% и X =99,5%; второе решение раньше отбрасывали как маловероятное. Однако по новейшим данным атмосфера Солнца состоит практически пз одного водорода и, возможно, что в противоположность прежнему мнению, именно второе решение и является правильным.
10. Яцерпые реакции в цедрах Солнца [12]. Вряд ли можно сомневаться в том, что энергия Солнца вырабатывается за счет построения тяжелых ядер из водорода. Одпако в настоящее время мы еще не можем с уверенностью сказать, какие именно реакции происходят в недрах Солнца и какие атомы там создаются.
Для того чтобы произошла ядерная реакция, ее участники Должны обладать кинетической энергией, превосходящей силу электростатического отталкивания, действующую па положите гь-по заряженные ядра (когда ядра приближаются друг к другу па расстояние, меньшее чем 10”10 * 12 см, возникает притяжение). Однако не необходимо, чтобы сталкивающаяся частица обладала Полной энергией, которая с точки зрения классической теории необходима для преодоления отталкивания; ядерпые реакции могут наступать и при значительно меньших энергиях участников, только вероятность такой реакции быстро убывает г умень-
Вальдмайер
34	ГЛАВА И. ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
пгением энергии. Вероятность проникновения ядра с энергией Е, массой Мг и зарядом Zl в покоящееся ядро с массой Мъ и зарядом Z, изображается выражением
]/ М,М.
IV = е	,	(Z i8)
где Л — постоянная Планка, ас — элементарный электрический заряд. Тепловая энергия атомного ядра при температуре 20- ^градусов достигает 2500 eV. При столь малой энергии вероятность W настолько незначительна, что в лаборатории практически невозможно получить ядерпые реакции. Однако на Солнце общее количество атомов настолько велико, что если даже для одного отдельно взятого ядра вероятность вступать в реакции и очень мала, то все же в любой момент времени находится много атомов, принимающих в них участие. Так как в показатель выражения (2.48) входит произведение зарядов ядер, то в недрах Солнца должны взаимодействовать только легчайшие ядра, невидимому, мы имеем там дело с захватами протонов ядрами, атомный номер которых не превосходит 8.
Согласно Вайцзеккеру [13], в недрах Солнца должны нроисхо дитъ следующие реакции х>:
JH + *He-»|Li,	(2.49)
причем |Li распадается, теряя протоны:
|Li->|Heе+,	(2.50)
а |Не захватывает протон:
|He4-[H-*He4-2D.	(2.51)
Вследствие равновесия
2}H^2D4-e+.	(2.52)
И pent де чем	распадается, согласно (2.50), он может захва-
тить протон
»Li + }H-*eBe
eBe-ȣLi 4-s+	(2.53)
«Li + JH-IHe-bfHe.
1) Индексы, стоящие налево внизу химических символов (И — ядро водородного атома — протон, D- дейтрон, Т— тритон, Пе—ядро гелия, Li 4>дро лития и т. д.), означают величину заряда ядра, те, которые стоят налево наверху,— указывают массу ядра. Электроны обозначаются через е~, позитроны (положительные электроны) — через е\ а нейтроны (незаряженные частицы с массой, равной массе протона)— через и
10. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ В НВДРАХ СОЛНЦА	35
Условие равновесия между (2.49) и (2.53) дает:
3[Н->*Не-|-е+.	(2.54)
Проследим за дальнейшей судьбой построенных ядер и JHe. jUe может, испустив е+, перейти в |Т, а затем, захватив протон, — в *Но или также путем захвата протонов, пройдя через сильно неустойчивую по отношению к £+ стадию gLi. вновь образовать гелий, ] D может реагировать дальше разными способами, которые, в конце концов, все приводят к |Не; здесь интересна возможность:
2О+р^зНе4-«л.	(2.55)
Окончательным результатом межядерных реакций в недрах Солнца является образование ге шя и нейтронов из водорода. Так как Не действует при этом как катализатор, скорость образования гелия и нейтронов пропорциональна содержанию гелия. Нейтроны не имеют электрического заряда, следовательно, между ними и ядрами атомов нет сил отталкивания, и они практически мгновенно исчезают в тяжелых ядрах и достраивают их. Поэтому общая масса более тяжелых элементов примерно равна массе нейтронов, образовавшихся за все время существования Солнца в результате реакций между легкими ядрами. Если взаимодействие между ядрами элементов действительно происходит таким путем, то масса образовавшегося гелия должна быть в восемь раз больше массы выделившихся нейтронов и, следовательно, содержание гелия в Солнце должно в восемь раз превосходить содержание всех более тяжелых элементов, вместе взятых. Это обстоятельство хорош© согласуется с современными данными о количестве гелия в атмосферах звезд. Одпако по мере развития ядерной физики выяснилось, что предложенный Вейцзеккером механизм нельзя считать правильным [14]. Ближе к истине предположение, что более тяжелые ядра образовались на ранней стадии развития Солнца, а в настоящее время происходит только превращение водорода в легчайшие элементы.
К такой мысли пришел в одной из своих последних работ Вете [15]. Он подсчитал вероятности всех возможных реакций между легкими ядрами для условий, имеющих место в недрах Солнца. Эта тщательная работа, опирающаяся на наиболее современные сведеппя о свойствах ядра, показала, что из всех реакций, которые могли бы поставлять энергию солнечного излучения, имеют значение только две: водородно-водородная реакция и углеродно-азотный цикл Бете.
•Элементы от Li до В имеют столь малую продолжительность Жизни до захвата протона, что весь запас их уже давно израсходован. Эти ядра могут, таким образом, существовать на Солнце
3*
3R	ГЛАВА II. ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
лишь постольку, поскольку они непрерывно создаются вновь. 11 действительно, все элементы, промежуточные менаду гелием и углеродом, содержатся в атмосфере Солпца в очень иезначи тельных количествах (раздел 29). А для ядер, более тяжелых, чем кислород, вероятность захвата протона, согласно (2.48), настолько мала, что они не могут участвовать в образовании энергии.
Построение водорода начинается по следующей схеме:
Образовавшийся 3Не может в дальнейшем вести себя по-разному, например,
а)	Д1е 4-*H-> ‘Li-*|He 4-ег,
б)	»He4-JIIe->’Be-ILi4-6+
’Li 4-‘И->2|Не,
б) |Не4-Е -|Т
зТ 4-1Н->*Не.
Во всех этих случаях не образуется ядер более тяжелых, нежели 2 Не. Подробное рассмотрение этого вопроса приводит к выводу, что в настоящее время в недрах Солнца из водорода может образоваться только гелий, более тяжелые ядра строятся лишь в исчезающе малых количествах; например, когда |Li неустойчив, на 10м ядер гНе появляется одно ядро 12С, а когда он устойчив, только одно ядро *|С на Ю34 ядер |Не.
Образование гелия в j глеродпо-азотном цикле происходит по следующей схеме:
‘e8C4-|H^N
‘IN-* *gG + е*
(2.(50)
‘‘n + Jh-^o
*|о -	+ е
Цм + }н -> *£с 4- |Не
Для равновесия необходимо, чтобы С полностью восстанавливался т е. чтобы из 4 }й образовывался одипатом |Не. Таким образом, углерод играет роль катализатора при образовании гелия из во дорода.
(2.57)
(2.58)
(2.59)
10. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ В НЕДРАХ СОЛНЦА
37
Па рис. 8 представлены как функции температуры количества
Ри . S. Энерптя, излучаемая Солнцем, как функция его центральной температуры
энергии, выделяющиеся при двух рассмотренных реакциях: И + Н-построепии (2.56) и цикле С — N (2.60). (Вычислено для центра Солнца р = 100 г/см3, содержание Н — 35%, содержание до — 10%). Выделение энергии, связанное с ядерпыми реакциями, чрезвычайно быстро увеличивается с возрастанием температуры (__Т18). Так как температура при удалении от центра падает,
то средний выход энергии гораздо меньше, чем выход в центре. При вычислениях, « вязанных с рис. 8, предполагалось, что средний выход энергии составляет х/5 от выхода в центре для Н+ Н-реакцийи’/10 для С — N цикла. Из рис. 8 видно, что выход энергии в недрах Солнца (То — 18-10е град) достигает 3 эрг/сек, в согласии с наблюдаемым значением, равным 2 эрг/сек, и что почти вся энергия освобождается благодаря циклу С — N, а реакция Н+П вносит в нее лишь небольшую долю х).
Подсчитаем, сколько гелия уже образовалось в Солнце. Переход 4Н—>1Ие связан с недостачей массы, равной 0,028, так-как массы ядер |п и * Не соответственно равны 1,008 и 4,004. Вместе с тем 1 г
водорода, превращаясь в гелии, дает 0,007. (ЗЛО10)8 = =6,3.1018 эрг. Излучение Солнца за все время ею существования (2-10е лет) составило 2,4.10s0 эрг, для чего должно было превратиться в гелий 0,4-1032 г водорода (2% массы Солнца). Таким образам, если Солнце первоначально вообще не содержало гелия, то в настоящее время он составляет 2% всей массы Солнца, что не противоречит наблюдениям.
Теория Бете, дающая количественное объяснение того выхода энергии, которым имеет место в настоящее время, не является теорией развития Солнца, ибо опа считает строение Солнца и его химический состав известными, не задаваясь вопросом о том, как они возникли
,	” К. Е. Marshak и II A. Bethe, Physic. Rev., 5в (1939), 210 не-
давно установили, что цик i Н-|-Н производит в Солнце столько же энергии, сколько и цикл С—N, т. е. вместе они дают 5 орг)я сек. Расхожде-паблюденппми не будет, если принять большее содержание гелия
Глава третья
ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА
Существуют два способа д. in определения скорости вращения Солнца. Первый способ основан на наблюдении га движением каких-либо образований на поверхности Солнца (пятен, факелов, протуберанцев и т. д.). Так как за подобными образованиями часто можно проследить в течение месяцев, этот способ дает хорошие результаты; с другой стороны, они не связаны с Солнцем неподвижно, но обладают по отношению к нему собственными движениями, отличить которые от вращения Солнца можно лишь при определенных предположениях, ибо на Солнце не существует, как, например, на Земле, неподвижной системы координат для отсчета движений. Второй способ основан па эффекте Допплера, происходящем вследствие вращения.
11.	Определение элементов вращения по видимому двизвепию пятеп (или других явлений на поверхности Солнца). Положение солнечной оси задается долготой ££ восходящего узла солнечного экватора и ее наклонением i к эклиптике. Третьим элементом вращения является сидерический период вращения Т. Эти три элемента можно определить в том случае, если известны положения одного и того же пятна для трех различных моментов времени Положение пятна па поверхности Солнца определяется его позиционным углом р и его расстоянием ст (измеренным геоцентрически) от центра Солнца. На рис. 9: ЕР — северный полюс эклиптики, ЕЕ — пересечение эклиптики с поверхностью Солнца, г — радиус Солнца, JV — направление на север, т; — угол между направлением на север и направлением М — ЕР, а — расстояние пятна от центра (гелиоцентрическое), М — центр диска Солнпи, Л, р — гелиоцентрические эклиптические координаты пятна. Е — пятно, у — точка весепнего равноденствия, 0 — долгота Солнца, а — видимый радиус Солнца (геоцентрический), Е — Земля, Z — центр Солнца, d — расстояние Солнце — Земля Из заштрихованного треугольника, изображенного на рнс. 9, следует:
sin р = sin ст' cos (р Т|).	(ЗЛ)
tg X' = tg ст' sin (р -I- xi)	(3.2)
(на рис. 9/1 —положительно, т; — отрицательно). Эти формулы содержат вспомогательные величины ст' в т;. Применив к плоскому
11. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ ВРАЩЕНИЯ ПО ПЯТНАМ
49
треугольнику EFZ теорему синусов и воспользовавшись полученным из наблюдении значением ст, получим:
sin (о + д') = d_ _ 1_ sin а г tga’	'
Так как ст<^ст' и r<^d, (3.3), можно написать в виде:
sin (<т + </) = ~ ।
(3.4)
Рис. S. К определению элементов вращения.
откуда можно получить ст'. Для вычисления вспомогательного угла V] применим теорему косинусов к заш грихованному треугольнику на рпс. 10. Тогда,
cos 90° = — cos е sin т] -J-
+ sin е cos >] cos 0,	(3.5)
tg'»l = lgecO80- (3-6)
Puc. 10. К определению элементов вращения.
где & — наклонение эклиптики к экватору. Вычислив эти вспомогательные величины, получим по (3.1) и (3.2) гелиоцентрические эклиптические координаты 0, X', а также 0, X (X = X' — 180°-|-О). Затем преобразуем эклиптические координаты 0, X к гелиографическим b, I. Гелиографическая долгота отсчитывается от восходящего угла солнечного экватора (рис. 14). Формулы перехода можно получить применением теоремы косинусов к заштрихованному треугольнику рис. 11:
sinb = cos i sin 0 — sin i cos 0 sin (X — ^).	(3.7)
Деление на cos i дает:
sin b . o cos I sin X cos л sin i . cos 3 cos X sin л sin r o. cos i r	cos i	cos i		'	'
Введем обозначения:
= x, tg i cos H = У, tg i sin = z.	(3.9)
40
ГЛАВА I1J ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА
Тогда (3.8) перейдет в
х + у sin X cos Р — z < os X cos ₽ =* — sin р.
(3.10)
Уравнение (ЗЛО) содержит три неизвестные величины: х, у, z. Для того чтобы определить их, необходимо знать три пары значений р, X, т. е. три положения одного и того же пятна в различные моменты времени. Полученный результат будет тем точнее, чем больше промежутки времени, разделяющие наблюдения. Если три неизвестных уже определены таким путем или по нескольким условным уравнениям при помощи способа наименьших квадратов, то, проделав подстановки (3.9) в обратном порядке, мы получим
Рис 11. Преобразование эклипти чес них коорди нат в гелиографические.
элементы вращения:
tgft = у.
=	(3.11)
т_ 360°	? l3-lr
5	ъ = 'з - h
При атом £ означает угол суточного (сидерического) вращения, /и 13 и t3 — длины и моменты первого и третьего измерений. Величина I выражается через X (рис. И) по формулам:
sin [90° -J- (X - ft)] cig (90° — Z) = =ctg (90° — р) sin i —
— cos i cos [90° + (X — £7)]
cos(X — £2) t.g I = Ig₽ sin i 4- cos i sin (X — &).
(3-12)
(3.13)
12.	Определение гелиографических положений. Элементы вращения Солнца определяются один раз навсегда, в то время как обратная задача — измерение гелиографического положения какой-либо точки на поверхности Солнца — ежедневно встает перед наблюдателем. Положение точки/'’ на Солнце задается значениями р и а или, согласно (3.4), значениями р и о'. Гелиографические координаты центра солнечного диска обозначим через Вп и L*. а позиционный угол северного полюса Солнца — через ри. Из заштрихованного треугольника на рис. 12 получим:
sin b = sin 2?0 cos а' -|- cos Вп sin У cos (р — р0),
sin /' = sino' sin (p — p0) sec b,	(3.14)
/=£*—/'
12. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ГЕЛИОГРАФИЧЕСКИХ ПОЛОЖЕНИИ	41
(/' — расстояние пятна от нейтрального меридиана). Постоянные £*, Вп и Ро, входящие в (3.14), определяются из заштрихованного тре}гольпика иа рис. 13:
tgL* = lg(o — PJcosi
sinB0 = —sin(© —f|)sinz,	(3.15;
lg (Po + -r,) = — >g' ‘-os(О — Ш-
Поэтому для определения гелиографического положения точки при заданных £1, i поступают следующим образом. Прежде всего берут из ежегодника долготу Солнца О в момент наблюдения, находят по (3.6) значение tq и затем во (3.15) вычисляют L*, Ви, ре. Подставив эти величины в (3.11), получают b и I.
Рис. 13 К вычислению нсиомогатепьных величии
Для сравнения положении, полученных различными наблюдателями, необходимо, чтобы все наблюдатели исходили из одних и тех же элементов вращения. Лучшие определения элементов принадлежат Кэррингтону и Шпереру (см. табл. 9, где J означает «номер» года). В течение долгого времени употреблялись обе системы, однако теперь пользуются только данными Кэррингтона. Современный способ определения положения объекта на поверхности Солнца имеет тот недостаток, что долгота отсчитывается от восходящего узла и поэтому долгота одного и того же объекта меняется с течением времени. Было бы лучше, если бы долгота отсчитывалась от точки, неподвижно связанной с Солнцем, которая принимала бы участие в его вращении. Поскольку такой точки не существует, долготы отсчитывают от точки, которая вне-котор}ю эпоху совпадала с восходящим узлом. В качестве начальной эпохи Кэррингтон выбрал Ео = 1854, январь 1,500 мирового времени. Для отсчета нормальных долгот L можно вместо этого момента взять любой другой, отличающийся от Ео на целое число сидерических периодов вращения (25,380). Если t — момент
42
ГЛАВА Ш. ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА
наблюдения (мировое время), то нормальная гелиографическая долгота Lz
L — I— t).	(3.16)
Табл иц а 9
ЭЛЕМЕНТЫ ВРАЩЕНИЯ СОЛНЦ \
Автор	л	1	5	Т
Кэррингтон 1) . .	73.40’ + (J — 1850)-0,014°	7,15“	14,1844°	25,380<1
Шперер?) .	. .	74,52’ 4- (7-1861).0,014°	6,97"	14,2665°	25,234'1
1) C-irHngton, Obs. of Sunspots. London. 1863.
2) SpOrer, Bcob. von SonnenHecKcn, Anklam, 1862: Beob. von Sonnenflecken, Publ. XIII tier Astron. Gesellschaft, Leipzig, 1874, S. — B. Preuss. Ahad. d. H iss. Berlin 20 (1884).
13.	Рациональные способы определений гелиографических положений. Изложенный способ вычислений целесообразен лишь тогда, когда нужна большая точность (от 0,10 до 0,01° гелион.). Для массовых измерений гелиографических положений, производящихся при статистических исследованиях, вполне достаточна точность до 0,1 или 1°. Поэтому Шперер [1] предложил видоизмененный метод, сводящий всю вычислительную работу к пользованию таблицами, нескольким интерполяциям и суммированиям. Однако таблицы Шперера и Вольфера [2], составленные для этой цели, основаны на элементах Шперера, ныне уже не употребляющихся. На Цюрихской обсерватории, где координаты пятен до 1937 г. вычислялись по способу Шперера, существуют таблицы, пересчитанные к элементам Кэррингтона, однако они не оп}бли-кованы.
Простейший способ состоит в том, что гелиографическая система координат проектируется на плоскость, перпендикулярную к направлению Земля — Солнце, для различных значений угла между солнечной осью и этим направлением. На Цюрихской обсерватории имеются подобные координатные сетки, очень точно выполненные па стекле для углов 0,1, 2, 3, 4, 5, 5,5, 6, 6,5 и 7°. Эти сетки имеют градусное деление, однако целиком нанесены лишь координатные линии, разделяющие интервалы в 5°, а единичные градусные деления отмечены короткими штрихами Э. Поскольку эта сетка предназначена для определения положений пятен, ее деления доходят только до широт ± 50°. Точность счц тыванпя достигает вблизи центра солнечного диска примерно 0,2е Подобные сетки, нанесенные на прозрачную бумагу и рассчи
1) Оригинал имеет 60 см в диаметре. Копии с этих сеток любого размера можно получить от Цюрихской обсерватории.
13. СПОСОБЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ГЕЛИОГРАФИЧЕСКИХ ПОЛОЖЕНИИ 43
тайные на диаметр солнечного изображения, равный 16 си, были изданы обсерваторией Стонихурст [3]; всего 8 сеток для углов от 0° до 7° с 10-градусным делением, доходящим до полюса.
Для пользования этими сетками следует прежде всего интерполировать по морскому ежегоднику позиционный угол солнечного полюса, а также широту Во и долготу — центра Солнца в момент наблюдения. Выбирают ту сетку, которая соответствует
наклону, наиболее близкому меридиан сетки под углом р„ к направлению N—S. Наложив ее в таком положении на изображение Солнца, отсчитывают В н расстояние D от центрального меридиана. Гелиографическая долгота L получится сложением чисел D и Ln или вычитанием D пз Lo в зависимости от того, расположен объект на запад или на восток от центрального меридиана.
Хэл и Фокс [4] проектировали фотографии Солнца непосредственно на шар, покрытый координатной сеткой. Ось шара должна быть расположена по отношению к направлению проектирования так же, как ось Солнца
t Вп, и располагают центральный
Рис. Id. Графическое определение гелиографических координат.
отношению к Земле в момент
наблюдения Координаты наблюдаемого объекта считываются
прямо с сетки.
В заключение укажем графический способ определения гелиографических координат пятна. Пусть окружность К (рис. 14) есть контур солнечного изображения, а точка F — пятно. Необходимо знать момент наблюдения и ориентировку изображения. Определить последнюю не трудно, стоит только остановить часовой механизм инструмента и нанести путь, по которому будет двигаться затем пятно (пунктирная линия на рис. 14). Этот путь указывает направление Е — W (при большом часовом угле следует учитывать, что вследствие рефракции путь пятна несколько отклоняется от истинной параллели). Прежде всего найдем положение солнечной оси РР, отложив от направления N— S позиционный угол северного полюса р0, который можно взять из табл. 101).
1) Эта таблица, строго говоря, правильна только для 1940 г., для других Годов значения могут Отклоняться от привеченных в табл. 10 па 0,3°, Я значения /?„— на 0,1°.
44
ГЛАВА III ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА
Затем плоскость, параллельную солнечной оси и проходящу ю через Землю, и пятно повернем около линии ее пересечения с плоскостью изображения, причем F' наложится на Т7". После этого следует повернуть Солнце вокруг экваториального диаметра Л А на угол Во, который также берется из табл. 10. так чтобы Земля оказалась лежащей в экваториальной плоскости. При этом наложится на F'". В заключение передвинем все изображение назад так, чтобы точка F" попала в F”', параллель, проходящая через F'", спроектировалась в прямую, а широту В можно было бы снять непосредственно с чертежа Сдвинув плоскость круга
Т а б л и и а 10
ЭФЕМЕРИДЫ ДЛЯ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ГЕЛИОГРАФИЧЕСКИХ ПОЛОЖЕНИИ ДЛ Я oh МИРОВОГО ВРЕМЕНИ
Дата	Ро	В.	Дата	р.	в,
Январь 1	+ 2,54’	-3,00’	Июль 1	— 2,75’	+2,95°
10	1,83	—4,01	10	4- 1,35	+3 90
20	6,56	-5,02	20	4- 5,80	+4,86
Февраль 1	11,82	- 6,01	Август 1	• 10,82	+5,83
10	15,35	—6,58	10	14,27	+6,41
20	18,78	7,01	20	+17.68	+6.89
Март 1	-21,62	-7,23	Сентябрь 1	+21,13	+7,20
10	—23,64	7,23	10	+23,20	+7,24
20	-25,25	7 02	20	+24.93	4-7,09
Апрель 1	26 27	-6 50	Октябрь 1	+26,08	+6,68
10	26,36	-5,93	10	+26,39	+6,17
20	25.76	-5,13	20	4-26,05	4-5,42
Май 1	24.25	—4.10	Ноябрь 1	+24,61	+4,31
10	-22,37	—3,14	10	+22,79	+3,34
20	-19.63	-2,01	20	20,03	+2,16
Июнь 1	—15,53	-0,58	Декабрь 1	+16,18	+0,79
10	—11,98	+0,51	10	И2.48	0,36
20	— 7,70	4-1,70	20	+ 7,95	-1.63
широты, проходящего через пятно, параллельно линии ее пересечения с плоскостью изображения так, чтобы F'"—\F*, получим расстояние Э- пятна от центрального меридиана. Для того чтобы перейти от Я к L, необходимо знать долготу £„ центрального меридиана. Последнюю нельзя затабулировать раз навсегда, как Ви и рй. Табл. И содержит эпохи 1941 г., для которых £о=0. Остальные эпохи с Lo = 0 получаются из эпох, содержащихся в таблице, прибавлением 27,27й (в среднем). Значение £0 для мо мепта наблюдения I (выраженное в долях суток мирового времени) выражается через предыдущую нулевую эпоху 10 и угол суточного
14 СПЕКТРОСКОПИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ВРАЩЕНИЯ СОЛНЦА 4."» сидерического вращения (составляющий в среднем 13,20°):
L„ — 360° — (/ — /0) Е п L = Lq + 8	(3.17)
Таблица 11
ЭПОХИ (МИРОВОЕ ВРЕМЯ) 1841 Г., ДЛЯ КОТОРЫХ Ь.==«
Январь	. . .	3,18	Июль .	.... 13.09
»	. . . 30,52	\вгуст .	.	. . 9,30
Февраль	. . 26,86	Сентябрь	5,55
Март . .	. . . 26,18	Октябрь	2,82
Хпреть	. . 22,45 . . 19.68	»	. . 30,11
Май . .		Ноябрь .	. . 26,42
Июнь . .	. . 15,89	Декабрь .	. 23,74
причем значение <) отрицательно на восточной стороне диска и положительно па его западной стороне.
Часто задают не L, а -Э- и I, или заменяют L моментом I* прохождения пятна через центральный меридиан;
1* = 1 — \	(3.18)
14.	Спектроскопическое псследование вращения Солнца. После нескольких пробных попыток Фогеля [5] этот метод применил впервые Дюнер [6]. При помощи спектроскопического исследования можно измерить только Т, два остальных элемента, и i, берутся j Кэррингтона. По для астрофизиков в настоящее время представляет интерес только Т. Пусть имеем допплеровское смещение ДХ, измеренное для определенного участка Солнца в длине волны X и исправленное за все остальные факторы, могхщие влиять на длину волны. Если широта места — В, расстояние от центрального меридиана — Я, а широта центра Солнца Во, то скорость вращения г) в выразится в виде:
' в — Xsin»cos7?0 
откуда
Y-	7.2s г cos В cos Вв sin »	... ,,л.
1 11 = ---—ДХс---------	<3*20)
Тв — сидерический период вращения на широте В, г — радиjс Солнца, с — скорость света.
15.	Результаты исследований периода вращения. Вращение Солнца совершается в том же направлении, что и вращение Земли: восточный край движется па нас, а западный от нас уходит. Кэррингтон еще в 1858 г. обнаружил, что наблюденная им скорость вращения представляет собой некоторое среднее значение, так как в низких широтах пятна вращаются с большей, а в высоких с меньшей скоростью. С тех пор зависимость скорости вращепия
-46
ГЛАВА Ш. ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА
от широты изучалась многими исследователями. В табл. 12 при ведены результаты этих работ. Там даны суточные сидерические углы поворота для различных широт (через 5°), а последний столбец содержит эмпирические формулы, связывающие $• с широтой. Поскольку эти интерполяционные формулы не выражают никакого физического закона, их нельзя экстраполировать за пределы области наблюдений (содержащиеся в таблице значения Е в большинстве случаев сглажены по одной из приведенных формул). На рис. 15 и 16 результаты наблюдении представлены графически,
Рис. 16. Скорости вращения, полученные по измерениям положений.
Рис. 16. Скорости вращения, полученные спектроскопически.
причем на рис. 15 даны скорости вращения, полученные по движению различных объектов поверхности Солнца, а на рис. 16 — спектроскопические. Согласно рис. 15, для всех явлений на поверхности Солнца имеет место одда и та же зависимость между С и широтой, однако сами скорости несколько различны для явлений, происходящих на разных глубинах. Пятна располагаются в глубоких слоях, факелы и флоккулы — в средних, а протуберанцы в верхних. Рпс. 15 указывает, что чем выше уровень, том больше угловая скорость, исключением являются лишь протуберанцы на широтах <20°. Хорошее в пределах точности наблюдений со
15. РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЙ ПЕРИОДА ВРАЩЕНИЯ
47
гласование скоростей, полученных по движению факелов и кальциевых флоккул, подтверждает лишний раз, что эти образования связаны между собой. Наиболее точными следует считать значения, полученные по пятнам, ибо последние хорошо выражены и наблюдаются в течение дней и даже недель. Поэтому неудивительно, что скорости, полученные по пятнам, показывают наилучшее внутреннее согласие. Наиболее точными следует считать гринвичские определения, сделанные по пятнам с продолжительностью жизни 25 дней и потому практически не искаженные вследствие собственного движения пятен (см. раздел 41). Наблюдая факелы и флоккулы, нельзя различить в них отдельные точки, можно говорить лишь о вращении всего образования в целом, но факелы и флоккулы бывают обычно очень протяженными и их положения определяются недостаточно точно. Наблюдения факелов особенно трудны, так как эти образования видимы только на краю Солнца. Однако весьма благоприятно то, что факелы п флоккулы имеют значительно большие продолжительности жизни, нежели пятна. Из протуберанцев для определения скорости вращения пригодны лишь те, которые не меняют заметно своей формы в течение одного или нескольких периодов вращения. Из табл. 12 видно, что наблюдатели пользовались только кальциевыми флоккулами, а не водородными. Хэл [7] пытался наблюдать также и водородные, но убедился в том, что последние гораздо менее устойчивы, чем кальциевые, и потому дают совершенно непригодные результаты. Его наблюдения показали, что продолжительность вращения как будто не зависит от широты, однако в настоящее время им не придают никакого значения.
Значение спектроскопического метода состоит в том, что он не зависит от образований, существующих подобно пятнам, факелам и т. д. лишь временно и, кроме того, позволяет производить измерения также и вне зоны пятен, примерно до 75° широты Первые исследования Дюнера и Хэлма были выполнены визуально, все позднейшие — фотографически. Рис. 16 составлен по*многочисленным данным Адамса. Линии металлов возникают в обращающем слое, причем линия кальция X 4227 д возникает более глубоко, чем На, а эмиссионная линия На на краю Солнца принадлежит самым высоким слоям хромосферы. Рис. 16 подтверждает выводы, сделанные па основании рис. 15: 1) скорость вращения увеличивается с возрастанием высоты; 2) зависимость ее от широты в более высоких слоях выражена менее заметно, чем в глубже лежащих (см. по этому поводу также измерения Септ Джона[8] на лппии Кя). Однако, если сравнить скорости вращения, полученные по различным металлическим линиям обращающего слоя, с высотами соответствующих линий в спектре вспышки, данными Митчеллом [9], то нельзя заметить однозначной связи между скоростью вращения и высотой. Спектроскопические наблюдения, безусловно, отягощены значительными систематическими ошибками; из табл, 12 видно, что скорость обращающего слоя
48
ГЛАВА Ш. ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА
па экваторе колеблется для различных рядов наблюдений от 13,21 до 14,81°. То странное обстоятельство, что скорости, полученные по водородным линиям Па, Нр. Ну [10], пе показали никакой зависимости от широты, объясняется также систематическими ошибками. По новейшим исследованиям [11], определения скорости вращения, выполненные с 1914 г. па Маунт Вилсон, искажены рассеянным светом (в приборах); все значения завышены примерно на 4%. Можно себе представить, как велики должны быть предосторожности, которые следует принять для достижения точности в 1%. Если, папример, дисперсия достигает 1 А/мм, то требуется точность измерений до 0,5 • 10'3 лсч. Между тем, существуют влияния, вызывающие такие п ббльшие сдвиги линий (раздел 31). Это дает ясное представление о трудностях спектроскопического метода. В настоящее время скорости вращения, полученные по измерениям положений, считают несомненно более точными, нежели спектроскопические. При сравнении рис. 15 и 16 удивляет то, что скорости, полученные по линии кальция X 4227 А, значительно больше, чем определенные по кальциевым флоккулам, так же как для Па спектроскопическая скорость больше, чем наблюденная по флоккулам [12] и протуберанцам; металлические линии обращающего слоя дают также несколько ббльшие с ко рос ти, нежели ня гн а.
В последнее время спектроскопические определения были сделаны в Арцетри [13]; измерения на металлических линиях, па зеленом триплете магния и на Па дали значительно меньшие величины, нежели прежние наблюдения. Например, скорости па экваторе обращающего слоя оказались па 5 и 11 % ниже исправленных результатов обсерватории Маунт Вилсон.
Несмотря на то, что паши сведения о зависимости вращения Солнца от широты, особенно полученные спектроскопически, все еще неудовлетворительны, наблюдатели начинают все больше интересоваться двумя другими проблемами: зависимостями эква ториальной скорости от времени и от высоты. Ньювал [14] и Хэлм [15] считали, что они обнаружили изменение скорости вращения в течение 11-летнего цикла в 1901—1913 гг. Однако более поздние наблюдения показали, что вследствие систематических ошибок нельзя сравнивать ряды измерений, принадлежащих различным наблюдателям; для этой пели можно пользоваться только результатами, полученными одним и тем же наблюдателем, па одном и том же инструменте и на одинаковых линиях. Удовлетворяющий этим требованиям материал собирал, начиная с 1914 г , па Маунт Вилсон Сент Джои [16], Он считает твердо установленным, что в промежуток времени с 1916 по 1922 г. имело место уменьшение экваториальной скорости в обращающем слое с 1,936 до 1,903 км/сек [17]. Па рис. 17 представлены измерения обсерватории Маунт Вилсон (увеличенные на 4% для исправления за упомянутый эффект рассеяния), а также все другие ряды наблюдений. Создается впечатление, что действительно имело место
Наблюдатель	Способ	Год наблюдения	
Кэррингтон	Пятна	1853-1861	О be Sof
111 перер	»	1861—1893	Publ. Poi
Тяссеран	»		С. Я., 82
Маундер	»	1879—1901	М. N., 6
Гринвич	•	1878-1923	М. N., 8
Гринвич	в	1924-1933	М N., 1.
CiparoHOB	Факелы	1891—1893	A. N., U
Шевалье	»	1905—1908	Ann Zd-i
Гринвич	•	1888—1923	М. N., 8
Хэл и Фокс	Са-флоккулы	1892-1894	Carnegie
Хэл	В		Carnegie
Фокс	»	1903—1908	РиЫ Yen
Кемпф	»	[ 1906	Publ.
Ройдс	Протуберанцы	1926-1929	Kodaik. С
Д‘Азамбуя»а	•	1919-1930	C. R., 20
Дюнер	Линии металлов	1887-1889	Acfa Sc.
		1899-1901	A. N. 16
Хальы		1900—1906	A .V ., 15
Адамс	»	1906	Ap. J., 2
Адамс	»	1908	Ap, J., 2'
Адамс	X 4227	1906—1908	РиЫ. Car
Адамс	На внутрь от края		Washing! ।
Адамс	На на краю		
Адамс	Обращающий слой		
Сторей □ Вилсон	Линии металлов	1908—1910	M N., 1
Шлезингер	В	>	1911—1912	Publ Alic
Пласкетт и де Лкрп	* »	1911—1913	Ap. J, 85
Хабрехт	•	9	1911	Ann. Sol, Cambridg
																	I н и Л И Ц H 1Z.
ЗАВИСИМОСТЬ УГЛОВОЙ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ СОЛНЦА ОТ ШИРОТЫ																	
					—	—						25"											Суточный сидер пче
Литература	0’	sr	10’	15’	10"		30’	33’	40'	45"							ский угол поворота
tots oj the Sun, London, 1863.	14.42	14,38 1	14,29	14,16	14,00	13,81	13,60	1 13,88			1		1	1			14,42-2,75 sin ’/,
lam, 1 (1878); 5 (1880); 32 (1894).	14,35	14.32	14.26	14,15	14,00	13,80	13,57	13,30									8,60+5,52 cos В-—0,76 sin В
1876), 765.	14.32	14,30	14.24	14.13	13,99	13,82	13.62	13,40									8,55+5,80 cos В 11,52 т-2,80 соз«
(1S05), 823: 82 (1922), 539	14,44	14,43	14,38	14.30	14,19	14.06	13.91	13,74									14,43-2,13 sin» 1 12,43+2,01 соз» J
(1925). 584	14,37	14,35	14.29	14.20	14,07	13 91	13,72	13,53									14,37—2,60 sin» 1
(1934), 60.	14.37	14,34	14,28	14,17	14,01	13.83	13,62										14,37-3,00 sin» 1
(1895), 165.	14.62	14,61	14,46	14,24	14,18	14,14	13,84										12,20+2,67 cos» 1
6 (1911), 61	14,47	14.46	14,41	14,32	14,21	14,07	13.91										
(1924), 431.	14,51	14,50	14,44	14,36	14,22	14.06	13,84	13,59	13,30	12,97							14,54—2,81 sin* 14,49—1,r8 sin* i
nst. Washington Publ., 93 (1908).	14,70	14,59	14,44	14.30	14,17	14,02	13,83										—3,16 sin* В
nst. Washington Publ., 188 (1911).	14,42	14,38	14.32	14.28	14,27	14,17	13,98	14,04	13,92								11,58+2,98 cos* 1
;s Obs., 3 (1921), 67.	14,56	14,54	14,47	14,36	14,21	14,03	13,82	13,58	13,33	13,07							9,17+5,37 cos В 12,37+2,06 cos» L
jphys. Obs. Potsdam, 71 (1916), 36	14,43	14,41	14,37	14,29	14,19	14,06	13,92	13,75	13,58	13,40							
>s. Bull., 89 (1930), 227	14,55	14,47	14.35	14,30	14,21	14,13	14,06	13,93	13,90		42*	1	2°	56*	61’	70’	
(1938), 819: 176 (1923), 950.	14,40	14,43	14.37	14,35	14,24	14,14	14,01	13,79	13,63		13,53	1	5.24	12,87	12,96	12,2«	14,46—1,94 sin* I 14,81—4,2 sin’ i
psala, 14 (12) (1891). 1;	14,81	14.78	14,68	14,5f	14,32	14,06	13,76	13,42	13,07	12,70							10,60+4,21 cos’ 1
(1905), 167																	12,03+2,50 cos’ 1
1 (1907). 273.	14,53	14,50	14.46	14,3?	14,24	14,00	13,90	13,70	13,50	13,28	50’		>5’	60’	70’	80’	14,53-2,50 sin* 1
(1907), 203	14,72	14,67	14.52	14,37 1	14,13	13,85	13,62	13,28	13,03	12,78	12,53	1	’,30	12,15	11,90	11,78	
(1908), 128. egie Institut. n, 138 (1911), 118	14,63 14,90 14,8	14,56 14,88	14,‘42 14,83	14,2$ 14,7. 14.7	14.08 14,62	13,80 14,47	13.60 14 30 14,3	13,22 14,11	13,10 13,91	12,79 13,70 13,8	12,44	1 1 1	1,97 5,1 ',3	11,64	11,06 75° 12,7 13,0	10,88	12,5 +2,4 cos* J 12,8 +2,0 cos* 1
	15,00	14,99	14,96	•14.11	14,84	14,75	14,65	14,54	14,42	14,30		1	5,9		13,7		13,6 +1,4 cos* i
	14,54	14,51	14,43	14.31	14.13	13.91	13,67	13,39	13,0Э	12,79		«1	’.92		11,27		11,01+3,50 cos* 1 14,54—3,50 sin* 1
(1911), 685.	14,75	14,73	14,65	14,54	14,38	14,18	13,95	13,70	13,43	13.15							11,55-^3,2 cos» j 14,75—3,2 sin» 1
heny Obs., 3 (1914), 117.	14.17	14,14	14,07	13,94	13,77	13,56	13,32	13,05	12,76	12,47							10,77+3,4 cos* 14,17—3,4 sin» 1
(1911), 73; 42 (1915), 392.	14,24	14.21	14,13	13,99	13,81	13,58	13,31	13,02	12.71	12,38							10,53+3,71 cos» 14,24—3.71 sin»
 Phys. Obs 3 (1915), 75.	13,21	13,19	13,12	13,01 J	12,86	12,67	12,45	12,21	11,9(5 J	11,70							10,19+3,02 cos*
15. РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЙ ПЕРИОДА ВРАЩЕНИЯ
49
уменьшение скорости вращения. Однако измерения Септ Джона дол-кны быть отягощены столь большими систематическими ошибками, что реальность этого уменьшения сомнительна, тем более, что экваториальные скорости, систематически определявшиеся в Гринвиче за время 1878—1933 гг., не показали никакого хода Ньютон [18] нашел для последних пяти циклов с.юдующие законы вращения:
цикл I 1878—1888 гг. .
» П 1889—1899 » .
» ill 1900—1913 » .
» IV1914—1923 » .
о V 1924-1933 »
. ; = 14,36 —2,5’ sin» В .5 = 14,39’ —3,0’ sin» В . = — 14,39’ — 2,8’ sin» В . ;= 14,39’ —2,6’ sin» В . 5 = 14,37’ — 3,0’ sin» В
Увеличение экваториальной скорости с высотой (рис. 15 и 16) подтверждается и более новыми работами. В табл 13 мы привели результаты Эвершеда [19] и Перепелкина [20]. Величины, полученные этими авторами, сильно различаются между собой, ио оба
isou воз кш ш> виз вш вк вю ш> ш вш mzz вгч тль mas гэзо взг вз4
Рис. 17. Спектроскопическое определение экваториальной скорости 1900—1934 гг.
ряда измерений явно показывают зависимость скорости от высоты Аббети и Ригипи [21] получили но хромосферным эмиссионным линиям скорости примерно на 8% большие, чем для обращающего слоя. Особенно интересны исследования Эвершеда, так как он наблюдал протуберанцы, дающие исключительно высокие значения Е. Дальнейшие работы Эвершеда [22] подтвердили эти большие значения. Оп получил Е = 16,9° для средней высоты протуберанцев 29". До широты 35°, невидимому из-за сильных расхож Доний в измерениях, не заметно никакой зависимости от широты Наблюдается лишь увеличение угловой скорости с возрастанием высоты протуберанца. Перепелкин и Газе [23] нашли для протуберанцев спектроскопически Е = 16,8° ± 0,6°, при этом Перепелкин [24] (правда, ца материале, вряд ли подходящем для этой Цели) не нашел для одного и того же протуберанца никакой зависимости угловой скорости от высоты. Тот же автор [25], в противоположность Эвсршеду, обнаружил у скоростей, измеренных в 1928—1930 гг. на линиях Н, К и Не протуберанцев, сильно выраженную зависимость от широты Е — 14,2°	1,6° sin2/! Эти
результаты не имеют, однако, большого веса, так как дисперсия
1 НальдмаПер
50
ГЛАВА Ш. ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА
п использованных спектрах составляла лишь 6 Х/мм. Эвершед [26], наблюдавший вращение протуберанцев, попрежнему не смог Та блина 13
ЗАВИСИМОСТЬ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ОТ ВЫСОТЫ
По Эвершеду		По Перепелкину	
Слабые линии в ультрафиолете 		6 = 13,6°	Линии Fe со средней роулэндовской интенсивностью 1,8 . .	£ = 12,63*
Линии железа и кальция в краевой части спектра 		£=13.6°	Fe, Ti, Ni со средней интенсивное гью 3,2	= = 13,12’
Сильные линии железа в ультрафиолете . .	5 = 13,8°	Линии Fe со средней интенсивностью 5,0	Е = 13,19’
jD-лпнип натрин	Е = 13,7*	Fe, Са, Ti со средней интенсивностью 8,0	§ = 13,22
Водород На . . .	Е = 14,7°	А1 3944/3961 к ... .	£ = 13,74’
Кальций, Н и К ...	Е - 15,0°	ZJ-липии натрия .	6 = 13,73“
Протуберанцы, II и К	Е = 16,8’	Линия Д, гелии	£ = 14.40
		На	£ = 14,77°
		н, К	 .	Е = 14,75’
заметить его связи с широтой, по получил значительно меньшие экваториальные скорости, чем прежде.
1926—1928 гг. .	.6=18,1“
1929—1930 » ............Е = 16,0*
1931—1934 » ............Е = 15,2°
Из этого, по его мнению, можно заключить, что угловая скорость увеличивается и уменьшается с активностью Солнца, имевшей в 1928 г. максимум, а в 1933 г.—минимум.
Большие скорости, полученные спектроскопически по протуберанцам, противоречат тем, которые получили по положениям протуберанцев Д'Азамбужа и Ройдс (см. табл. 12). Эвершед объясняет это противоречие предположением, что протуберанец, как целое, сохраняет свою форму, в то время как отдельные атомы внутри него движутся по направлению к западу, т. е. что оп по добен дымовой завесе, в которой отдельные частицы участвуют в быстрых движениях, а вся завеса остается неподвижной.
И<> все же спектроскопическим определениям вращения по протуберанцам не следует придавать большого значения, тгф как здесь экспериментальные трудности еще большие, чем при работе
16. ТЕОРИЯ ВРАЩЕНИЯ СО ИЩА
51
с обращающим слоем. Эмиссионные линии сильно 'расширены (до 1 А) и часто их допплеровская ширина в сотни раз превосходит ширину, происходящую от вращения.
16.	Теория вращения Солнца. Vine много раз пытались объяснить странную зависимость угловой скорости от гелиографической широты (27], но всегда безуспешно. Закон вращения Солнца и поныне остается для теоретической астрофизики неразрешенной загадкой. В связи с этим можно упомянуть исследование автора этой книги (28], в котором при помощи статистических методов исследовалась скорость вращения так называемых очагов пятно-образования. Эти очаги расположены в глубоких, недоступных наблюдению, слоях фотосферы и проявляют себя тем, что над ними время от времени возникают пятна. Скорость вращения очагов пятнообразовапия нс подвергается никаким изменениям в течение 11-летнего цикла, хотя широта пятен систематически меняется от 5° до 35°, поэтому следует предположить, что очаги лежат на самом ядре Солнца, вращающемся как твердое тело. Следовательно, уменьшение угловой скорости по направлению к полюсу — явление иоверхпос гное, относящееся лишь к самым внешним слоям.
17.	Магнитное поле Солнца несомненно теснейшим образом связано с его вращением, по до сих пор не получило удовлетворительного теоретического объяснения. Многочисленные работы по этому вопросу, например гипотеза Чепмана (29], изложены в обзоре Ферраро (30]*.
Недавно появилась теория Хаалка [31]. Более старые теории пытались объяснить свойства магнитного поля Солнца конвекционными течениями ионизованного вещества в солнечной атмосфере. Хаалк предполагает, что в недрах Солнца под действием градиента давления происходит разделение продуктов ионизации, так что концентрация электрически положительных попов около его центра больше, чем концентрация отрицательных электронов. Благодаря вращению этих пространственных зарядов возникает магнитное поле, ось которого совпадает с осью вращения. Наблюдаемая величина магнитного момента Солнца получится только в том случае, если разделение зарядов настолько сильно, что в недрах Солнца имеют место поля с напряженностью до Ю10 вольт/см.
Доказательством существования магнитного поля Соллца является расщепление спектральных линий, подобное тому, какое Они испытывают при внесении источника света в магнитное поле (эффект Зеемана). В простейшем случае происходит расщепление
* Новейшие сведения по этому вопросу можно найти в статьях Бэбкока, Помещенных в «Астрофизическом сборнике» (Издательство иностранной ли-yj-paijры, Москва, 1949), а также у Блэкетта (У Ф Н XXXIII, нын 1, р- 1947). (Прим, пере«.)
Л*
52	ГЛАВА Ш. ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА
на три составляющие: среднюю несмещенную и две смещенные на ± ДХ. Величина смещения
ДХ = X2 — Д = 4,70.10 5ЯХа.	(3.21)
т ’кг.г	'
Здесь е — заряд электрона, измеренный в электромагнитных единицах, т — его масса, а с — скорость света. Стоящий в правой части числовой множитель подсчитан для того случая, когда напряженность магнитного поля Н выражается в эрстедах, а длина волны X — в сантиметрах. Как правило, наиболее крупные солнечные пятна (Н« 3000) дают при X = 6000 А расщепление порядка 2 ДХ = 0,1 А- Для измерения эффекта Зеемапа пользуются преимущественно линией железа X 6173 А- При мепыпих напряженностях поля расщепление уке не заметно, но линия представляется расширенной. Но поскольку три составляющие поляризованы по-разному, то при наблюдении через специальные поляризационные установки две ненужные составляющие можно удалить. Снимают, например, составляющую, сдвинутую вправо, и (без поляризационной установки) всю расширенную ливню целиком и получают отсюда ДХ. Таким путем Хэл [32] и его сотрудники доказали существование магнитного поля Солнца и измерили его. Хотя дисперсия в спектрах, которыми они пользовались, достигала 0,2 К/мм, наибольшие смещения составляли всего лишь 10 3 А, что согласно (3.21) дает напряженность поля, равную 50 эрстедам. Напряженность поля, как и у магнитного поля Земли, меняется с широтой, так что в первом приближении мы можем считать поле Солнца полем диполя. Но напряженности поля у экватора Мо и радиусу R можно подсчитать магнитный момент M~H0R3 Солнца. Он равен 8.1033 CGS (магнитный момент Земли = 8-1025 CGS).
В дальнейшем, существование магнитного поля Солнца было подтверждено исследованием многих других линий [33], однако для его напряженности получались значения <50 эрстед, причем напряженность поля падала с увеличением интенсивности линии. Поскольку в спектре вспышки интенсивные липии наблюдаются до большей высоты, нежели слабые, пытались по зависимости напряженности поля от интенсивности судить о зависимости напряженности поля от высоты. Оказалось (в настоящее время этот способ рассуждений уже не признается правильным), что на расстоянии 200 к н напряженность у меныпается с 50 до 10 эрстед. Столь быстрый радиальный спад магнитного поля противоречил многочисленным теоретическим исследованиям [34]. Заметив, что сдвиги линий не симметричны по отношению к осп Солнца ван Маапен [35] заключил, что магнитная ось наклонена к оси вращения. Ось симметрии Зеемановского смещения меняется со временем. Пронаблюдав эти изменения, Сирс нашел, что угол между осями составляет 6,0° ± 0,4 , а время их взаимного обращения
18. ИЗМЕНЕНИЕ ФОРМЫ И РАЗМЕРОВ СОЛНЦА	53
31,52di 0,28d. Ввиду большой трудности измерении магнитного ноля Солнца эти исследования, выполненные на Маунт Вилсон в 1912 1914 гг., е тех пор повторялись. Недавно Эвершед [36] обнаружил линию Fe X 52.50,218 А, которая дает почти вдвое большее Зеемановское расщепление, чем все до сих пор применявшиеся, и потому кажется особенно удобной для исследования общего магнитного поля Солнца.
18.	Изменение формы и размеров Солнца. Благодаря многолетней работе, начатой в Риме Секки и Роза [37] и продолжаемой там в настоящее время Армеллинп [38], выяснилось, что диаметр Солнца испытывает небольшие колебания, причем в то время, когда Солнце наиболее активно, его диаметр относительно мал, и наоборот. Еще более заметные колебания наблюдал Хильфикер в Нейенбурге [39]. Результаты его измерений, продолжавшихся с 1862 по 1883 г., изучал Вольф [40], указавший, что резкое уменьшение диаметра в 1870 г. совпадает с необычайно сильной активностью Солнца в этом году. Разница между максимальной и минимальной величиной солнечного диаметра составляет, согласно Хильфикеру, около 1,5". Однако в настоящее время мы уже не можем считать эти изменения т лльными, так как измерения содержат систематические сшибки, например годичную вариацию. Каллен [41], пользуясь гринвичскими наблюдениями за 1915— 1925 гг., показал, что амплитуда годичного изменения составляет 1", т. е. имеет ту же величину, к какой пришел Хильфикер. Мы можем, таким образом, утверждать лишь то, что колебания диаметра (если они происходят) не превосходят 1". Эта задача не может быть решена успешно при старой методике измерений; здесь необходим новый специальный метод (см. Хами [42]). Мей-ерман [43] обработал недавно вновь измерения Амбронна и Шура [44], он получил для 1893,5 г. значение солнечного диаметра 1919,87" i 0,005" с колебаниями порядка 0,09", причем Солнце «мело наибольший диаметр во время максимума пятнообразова-ния. Амплитуда, по сравнению со старыми результатами, очень мала, а характер связи с солнечной деятельностью — противоположный .
Предметом многочисленных исследований явилась форма Солнца (отклонение от шарообразности); разность я — b между экваториальным и полярным диаметрами можно измерить гораздо точнее, чем сам диаметр, ибо здесь речь идет об относительном измерении, а неспокойствие воздуха, личная ошибка наблюдателя и т. д. влияют на величину обоих диаметров одинаково. Амбронн и Шур [45], наблюдавшие с гелиометром с 1890 по 1902 г., не обнаружили в пределах ошибки, равной 0,007", никакого сжатия, в то время как Шевалье [16] получил но снимкам (1905—1910 гг.)
а — Ь = — 0,19" 4-0,02".
(3.22)
54	ГЛАВ! Ш. ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА
На снимках кран Солнца выглядит обычно волнообразным и потому трудно поддается измерениям. Хайн 147], для того чтобы избавиться от влияния неспокойствия воздуха, снимал Солнце при сильно ослабленной яркости с выдержкой в 3 сек.; за это время нервности края, возникающие от колебаний воздуха, выравнивались. Он также пришел к выводу, что полярный радиус больше, чем экваториальный,
а — 6 = - 0,035" ± 0,014".	(3.23)
Однако Шауб [48] показал, что наблюдающееся удлинение полярного диаметра есть пе что иное, как изменение склонения за время экспозиции. За 3 сек. оно равно в среднем 0,01и”, а максимальное достигает 0,060”. Мы приходим таким образом к выводу, что сжатие Солнца, если таковое существует, не может превосходить 0,01”, а это соответствует разности н 7 км менаду полярным и экваториальным диаметрами.
Глава четвертая
ФОТОСФЕРА
19. Лучевое равновесие фотосферы. Из трех возможных видов переноса энергии основным для солнечной атмосферы является излучение. Вследствие малости коэфициента теплопроводности газа и высокой температуры теплопроводность играет лишь совер-
шенно незначительную роль, а конвекция имеет значение лишь
для тонкой структуры фотосферы (раздел 23). Из общего потока энергии, составляющего 6.1010 эрг/см2сек, конвективные токи переносят меньше 1%, а теплопроводность — меньше одной миллионной доли. Так как радиальная протяженность солнечной атмосферы очень мала по сравнению с радиусом Солнца, мы можем считать задачу плоской.
ные. J8. К выводу уравнении лучевого равновесия.
Рассмотрим элементарную площадку df, расположенную на глубине нормаль которой составляет с нормалью к солнеч-
пой поверхности угол & (рис. 18) [1].
Через площадку df протекает за секунду в телесный угол du и н
интервале частот от v до v±dv количество энергии, равное Iv(t,&) -df dwd&(I.,—интенсивность излучения). Из этого количества па пути (7s теряется благодаря поглощению доля d&dv ds.
где xv означает коэфициент поглощения в частоте v, рассчи -тапный на 1 см3. С другой стороны, рассматриваемый пучок лучей
увеличивается за счет пе зависящего от угла излучения элемента объема dfds на evdf dsdudv, где еч —коэфициент излучения. Условие равновесия для элемента объема dfds напишем в виде:
dlv (/, й) = — xv Д (f, й) ds + ev ds.
(4.1)
Введем обозначение ev/xv — J4 (I, v) и будем называть это выражение отдачей. Для термодинамического равновесия отдача, согласно закону Кирхгофа, равна интенсивности излучения &v/*v = Ц. Введем оптическую глубину tv равенствами:
dzv = y.vdt и Tv = j xvd/.	(*-2)
—SO
Интеграция распространяется от самых внешних слоев (t = —ос) До геометрической глубины t. Введя оптическую глубину в (4.1)
*) Нулевой уровень для ( выбирается произвольно.
5b
ГЛАВА IV ФОТОСФЕРА
и подставив ds - —dt/cos&, будем иметь так называемое уравнение переноса:
cos &	- = А (тч, &) - J„ (tJ.	(4.3)
В атмосфере Солнца мало зависит от частоты (1), поэтому для многих целей можно пользоваться средним коэфициентом поглощения; в этих случаях уравнение переноса пишется без индексов v и относится к полному излучении:
сов	= 1 (т. &) - J (т).	(4.4)
Так как в солнечной атмосфере энергия не вырабатывается, должно выполняться условие неразрывности, т. е. элемент должен излучать столько же, сколько он поглощает, или, иначе говоря, полный поток энергии не будет зависеть от т. Полное количество энергии, протекающее через еди ни чини элемент поверхности
S = JZ(S)cos&dco, (4.5) причем интегрирование распространяется на все телесные углы.
Проинтегрировав по телесному углу также и (4.4), получим’
4 (/(т &)cos8^ = l^ = t/(-, &)~-Л/(?)^	(4.6)
r/т J ' 4к ЙТ J '	'4т: J ' 4к 
Но так как S не зависит от т, левая сторона обращается в нуль; поскольку, кроме того, J не зависит от то, выбрав в качестве элемента поверхности сферический пояс (рис. 19), мы приведем уравнение неразрывное ги к виду:
J (т) = I (т. &) g = 4- I (т, ») sm a dQ.	(4.7)
Уравнения (4.4) и (4.7) объединяются в одно дифференциальное уравнение:
cos 8	= / (т, 8) - j J / (т, ») sin В <№,	(4 8)
Гис. 19. К интегрированию уравнения неразрывности.
которое является основным уравнением теории лучевого равновесия [2].
Теперь возникает вопрос о решении у равнения (4.8). Очень простой приближенный метод предложили Шустер [3] и Шварц шнЛьд [4]. Более точные приближенные решения принадлежат Лддппгтопу [й], Гильберту (6], Шварцшильду [7], Милну [8] и Хопфу [9J.
IS. ЛУЧЕВОЕ РАВНОВЕСИЕ ФОТОСФЕРЫ
Попытаемся наши J, выбрав для I подходящее выражение. При т = О I как функцию О можно пайти из наблюдений спадания яркости от центра диска Солпца (Я = 0) к его краю (» = 90°). Это спадание представлено на рис. 21, из которого мы видим, что /(0, ») складывается из части а, не зависящей от», и доли, зависящей от» и приближенно выражающейся в впдс bcos». Итак,
I (0,») = а -|- Ь cos ».	(4.9)
Допустим теперь, что и для т>0 / имеет ту же фирму, что и (4.9), т. е., что
2 (т,») — A-f- 7?cos».	,	(4.10)
Здесь А и В не зависят от », но являются функциями т. Тогда, согласно (4.5), поток излучения напишется в виде
5 = 2к (Л + В cos ») cos»sin »<Z» — В п, (4.11) о
где В, так же как и 5, не зависит от т. Аналогично из (4.7) имеем
/ = 4 С (А 4- В cos ») sin »<Z» = А	(4.12)
о
Подставив это в уравнение- (4.4), получим:
cos»=2?cos9.	(4-13)
А =-Вт 4-С.	(4.14)
Постоянная интегрирования С определится из условия, что вытекающий поток Л', который получается по той же формуле, что и б1, интегрированием от » =я/2 до тг, должен на внешней границе, т. е. для т = 0, обращаться в нуль:
К
2л (С — 2? cos») cos&ein »rf& = 0.	(4
ТГ
I	(4-16)
1ецерь решение примет вид
I (т, ») = Вх 4- А В 4- В cos» = -J £ ( 1 -х. | т 4- A cos 0•), (4.17)
/<t>s=44(j + 4t)-	<418)
□8
ГЛАВА IV. ФОТОСФЕРА
Это решение представлено на рис. 20; ионная интенсивность излечения 1 (т, Э) распадается на две части; изотропную (т. е. не за-«S’	3	S 3
висящую от 9) -— (1 4- — т) и анизотропную —  — cos 9. Иа рис .20 2тс	2	2ге 2
2п
Рис. 20. Распределение по углам полной интенсивно-
сти излучения I (т,й) = 5/3	3	\
~&V+-2 *+ 2 cos &) (сплошные линии) и его анизотропной части
5	3
со« о (пунктирные iiihiih) на различных оптических глубинах -. (По книге X нзольда «Фпзпка звезт-ных атмосфер».)
ясно видно, как изотропная часть, линейно возрастая с т, быстро перегоняет не зависящую от г анизотропную часть и становится преобладающей, так что с у величением оптической глубины поле излучения становится все боле* и более изотропным и приближается к равновесному.
20. Потемнение к краю и распределение температур в фотосфере. Известно, что край диска Солнца темнее, чем его центр (рис. 63). Это потемнение пытались измерить еще Пиккеринг и Стрэпдж [10], а также Секки [11] Измерения вблизи края очень трудны, рассеянный свети неспокойствие атмосферы сильно искажают резу льтаты. Поэтому Юлиус [12] предложил измерять спадание яркости у края во время полных солнечных затмений непосредственно перед вторым или после третьего контакта. Этот способ был развит в дальнейшем Мипнаэртом [13] и Хар-зером [14]. Все измерения делались без спектрального разделения и высказывать па основании их результатов какие-либо суждения вследствие селективного поглощения в земной атмосфере очень трудно. В настоящее время имеют научную ценность лишь те измерения потемнения к краю, которые выполнены в монохроматическом свете. Спектрофотометрические измерения были выполнены впервые Фогелем [15] п Бери [16] Многочисленные измерения проделал Аббот [17]. В табл. 14 представлены старейшие наблюдения Аббота (1907—
1908 гг.). Ряд измерений для X — 3220 А принадлежит Шварцшильду и Виллигору [18]. Заслуживают упоминания результаты, полученные Шварцшильдом [19] во время затмения 1905 г. по методу Ю. ту са, но в монохроматических лучах. Этот же метод применяли позже Моль, ван-дер-Билт, а также Весселппк
[20]. За последнее время выполнялись лишь отдельные измерения
60
ГЛАВА IV. ФОТОСФЕРА
[21, 22, 23], так что абботовскис измерения, относящиеся к 1913 г. и поныне считаются удовлетворительными. Рауденбуш [24] из-мерял потемнение к краю при помощи монохроматора и фотоэлемента (табл. 15). Различие между его результатами и значениями, полученными Абботом, достигает при & =60° лишь 4%0, а при й>60' околи 1—2°0, причем интенсивности Рауденбуша систематически больше, чем интенсивности Аббога (за исключением 1 = 5060А).
Таблица 15 »
ПОТЕМНЕНИЕ К КРАЮ, ПО РАХДЕПБУШУ
0,9911 0,9684 0,9323
0,8119
0,8790
6700
5960
5060
4260
1,000
1 — i;ooo
1,0000 0,9928 0,9721 0,9407 0,8956 0,8349 0,7986:0,7584 0,7183 0,6744 0,6160 1,000 0,9911 0,9684'0,9323 0,8790 0,8119 0,7724|0,7287j0,6827 0,6286 0,5758 1,000 0,9904 0,9619.0,9148 0,8489 0,7695 0,727.310,6682.0,6098 0,5480 0,4802 1 ««О 0,9876 0,9542 0,9043 0,8296 0,7357 0,6795 0,6261 0,5674 0,4987 0,4280
Аббот пытался найти зависимость потемнения к краю от направления, однако никакой разницы в спадании яркости вдоль экватора и вдоль полярной оси заметить не удалось. Однако выявились признаки колебании со временем; измерения 1907 г. дали примерно на 1% большее изменение центр — крап, нежели измерения 1914 г., причем это различие в коротких волнах было выражено сильнее, чем в длинных. Для подтверждения реальности этих изменений со временем нужны новые наблюдения
Из табл. 14 и 15 следует, что: а) интенсивность края составляет около 40% центральной интенсивности, т е. падение яркости к краю соответствует примерно одной звездной величине; б) изменение центр край увеличивается с уменьшением длины волны. Наша теория лучевого равновесия дает закон потемнения к краю. Положив в (4.17) т = 0, мы получим интенсивность выходящего излучения. Отношение интенсивности I (Я) на расстоянии •& от центра солнечного диска к интенсивности центра I (0) будет иметь вид:
7$ “ И14- 2 «’“»)	(«•'»>
Однако этот закон потемнения справедлив к краю только для полного излучения. Как мы уже упоминали, прямое болометрическое измерение потемнения к краю невозможно для полного излучения, так как слишком трудно учесть влияние земной атмосферы. Экстинкция в синих лучах больше, чем в красных, ио, с другой стороны, край Солнца краснее, чем его центр, следовательно, для того чтобы выполнить редукцию уже необходимо знать величину потемнения к краю. Можно вычислить потемнение к краю
20. ПОТЕМНЕНИЕ К КРАЮ И РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ТЕМПЕРАТУР
61
[Jlft полного излучения по известным монохроматическим потемнениям. Исходят пз кривой распределения энергии (отнесенной за пределы земной атмосферы) и с помощью монохроматических потемнений вычисляют состав излучения на расстоянии Э. Затем путем интегрирования получают падение яркости к краю для полного излучения. Такие вычисления выполнены Милном [26] и Миннаэртом [27]; их результаты представлены на рис. 21 вместе .. теоретическим законом потемнения к краю (4.19). Мы видим, что даже Bania упрощенная теория уже хорошо согласуется с
наблюдениями.
Введем в наши формулы температуру. Как было выяснено в разделе 7, в атмосфере Солнца, нс находящейся в термодинамическом равновесии, поня-
тие температуры не имеет однозначного смысла. Определим поэтому чтб мы будем понимать под температурой Т. Ветчина Т, будучи подставлена в формулу Стефана-Больцмана, должна давать правильную плотность полного излучения (см. (4.5) и (4.18));
W Im 1 S /•. .3 \ =	+2
~ = Т*.	(4.20)
Для внешней границы т постную температуру 7’п
Рис. 21. Потемнение к краю для полного излучения.
0 мы получим так называемую поверх-
15	74
Т = аГо
(4.21)
откуда
+	(4.22)
Из этою выражения следует, что с уменьшением оптической глубины температура убывает и, наконец, достигает значения Ти. Ранее (раздел 7) мы ввели температуру 7\ полного излучения
5 =	\	(4.23)
И получили для нее значение TV—5712е. Сопоставляя (4.21) и (4.23), будем иметь:
Т,, = Та 1/2 = 5712,1,19 — 4801°.
62
ГЛАВА IV ФОТОСФЕРА
Возвратимся к вопросу о потемнении к краю и попытаемся так уточнить нашу теорию, чтобы опа дала закон потемнения для монохроматического света, т. е. найдем соотношение, которое смогло бы заменить уравнение неразрывности, справедливое только для полного излучения. Милн [26] и Линдблад [28] сделали для этой цели предположение, что каждый элемент объема излучает по закону Кирхгофа, т. е.так же,как и при термодинамическом равновесии, хотя само поле излучения, как это видно из рис. 20, анизотропно. Исходя из этого допущения, они высчислили зависимость по темп е-
Рис. 22. Оптическая глубина, до которой наш взгляд проникает в недра Со ища. (По книге Унзольда «Физика звездных атмосфер».)
ния к краю от длины волны.
Излучение 1 (0, &), вы ходящее с поверхности Солнца под углом сог ласно рис. 18, представ ляется в виде:
I (О. &) =
J (т) е~~ ве<? 8 с?т sec Я.
°	(4.25)
Смысч этого выражения иллюстрируется рис. 18. Элемент объема с поперечным сечением, равным 1, и данной (Is, лежащий на оп-
тической. глубине т, вносит в излучение, идущее но направлению Я, долю J(r) 1-ds = = J(t) (h sec ё, где J(t) вновь означает отдачу на глубине т. Но, так как это количество энергии проходит затем путь rsec &, то доля, вносимая рассматриваемым элементом объема в выходящее излучение, оказывается равной 7(т) sec Я e-TSCce. Если подставить вместо отдачи/(т) ее значение из (4.18), подиптег-ралыюе выражение (4.25) примет вид:
1	~	е-'8ес8 sec &.
(4.26)
Это выражение представлено на рис. 22 для различных значении параметра В-. Оказывается, что излучение центра солнечного диска приходит к нам из различных глубин, по чем ближе мы подвигаемся к краю Солнца, тем меньше становится участие более глубоких слоев в наблюдаемом излучении. Средние оптические глубины т, определяемые выражением
20 ПОТЕМНЕНИЕ К КРАЮ И РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ТЕМПЕРАТУР
63
0
(4.27)
на которых возникает излучение, выходящее под углом &, приведены в табл. 16.
Таблица 16
СРЕДНЯЯ ОПТИЧЕСКАЯ ГЛУБИНА, НА КОТОРОЙ ВОЗНИКАЕТ
ИЗЛУЧЕНИЕ1, ВЫХОДЯЩЕЕ ПОД УГЛОМ &
	°'	10е	20-	30*	40°	50’	60’	70’	75- |	80-	85'	90*
	1,60	1,59	1,56	1,50	1,42	1,30	1,14	0,91	0,75	О,5б|о,31		0,00
’ Речь пдет. конечно, об оптической глубине, измеряемой по па пран icirnio радиуса Солнца; оптические глубины, измеряемые по лучу зрения, не зависят от и.
Так как, согласно нашему предположению, каждый элемент объема находится в термодинамическом равновесии, закон Планка (1 11) дает нам величину отдачи:
2Лс» 1 X6 Ле ^АЛТ-1
(4.28)
причем, согласно (4.22), вместо Т следует подставить
г. * —
Г = Т- |/ 1 + 2 ••	<4-29)
К 2 V
•Это дает нам выражение для интенсивности выходящего излучения
—Tvsee8 „ , оьг а е ” sec i а~.
Л(О.Я)	--------5-—^-	(4.30)
I	Лс1'2
/ ллт8 (t +Ч,?У1, 0 е	-1
Отбросим теперь индекс v на том основании, что в солнечной атмосфере коэфициеит поглощения мало Зависит от длины волны (подробнее мы на этом не будем останавливаться). Введем z= т seed Тогда из (4.30)
л(<»л) = 4?- Г
I	Лс J 2
J	М. Гв (I W.osw*i <
(4.31)
«4
ГЛАВА IV. ФОТОСФЕРА
Обозначим а
•v-,-2 и р = ' cos 8. Тогда (4.31) примет вид: л*А/ _
2k5asT^ г e~zdz h (0. ») = htc324, J ea (t+pz)-*/. j •
0
Введя, кроме того,
/ (a, p) = as f-------—-------
J e« U+P-> '•	1
o e	1
получим отношение интенсивности углом 8. к интенсивности в той
Х-излучения, выходящего под же длине волны излучения.
выходящего вертикально:
/х(0,В) _ /(“. Jcos&j
W ,(4) ’
(4.32)
(4.33)
Достойно внимания то, что переменные X и J'a входят в функцию / не отдельно, а в комбинации \Т$: это очень важно для изучения потемнения к краю у звезд. Далее следует отметить, что согласно (4.33) падение яркости к краю для монохроматического излучения зависит от температуры, в то время как в закон (4.19), полученный для полного излучения, температура не входит. Так как функция /р,а/2С0«®)
— у уменьшается с возрастанием а, падение яркости к краю будет тем сильнее, чем меньше XT’s. При возрастании температуры падение к краю для одного и того же значения X уменьшается, но одновременно максимум излучаемой энергии передвигается к более коротким волнам, для которых потемнение к краю оказывается независящим от температуры.
Функцию / вычисляли Милн [29], Лпндблад [30], Упзолы . и Мауе [31]. Результаты этих вычислений сопоставлены в табл. 17 с результатами измерений Аббота за 1913 г. Теория и наблюдения согласуются удивительно хорошо.
К сожалению, функцию f можно найти лишь числовым путем, однако если пользоваться законом Вина и вместо (1 + pz) "/• брать 1 AiiPzt интеграция становится возможной. Тогда интеграл, входящий в (4.32), переходит в
00
20. ПОТЕМНЕНИЕ К КРАЮ И РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ТЕМПЕРАТУР
65
и спадание яркости для длины волны X выражается формулой
Л(о.а) 1	_ 1-г pros ft
/х(0,о)	1+p	•	<
<s
где Р— функция а р 32 а . Интегрируя (4.35) по всему диску Солнца, получим среднюю интенсивность
п/2
«Л = 2тс С ууу (1 + ₽ cos ft) cos & sin Я dS = ууу 0 + i Ю (4.36)
Отношение центральной интенсивности к средней интенсивности
5£00)	£+?_ = *+*
Л	1+|р
(4.37)
Преобразуем это выражение, воспользовавшись тем обстоятельством, что р пропорциональна а ^р =	а.) , а а, по опреде-
4	.
лению. пропорциональна £ (а = —тХг-) • Частное (4.37), стре-А \ А’Лл /
мясь с возрастанием длины волны к единице, уменьшается вначале быстро, затем медленнее. Для у имеем:
4
3hcV2
8WS '
(4.38)
Подставив сюда значения физических констант А = 6,55-К) 27, c=3.1()w, A=l,37-10_,eCGS и 7>=5740°, получим у= 1,115-10 *. Отношение />. (О, 0) /2Х— Для этого значения Ть и для длины волны К=6000 д =0,6 40 4 см равно 1,27, в то время как наблюденное значение, согласно табл. 14, составляет 1,23. Величины, входящие в табл. 14, получены Миинаэртом [32] на основании измерений Аббота В заключение найдем в последнем столбце этой таблицы расстояние &*, для которого /(X, &*)= /Y. sinS-* очень мало зависит °Т я^ины волны и равен примерно 0,75. Его легко найти по (4.33) и (4.37); приравнивание величин />.(0,8) и 1-, дает:
1 + Pcos8*	,
1 р- . т. е. cosH =sin Э'=0.745,	(4.39)
что очень хорошо согласуется с наблюдениями. ® Вальдмайер
66
ГЛАВА IV. ФОТОСФЕРА
Таблица 17
НАБЛЮДАЕМОЕ И ТЕОРЕТИЧЕСКОЕ ПОТЕМНЕНИЕ К КР 1.0 В МОНОХРОМАТИЧЕСКОМ ИЗЛУЧЕНИИ*
X	0,00	0,20	0.40	0,55	0,65	sin — 0,75	0,825	0,875	0,92	0,95	0,97	1 00
3737	1,000 1,000 1,000 1,000	0,984 0,982 0,981 0,981	0,934 0,929 0,934 0,921	0,871 0,859 0,870 0,845	0,811 0,795 0,812 0,774	0,730 0,711 0,736 0,684	0,652 0,632 0,664 0,599	0,580 0,570 0,604 0,530	0,499 (1,490 0,638 0,456	0,432 0,441 0,482 0,390	0,350 0,435	0.141
4265	1,000 1,000 1,000 1,000	0,985 0,985 0,985 0,983	0,937 0,939 0,936 0,930	0,872 0.880 0,873 0,865	0,812 0,825 0,815 0,804	0,734 0,751 0,738 0,724	0,660 0.680 0,662 0,645	0,587 0,621 0,559 0,580	0,511 0,556 0,527 0,506	0,445 0,499 0,464 0,444	0,388 0,411	0,186
5062	i.ooo 1,000 1,000 1,000	0,989 0,988 0,988 0,986	0,951 0,949 0,950 0,941	0,900 0,900 0.900 0.884	0,852 0,854 0,854 0,830	0,787 0,794 0,793 0,761	0,720 0,734 0,732 0,693	0,660 0,684 0,681 0,638	0,591 0,626 0,621 0,570	0,529 0,574 0,570 0,512	0,472 0,524	0.250
5955	1,000 1,000 1.000 1,000	0,990 0,991 0,991 0,989	0,959 0,961 0,964 0,951	0,916 0,923 0,929 0,901	0,876 0,887 0,896 0,856	0,821 0,838 0,852 0,796	0,764 0,790 0,807 0,735	0,713 0,747 0,768 0,684	0,651 0,699 0.722 0,624	0,595 0,655 0,682 0,571	0,541	
6702	1,000 1,000 1.000 1,000	0,993 0,991 0,991 0,990	0,967 0,961 0,964 0.957	0,929 0,923 0,929 0,913	0,893 0,887 0,896 0,872	0,844 0,838 0,852 0,818	0,794 0,790 0.807 0.763	0,748 0,747 0,768 0,716	0,692 0,699 0,722 0,660	0,640 0,655 0,682 0,608		0,357
8580	1,000 1,000 1,000 1,000	0,994 0,993 0.993 0,992	0,972 0,970 0,972 0,966	0,944 0,939 0,944 0,933	0,916 0,910 0,917 0,899	0,877 0,871 0,88t 0,855	0,836 0,832 0,844 0,807	0,799 0,797 0,812 0,768	0,753 0,755 0,774 0,720	0,710 0,717 0,739 0,676		
10080	1,000 1,000 1,000 1,000	0,994 0,994 0,994 0,993	0,973 0,974 0,973 0,970	0,949 0,947 0,951 0,943	0,923 0,922 0,927 0,914	0,888 0,887 0,895 0,871	0,851 0,852 0,863 0,832	0,816 0,821 0,831 0,794	0,773 0,784 0,800 0,750	0,733 0,750 0,769 0,710		0,4.97
• По Абботу, Мплиу, Лпидбладу, Унзольду и Мауе.
21. Строение фотосферы и газовое давление. Нам нужно дополнить паши сведения о строении атмосферы Солнца вычислением давления на различных оптических глубинах и в заключение перейти от оптических глубин к геометрическим В статической атмосфере уравновешиваются три силы: тяготение, газовое давление и давление радиации. Рассмотрим элемент с поперечным сечением, равным 1, высотой dz (z отсчитывается снизу вверх) и плотностью р. Сила тяготения, действующая на него, равна — Ср dz, а сила, происходящая от давления газа,— dp0. Через этот элемент протекает за секунду количество энергии 8 (поток излу
21. СТРОЕНИЕ ФОТОСФЕРЫ И ГАЗОВОЕ ДАВЛЕНИЕ	67
чения), из которого поглощается доля Skp dz (к — коэфициент поглощения); поглощенная энергия обладает массой т = — п так как скорость распространения излучения равна с, то она обладает импульсом гпе = —с— . Но сообщаемый за единицу времени импульс есть сила, поэтому окончательно условие равновесия трех сил запишется в виде:
- - dPo+ =30.	(4.40)
Подставив S = сТ* и введя оптическую глубину (1т — —к? dz, будем иметь:
dPa =	=	,	(4.41)
“ftp eftp	ft с	'	’
откуда
dP 1
^ = T(g-gs).	М2)
□ тч
где gB — —-— есть «ускорение, происходящее от давления радиации». Выяснилось, что в атмосфере Солнца ga примерно в 100 раз меньше, чем g, т. е. ускорением, происходящим от давления радиации, можно пренебречь. Поэтому мы обратимся к уравнению
d- ~ к ’
(4.43)
Коэфициент поглощения звездной материи (речь идет о среднем значении А\) зависит не только от температуры и давления, но и от специфических свойств атомов, находящихся в атмосфере Солнца, а также от ее химического состава. Поэтому найти выражение для к аналитическим путем невозможно и можно говорить лишь о числовых способах решения уравнения (4.43). Зависимость к от Т и Рд представлена на рис. 23, заимствованном у Упзольда [33]. Попытаемся прежде всего получить грубое значение для давления в солнечной атмосфере, приняв, что отношение g/k постоянно. Это дает
или
1g ^0 + 1g* = IgT + 1g g.	(4.45)
^Равнение (4.45) изображается графически (рис. 23) прямыми, идущими из верхнего левого угла рисунка в нижний правый; а Рис. 23 нанесены некоторые из этих прямых, наклоненных под Углом 45°, для различных значений т (Igg — 4,438). Каждому ачению т соответствует определенная температура Т, которую
68	ГЛУСА. IV. ФОТОСФЕРА
можно подсчитать по (4.22). Точка пересечения i.piinoii к-Ра, построенной для температуры Т, с соответствующей прямой дает к и Рд для оптической глубины т. Значения, полученные таким путем, собраны в табл. 18. Заметим, что на оптической глубине, равной 1, газовое давление равно 3720 <?///(/сл2«4 мм рт. ст., а плотность вещества составляет 2 -10 ° г/см3. Значения, приведенные в табл. 18, представляют собой грубые приближения; при более точном исследовании (см. табл. 19) следует у читывать изменение к с
Рис. 23. Зависимость коэфициенти непрозрачности к от газового давления и температуры Но 7. изольду.
Перейдем, наконец, к геометрической высоте z, для того чтобы иметь возможность подсчитать протяженность фотосферы в километрах. Если не учитывать давления радиации, условие гидростатического равновесия можно записать в виде:
dP0 = -i>pdz.	(4. 'Hi)
Таблица 18
Р И h В ЗАВИСИМОСТИ ОТ -о
Т	o.i	0.5	...	2,0	3,0	5.0	10,0
7’	. .	4960	>320	6040	6780	7350	НМ о	9600
•g*		0,26	0,69	0,83	1.01	1.13	1.19	1,54
		3.17	3.43	3,57	3,70	3,81	3,89	3.90
21. СТРОЕНИЕ ФОТОСФЕРЫ И ГАЗОВОЕ ДАВЛЕНИЕ
69
р »•
Подставив в (4.41>) уравнение состояния газа р = —°—, где R — ИГ
газовая достоянная, а р. средний молекулярный вес вещества Солила, бушем иметь:
Л dP п	Г	ец.
-^ = rflnPfl=-^d3.	(4.47)
Если считать .молекулярный вес р, который, строго говоря, зависит от з, постоянным, то, интегрируя (4.47), получим известную ба рометри чес ку ю фо рмулу:
*	_о?
Р0 = Р'ае *rs.	(44g)
Во внешних слоях р несколько больше 2, а в тех внутренних, которые еще вносят заметный вклад в излучение фотосферы, он несколько меньше 2. Поэтому можно считать, что среднее значение р = 2. Выбрав (совершенно произвольно) пульпункт для z, получим постоянную интегрирования Ро*. Рд* находится из табл. 18 после того как было выбрано значение т*, для которого z = 0. В табл. 19 приведены значения z и основных физических величин, отсчитанных от т* =-у- Для полноты картины даны также величины давления радиации Р,; мы убеждаемся в том, что в атмосфере Солнца Рг гораздо меньше, чем Рд. Кроме того, в шестом столбце содержатся электронные давления Ре, которыми мы будем пользоваться в дальнейшем. Таблица наглядно показывает, что в фотосфере давление уменьшается гораздо быстрее, чем температура, и что ее плотность очень невелика. Из рис. 22 ясно, что основная часть излучения возникает па оптических глубинах от 0,1 до 2,5 т. е., согласно табл. 19, в слое толщиной всего 100 к и. Итак, свет Солнца, доходящий до нас, излучается в основном сферическим слоем, толщина которого составляет около 100 км.
Таблица 19
СТРУКТУ РА АТМОСФЕРЫ СОЛНЦА ПО УНЗОЛЬДУ 134]
т°	-		IgA	И	Z, К.Ч	IgP	igi‘r
4860	0,01			2,72	138	0,77	0,15
5040	0,116	3,22	0,40	2,76	54	1,34	0,22
5600	0.53	3.55	0,84	2,75	7	1,8!	0,40
6300	1,25	3,73	1,12	2,73	— 20	2,19	0,60
7200	2.62	3,89	1,24	2,71	- 46	2,45	0,84
8400	5.40	4,05	1,30	2,63	- 80	2,85	1,10
iooso	Н 9	4,22	1,70	2,29	-121	3,47	1.42
12600	30,1	4,42	2,15	1,65	—172	4.02	1.81
16790	96,1	4,68	2,00	1,40	—300	4,28	2,31
70
ГЛАВА IV ФОТОСФЕРА
В прежние времена, когда еще был актуальным вопрос о том, состоит ли Солнце из жидкости, или из газа, резкость солнечного края служила веским аргументом против его газообразности Полагали, что яркость газовогошара должна спадать к краю постепенно. Принципиально это правильно, но вычисления показывают, что переход от полной непрозрачности к практически полной прозрачности происходит в слое толщиной 100 км. С Земли эти 100 км видны под углом у ", т. е. создают впечатление совершенно резкого
Рис. 24. Спадание яркости иа внешнем краю Солнца. По Унзольду.
края.
Возвратимся к вопросу об уменьшении яркости по направлению к краю Солнца. В разделе 20 было показано, что интенсивность излучения на краю солнечного диска составляет 0,4 интенсивности в его центре (4.19). Теперь мы знаем, что спадание яркости от 0,4 до 0 про исходит не сразу, а на расстоянии 100км. Унзольд [34, стр. 424] вычислил ход измепенпя яркости па самом внешнем краю Солнца; па рис. 24 изображены графически результаты его вычислении. Спадание яркости происходит, согласно Унзольду, на расстоянии 1
150 ял —-у . В масштабе рис. 24 центр солнечного диска должен находиться в направлении, указанном стрелкой, на расстоянии 81 м. Промерить это спадание интенсивности в начале или в конце полном фазы солнечного затмения очень трудно, так как неровности 1
лунного края вообще значительно больше . Все же следует
попытаться сделать это, ибо пе исключено, что спадание происходит медленнее, чем следует из теории, иллюстрированной рис. 24. На самом деле оказалось, что в короне и в хромосфере градиенты давления гораздо меньше, чем можно было ожидать, согласно теории.
Рассуждения, приведенные в этом разделе, пе имеют столь общего характера, как, например, выкладки разделов 19 и 20, они существенным образом зависят от химического состава солнечной атмосферы. Здесь мы исходили из предположения, что Солнце на одну треть состоит из водорода. Однако к моменту окончания этой кнпги сложилось представление, что атмосфера Солнца состоит практически из одного водорода [35]. Согласно этому взгляду, непрерывное поглощение в солнечной атмосфере происходит пе за счет атомов металлов, как считали до сих пор. а осуществляется отрицательными ионами водорода. Если эз" так, то вместо рис. 23 следует брать совершенно иную зависимость
22. ТОНКАЯ СТРУКТУРА ФОТОСФЕРЫ
71
коэфипиента поглощения от давления и температуры, что должно привести к строению атмосферы, сильно отличающемуся от того, которое дано в табл. 19. Новая теория, согласно которой отношение числа атомов водорода к числу атомов металлов, равно 6300, дает для газового давления на оптических глубинах т — 0,1, 0,5 и 1,0 значения 1g Рд — 4,5; 4,9 и 5,1, в то время как по старой теории соответственно 1g Ро = 3,2; 3,5 и 3,7.
22. Тонкая структура фотосферы. Грануляция. Фотосфера не представляется однородно яркой поверхностью, опа имеет зернистую структуру. Эта структура настолько мелка и так быстро изменяется, что ее можно изучать только при помощи фотографирования. Классические работы, посвященные исследованию грануляции, принадлежат Женсену, Ганскому и Шевалье; по качеству наблюдательного материала они и поныне остаются непревзойденными. В более новых работах Штребеля, Тюринга, Пласкетта, Бруггенкате, Гротриаиа и Палена грануляция исследовалась в основном фотометрически Рис. 25 представляет собой снимок грануляции на поверхности Солнца. Она напомппает маленькие круглые яркие зерна, находящиеся на темном фоне. Это впечатление создается отчасти физиологическими причинами, так как яркие области на темном фоне обычно кажутся глазу возвышенностями. Однако в этом представлении есть доля истины, хотя бы потому, что на негативах грануляция схожа с темными зернами на светлом фоне [36]. Согласно Жансену [37], яркие гранулы имеют диаметр от х/4 до 2", что подтверждается рис. 25. На многих снимках Жансена поверхность Солнца представляется пересеченной по различным направлениям полосами, делящими ее на многоугольные области с диаметрами от одной до нескольких минут. Внутри этих многоугольников грануляция имеет нормальный* вид, а на самих полосах она сильно деформирована >ыи отсутствует совсем. Жапсен назвал это явление фотосферной сеткой и считал полосы, вследствие плохо развитой на них грануляции и быстрой переменности, горячими течениями в фотосфере. В настоящее время сетку не считают реальным явлением, но полагают, что она происходит из-за неоднородности атмосферы.
Грануляционная структура покрывает всю поверхнось Солнца однородно *>, не ограничиваясь отдельными зонами; ее общий вид не меняется в течение 11-лстнего периода. На снимках Жансена, сделанных с интервалами в несколько минут, отдельные гранулы не поддаются отождествлению, откуда следует заключить, что гранулы или очень быстро перемещаются одна относительно другой (что не наблюдается), или продолжительность их жизни равна нескольким минутам. Первую серию снимков, следовавших очень быстро друг за другом, удалось получить Ганскому [38]:
*1 Согласно Вальдмайеру (Яей>. Phys. Ida, 18, 14, 1939), на краю Солнца грямуляция отс) тстпует.
72	ГЛАВА IV. ФОТОСФЕРА
оказалось, что на снимках, сделанных через 25 сек., большинство гранул (имеющих, согласно Ганскому, 2" в диаметре) поддастся отождествлению, в то время как через мин. картина коренным образом меняется Шевалье [35] оценивает продолжительность жизни гранулы в 3—4 мин., Ганский — в 5 мин. Измерить ее непосредственно, проследив за отдельными гранулами г момента их возникновения до исчезновения, пока не удавалось. Недавно Бруг-генкате и Гротриан [39] исследовали среднюю продолжительность жизни грануляции статистическим методом. Две пластинки, полученные через короткий промежуток времени, накладывались друг на ipyra и затем одна из них поворачивалась относительно другой па малый угол (3°). Такие две пластинки при рассматривании на просвет создаю! впечатление муарового рисунка, который выражен тем яснее, чем меньше промежуток времени между снимками, т. е. чем больше похожи друг на друга две пластинки (и чем меньше угол поворота). Для оценки эффекта была введена соответствующая шкала. Муаровый эффект, возникающий при повороте па 3° двух тождественных пластинок, оценивался в 10, полное отсутствие эффекта, имеющее место при повороте двух совершенно различных и lac гинок, считалось за 0. По этому способу' Бруггснкате и Гротриан оценивали сходство ряда снимков по отношению к первому. Калибрирование шкалы производилось при помощи искусственной грануляции. По стеклянной пластинке рассыпали порошкообразную камфару и фотографировали эту пластинку в проходящем рассеянном свете; в результате получились снимки, очень похожие на солнечную грануляцию. Благодаря испарению крупинки камфары очень быстро уменьшались в размере и затем исчезали. Вместо испарявшейся камфары через короткие промежутки времени подсыпалась новая в том же количестве и искусственная грануляция фотографировалась вновь. Сходство снимков, следовавших друг за другом, вновь оценивалось по топ же шкале, что дало возможность еопрокалибрировать, ибо взвешивание рассыпанной но и 1астппке камфары позволяло в любой момент времени судить о том, сколько старых камфарных зерен испарилось и сколько появилось новых. Таким путем Бруггенкатс и Гротриан нашли, что время полураспада грануляции, т. е. время по истечении которого остается только половина первоначальных гранул, составляет 2,2 мин Исчезновение гранул происходит по показательному закону
_ i
N=Noe з,2.	(4.49)
т. е. изгранул, существовавших в момент I —0, через t мин. остаются 7V гранул. Этому методу ставили в упрек то обстоятельство [40], что несходство следующих дру г за дрх гом снимков грану ляции можно объяс Hirib не только исчезновением и возникновением грану.ч, но также и их непрерывным движением. Еще более важны те различия, которые возникают вследствие воздушных точений
Рис. 25, Тонкая структура (грану шция) фотосферы. Масштаб Г’ =0,7 .и.и. Снимок Вальдмансра.
22. ТОНКАЯ СТРУКТУРА ФОТОСФЕРЫ
7.
в зеинов атмосфере; согласно Ж uiceny, снимки, сделанные одновременно на двух сходных инструментах, часто бывают очень непохожи друг на друга. Поэтому можно думать, что приведенная выше продолжительность жизни, равная примерно 3 мин., предо га-вляет собой минимальное значение.
Ганскому [11] удалось получить в 1905j. очень хорошие спим ки с интервалами около минуты, которыми он нос пользовался для изучения движения гранул. Он обнаружил колебательные (боковые) движения со скоростями —30 км/сек, причем фазы и амплитуды (~ 1") различных гранул согласовались между собой. Если отбросить колебания, имеющие явно атмосферное происхождение, остаются нерегулярные собственные движения со скоростями порядка 1 км/сек. У гранул, находящихся в полутени пятна, диаметры которых достигают 1—2", Ганский обнаружил движения со скоростями ~ 2 км/сек, направленные радиально кнаружи. Это обстоятельство подтвердилось позднее апректроекопически (эффект Эвершеда). Грануляционная структура в полутени гораздо устойчивее, чем обычная; ее гранулы имеют продолжительность жизни до часа. Шевалье [42] также наблюдал перемещение гранул, которые, однако, всегда меньше, чем их размеры, и могут быть объяснены без предположения о боковых движениях 13 заключение Бру ггенкате и Гротриаи [431 доказали, что колебательные движения гранул, обнаруженные Ганским, объясняются перемещениями начала координат, а небольшие остаточные движения происходят, очевидно, от ошибок в измерениях.
Прежде чем перейти к более новым фотометрическим работам, следует указать па расхождения в оценках размеров грапул. К laeciiHecKne работы единодушно указывают на величину 1—2", а более новые при водят к ди а.метрам порядка 5" Теперь мн уже знаем, что эта 5"-гр«шуляппя представляет собой ложный эффект, не связанный с Солнцем, появляющийся при обычном, среднем состоянии атмосферы, а истинная 1 "-грануляция наблюдается только при исключительно спокойном возухе и при приме-пении специальных приспособлений [11]. Однако мы упомянем здесь об исследованиях «ложной грануляции», хотя результаты их уже пе считаются правильными и ничего не дают для теории грануляции, ^''-структура создается путем взаимного наложения истинной грануляции и атмосферных колебаний. Это следует из потсдамских измерений продолжительности жизни (4.49) ибо, если бы о"-грануляция имела чисто атмосферное происхождение, то было бы непонятно, почему сходство между < нимками, следующими друг ла другом, уменьшается с возрастанием протекшего между экспозициями времени. Очень желательно, чтобы выяснилась до конца сущность этой 5"-структуры, которая за последнее время внесла столько путаницы в науку.
Ill гребель и Тюрипг [45] нашли фотометрическим путем (т. е. величина измерялась не непосредственно на пластинке, а по ширине выпуклости на микрофотограмме), что гранулы имеют
74
ГЛАВА IV ФОТОСФЕРА
диаметры от 0,3 до 25", причем их яркость увеличивается с возрастанием диаметра. Следует заметить, кроме того, что наблюдаемые диаметры гранул зависят от длины волны использованных лучей [46], и в ультрафиолетовом свете, который применяли эти авторы, они особенно велики. Штребель полагал, что темные и светлые области на снимках грануляции, полученных в ультрафиолетовых лучах и обычном свете, меняются местами. Однако в Потсдаме [23] это мнение было опровергнуто при помощи снимков, сделанных одновременно в ультрафиолетовых и инфракрасных лучах. Оказалось, что грануляция на этих снимках выглядит одинаково. Штребель и Тюринг [47] пытались оценить интенсивность фона, па котором выступает грануляция; практически его интенсивность не отличается от средней. Все то, что ярче этого фона, они относили к гранулам, все более темные участки считали межгранулярными областями; по их подсчетам грануляция занимает 62% поверхности (юлнпа. Тюринг [48], вновь обработавший эти же снимки в ультрафиолетовых лучах, получил, что грануляция занимает 50—60% поверхности и что ее поведение вблизи Солнца можно охарактеризовать так:
1.	Связь между яркостью и диаметром гранулы изменяется с приближением к краю, причем гранула одного и того же диаметра в центре диска ярче, чем на его краю (яркость измерялась по отношению к «базису»).
2.	Расстояния между гранулами увеличиваются по направлению к краю.
3.	Относительное количество мелких гранул к краю убывает, количество менее ярких возрастает.
4.	Распределение яркостей в краевой грануле несимметричное, максимум яркости сдвинут от центра гранулы по направлению к центру Солнца. Ко всем этим эффектам следует все же относиться с большой осторожностью.
Пласкетт [49] исследовал грануляцию (речь идет о 5"-грануля-иип) спектрофотометрически. Он пришел к выводу, что наибольшее отношение интенсивностей гранула: межгранулярная область « оставляет 1:10, т е. соответствует, грубо говоря, разнице температур, равной 100°. Это отношение уменьшается с возрастанием т. 1ины волны (табл. 20), оно постоянно на всем диске или несколько увеличивается по направлению к краю.
В более повой работе Бруггенкатс, Гротриаи и Пален [23| подробно изложили результаты исследовании грануляции, выполненных в Потсдаме. Снимки получались в фокусе 14-метрового объектива башеппого телескопа; использовалась относительно узкая область спектра с центром тяжести при 3720 А. Пластинки исследовались при пятикратном увеличении; рабочее отверстие фотометра имело квадратную форму со стороной 0,1 мм, что соответствует 1,4". Все исследование, так же как и более ранние, посвященные продолжительности жизни грану ляпни, имело ярко выраженный статистический характер. О свойствах гранул авторы
22. ТОНКАЯ СТРУКТУРА ФОТОСФЕРЫ
75
судили не по поведению отдельных объектов, онн выводили их из свойств грануляции, как полого. Регистрационные кривые у = /(.г) не имеют, как, может быть, следовало бы ожидать, синусоидального хода с явным ограничением гранул от «фопа», они напоминают скорее графики функций, ординаты которых испытывают случайные колебания около среднего значения у0.
Таблица 20
ЗАВИСИМОСТЬ КОНТРАСТНОСТИ 5'-ГРАНУЛЯЦИИ от длины волны
X	4012	4365	4811	5837
Д7/7	0,039	0,027	0.029	0,019
На каждой микрофотограмме намерялись значения у для некоторого количества N равноотстоящих абсцисс, откуда выводилось среднее колебание е по известной формуле:
(*.50)
Тем же путем получалось колебание е* па равномерно зачерненных (внефокальных) снимках, происходящее от неоднородностей в толщине слоя зерен. Истинное колебание для грануляции получалось вычитанием
ес = еа_ er.	(4.51)
При помощи характеристической кривой показания фотометра переводились в интенсивности.
Колебания интенсивности (выраженные в звездных величинах) несколько больше на хороших снимках, чем на плохих, их амплитуда составляет в среднем Ате = ± 0,0328” ± 0,0018’". Чем вызываются эти колебания яркости? На рис. 26 представлен схематически ход интенсивности при переходе через элемент грану •гяции. Пусть разность между интенсивностью гранулы и средней интенсивностью фона есть A7D. Если рабочее отверстие фотометра не бесконечно мало, по имеет длину I по направлению регистрации, то на регистрированной кривой получится не истинный контур, а ют, который изображен на рис. 26 пунктиром. Из равенства площадей получим среднюю амплитуду размытого профиля:
А7=-^Ц-.	(4.52)
1 4- ±
1
7(5
ГЛАВА IV. ФОТОСФЕРА
Зггк?.м следует измерить AJ при различных значениях /; соотношение (4.52), нанесенное на график, даст гиперболу. При помощи способа наименьших квадратов получилось L — 14”, а для средней амплитуды AZ0, редуцированной к бесконечно малому отверстию Д/п = ± 0,036'" ± 0,002'". Говоря о 14”-структуре, мы имеем в виду, конечно, не отдельные гранулы, а их группы. Существование 14''-грануляции можно доказать и другим способом. Подсчитывают, с какой частотой встречаются на микрофотометри-ческой кривой участки длиной /, лежащие целиком над или под средним значением интенсивности. Если щель фотометра не слишком узка (-^5”). так что маленькие колебания замываются, то полу чают распределение встречаемостей длин I, уже вряд ли зависящее от ширины щели. Оно имеет максимум мри / = 14”. Для исследо
волнистую линию, полученную от щели, берут за пулевой уровень,
вания самих гранул плоскую 14”-эле.ментов при широкой
Рис. 26. Профиль схематического элемента тралу виши.
от которого отсчитываются иначе пня у. При этом поступают точен-так же, как при исследовании 1'/'-грануляции, т. е. по среднему эффекту замывания (4.52) опреде ляют размер гранул и среднюю амплмтудх колебаний их яркости; было получено 5” и Дш
0,036'". Амплитуду колебаний необходимо еще исправить за
конечную разрешающую способность и неспокойствие воздуха и сравнить затем с пулевым значением, обозначенным выше через i/u;
тогда получим Am5»= ± О,О73т, откуда следует, если принять температуру Солнца равной 5700е, что разность температур между яркими и темными областями 5''-грануляшп! равна 110° (в хорошем согласии со значением Пласкстта).
Все эти результаты относятся к центру солнечного диска. Автор пытался исследовать грануляцию на различных расстояниях от центра, по нс пришел ни к какому окончательному результату, так как эффект края проявляется ясно только на расстоянии sinfF>0,9, а в такой близости от края уже невозможно различить отдельные 5”-гранулы. Эффект края удалось исследовать для 14''-струнтуры; оказалось, что среднее колебание яркости, исправленное за неспокойствие воздуха и разрешающую способность, пе уменьшается к краю, но остается постоянным или даже несколько увеличивается.
Следует еще раз напомнить о том, что все фотометрические и спектрофотометрические явления, о которых мы говорили, относятся к ложной грануляции и поэтому к изучению истинной грануляции они ничего не прибавляют, здесь приходится начинать с самого начала. Некоторых результатов в этом направлении достиг Кинан (50]. Его выводы основываются на изучении снимка, полученного
23. ТЕОРИЯ ГРАНУЛЯЦИИ
77
40 ИЮЛЯ 1937 г., при очень благоприятных условиях в гнете с хХ 5200—5800 А- Гранулы имеют диаметры между 1 и 3". в среднем что соответствует 1400 км. Среднее расстояние гранулы от ближайшей соседней равно 1500 км, так что гранулы занимают 35% всей поверхности, а число гранул, одновременно содержащихся па всей поверхности Солнца, составляет примерно 2 5 млн. Яркость гранул на 15—20% больше, чем яркость межгранулярных областей, что соответствует разности температур, равной 200—300°. Это значение превосходит амплитуду колебаний 5"_грануляиии почти в 6 раз (см. табл. 20), как, впрочем, и следовало ожидать, ибо различия в яркостях при столь крупной структуре уже значительно сглаживаются из-за неспокойствия воздуха.
К сходным результатам пришел Вальдмайер [51], также занимавшийся исследованном истинной грануляции.
а)	Размеры элементов грануляции составляют в центре диска Солнпа 1,1—2,3", среднее значение равно 1,7".
б)	Поверхностная яркость элементов грануляции в центре Солнца па 30—40% больше, чем яркость межгранулярных областей.
в)	Общпй вид грануляции не зависит от гелиографической широта/, а также и от расстояния до центра диска.
г)	Величина гранул не зависит от расстояния до центра диска Солнпа.
д)	С увеличением расстояния от центра диска отношение интенсивностей гранула/ межграну, яркая область уменьшается; на краю Солнца грануляции нет совсем.
е)	Грануляция исчезает па расстоянии от центра, равном примерно 70° (речь идет, конечно, о постепенном уменьшении видимости).
ж)	На снимках, сделанных с интервалами в 3—4 мин., можно отождествить лишь немногие гранулы, так что продолжительность жизни грануляции должна равняться нескольким минутам
Все эти факты относятся только к певозмущенноп фотосфере. К поведению грануляции в возмущенных областях (пятна, факелы) мы вернемся’в гл. V] и VII.
23. Теория грануляции. Мы изложили столь подробно пока еще довольно скудные результаты исследований грануляции, ибо мы можем (как полагают в настоящее время) объяснить ее происхождение. Сейчас предполагают. что причиной возникновения грануляции являются конвекционные токи, а их появление зависит to.ii,ко от градиента темпера гуры. Если поднимающаяся, адиабатически расширяющаяся и остывающая масса газа теплое. чем окружающее ее вещество, находящееся в состоянии термодинамического равновесия, она будет продолжать свое движение вверх; конвекционный поток становится устойчивым. В противном случае конвекционный поток не возникает. Конвекционные по °ки могу т появ гяться лишь в том случае, если адиабатический
78
ГЛАВА IV. ФОТОСФЕРА
градиент температуры лучевому равновесию
меньше, чем градиент, соответствующий
:«/?• 1
|rfA ,ЛЛ.
аТ
I dh
1луч.
(4.53)
При помощи уравнения состояния газа Ру. = RyT и уравнения гидростатического равновесия dP = — pgdh заменим It через
d-?dT = d In PdT = — dT = — d In Tdh,	(4.54)
Г	tipi	ti
*Г______W rfln 2	/4551
dh ~ R d in P ’
после чего условие наступления конвективных токов перейдет в
Id In Zl	id In 7’1	/z кг,
I d In P L < I d In P |луч. ’	5 °
уравнение адиабаты имеет, как известно, вид;
т—1
Т = СРу ,	(4.57)
откуда получим адиабатический градиент темпера гуры:
+	(4.58)
Для одноатомного газа (у — Cflcv = 8/а) будем иметь — 0,40. Атмосфера Солнца состоит главным образом из водорода (раздел 29), последний во внешних слоях иопизпрован в очень слабой степени. Но когда масса газа, состоящая из водорода, опускается и попадает в более горячие области, степень ее ионизации возрастав i на что у ходит некоторое количество энергии. Благодаря появлению новых степеней свободы газ приближается по своему поведению d’n/ к многоатомному, и у стремится к единице, вследствие чего становится меньше 0,40. Когда мы достигнем той глубины, где во d InT
до род полностью ионизован, величина |д-— вновь возрастает до 0,40 (рис. 27).
При лучевом равновесии температуры распределяются г> (4.22):
7’ = 7’0(1 Цт)'*.	(4.59)
а давление задается соотношением (4.43):
dP = -вг d-.	(4-60)
к
23. ТЕОРИЯ ГРАНУЛЯЦИИ
79
Если принять, что к постоянно, то для градиента температуры, соответствующего лучевому равновесию, Гудем иметь:
fd In Г\ d In Td In т _ dT- d-P \d In P/ич ~ d In т d In P ~ Td- -dP ~~
2
1 ~
3
2
Го
(4.61)
' 2
Рис. 27. Градиент температуры в атмосфере Солнца.
Этот градиент изображен па рис. 27 в виде кривой, обозначенной к = const. Мы видим, что в той зоне, где сильно меняется степень ионизации, кривая к — const лежит над «адиабатической» кривой, т. е. здесь выполняется условие конвективноети. Там же изобра-,	dlnT
жен ход изменения функции вычисленный в предположении, что к пропорционально j/"7 и, наконец, под названием «лучевое равновесие» график температурного градиента, построенный по данным табл. 19, т. е. основанный на числовом интегрировании. Увеличение температурного градиента, соответствующего лучевому давлению в конвективной зоне, связано, конечно, с непрозрачностью и, следовательно, со степенью ионизации водорода. Согласно рис. 27, внешняя граница конвективной зовы находится па оптической глубине 1,6, нижняя 'граница, которую можно установить с гораздо меньшей сте
пенью точности,— около т — 200. Из табл. 19 видим, что толщина конвективной зоны должна соответственно достигать 500 км.
Бепар [52] исследовал конвективный перенос тепла в жидкостях; при этом образуются вихревые ячейки, вещество поднимается Вдоль оси ячейки и растекается затем по всем направлениям вниз. На поверхности жидкости эти ячейки образуют систему многоугольных ячеек, имеющих известное сходство со снимками грануляции1. Гранулы кажутся яркими, ибо поднимающиеся массы
1 . На некоторых снимках Жансена (например, Ann. Ols. Paris-Meudon, ЮЗ* та®л- грануляция напоминает пчелиные соты и имеет пора-ительное сходство с системой многоугольных ячеек Бекара. Но вероятнее что многоугольная грануляция представляет собой чисто атмосферное
во
ГЛАВА IV. ФОТОСФЕРА
имеют более высокую температуру, нежели окружающее их вещество, находящееся в состоянии лучевого равновесия. Конвекционные ячейки Бснара, попадая в область течений, принимают удлиненна ю форму; аналогично ведут себя на Солнце гранулы находящиеся в полутени пятна (раздел 44)
Следовательно, мы предполагаем, что в зоне, где происходит ионизация водорода, встречаются поднимающиеся и опускающиеся конвективные токи. Рассмотрим элемент турбулентности с поперечным сечением /*’ и высотой /; если этот элемент обладает плотностью, отличающейся от плотности окружающего вещества па Др, то па него действует сила:
1 = FlgAp = —Fogl^-.	(4.62)
р
Перейдем при помощи уравнения сос гояния газа от разности плотностей Др к разности температур Д7'. Так как давление в гранулах и в межгранулярной области одинаково, то рТ—const, откуса следует'
Д1п(р7’) = ^ + ^’ = 0.	(4.63)
Теперь (4.63) примет вид:
H=FpgZy.	(4.64)
Но, с другой стороны, элемент, поднимающийся со скоростью v в газе с плотностью р, встречает сопротив iemie И’. Поскольку речь идет о турбулентном течении, имеет место квадратичный Закон сопротивления:
IV = Fpvs.	(4.65)
Приравняв .1 и И , получим:

(4.66)
Подставив g 2,74-104 (ускорение силы тяжести), I — 5-107 см (толщина конвективной зоны) и ~ — 0,03 (согласно разделу 22), по 1учим для скорости восходящего движения v — 2,6- 10s сМ'Сек"1. Вполне возможно, чго существование подобного движения (порядка 2 км/сек) можно доказать спектроскопически, однако в данном случае применим только визуальный способ. Время, в течение которого весь элемент турбулентности достигнет высоты /, будет равноl/v= ~	= 2,5-102rw.~4 мин., что дает правильный
порядок продолжительности жизни гранулы.
В заключение Вальдмайер [33] обнаружил, что на расстояниях 8>-70с от центра Солнца грануляции уже нет. Теория объясняет также и это явление. При 8 = 70е, sin 8 = 0,94 и но рис. 22 мы
23. ТЕОРИЯ ГРАНУЛЯЦИИ	81
видим, что на этом расстоянии полное излучение возникает на глубинах т-< 1,6. Сдругой стороны, теория требует, чтобы конвективная зона и, следовательно, область образования грануляции ограничивались глубинами т 1,6, т. е. слоями, которые при
70е вообще не участвуют в излучении
Этих замечаний вполне достаточно, для того чтобы показать, чго теория грануляции находится на правильном пути, ибо она приводит нас к количественным данным, согласующимся с наблюдениями. Для более подробного ознакомления с этим вопросом мы рекомендуем обратиться к работам УИзольда [об и 34] и Зиден-топфа [55], хотя о полном объяснении явления грануляции еще не может быть и речи, причем это относится как к наблюдениям, так и к теории. Изложенная здесь теория основана на том предположении, что солнечная атмосфера состоит на 1/'я из водорода. Однако за последнее время стали склоняться к мысли, что атмо сфера Солнца содержит практически один водород. Очень желательно, чтобы теория грануляции была разработана на основе этого нового предположения.
15 Иальдмайгр
Глава пятая
ЛИНЕЙЧАТЫЙ СПЕКТР С01ШЦ
( центр Солнца состоит из непрерывного спектра и налагающихся па нею линий поглощения (фрау н гоферовых линий). Непрерывный спектр рассматривался в гл. 1. Исследуя его, мы нашли температуру солнечной атмосферы и (дополнив изучение спектра теорией лучевого равновесия) приобрели многообразные сведении о строении атмосферы Солнца (гл. IV). Линейчатый спектр Солнца поможет navi произвести химический анализ солнечного газа.
Т а б л и ц а 21
НАИБОЛЕЕ СИЛЬНЫЕ ФРКУНГОФЕРОВЫ ЛИПИН В ВИДИМОЙ ЧАСТИ СПЕКТРА
Обозначение Длина волны. А'
Происхождение
1 а В С D, Ог
Е
Ьг Ь,
/>« F / С
h Н К
7593
7183
6867
6563
58961
5890/ /5270 \5269
5183
5173
5169
5167
4861
4340
4308
4227
4102
39671 39331
О, нао (Jj н
Na
Са, Fe Fe Mg Mg F e
Mg H H
Fe. .Ti Ca H
Car
Земные
Солнечные
24. Состав линейчатого спектра. .Линии поглощения в солнеч ном спектре открыл в 1802 г. Уолластон, он видел семь линий. В 1814 г. Фраунгофер дал список, состоявший из 567 линий, и обозначил наиболее интенсивные из них буквами, которые не редко употребляются и в настоящее время (таб.ч. 21). По интерес к изучению линейчатого спектра возник только после того, как Стоке и Кирхгоф выяснили сущность фраунгоферовых линий Появились объемистые исследования, посвященные солнечному
24. СОСТАВ ЛИНЕЙЧАТОГО СПЕКТРА
.S3
спектру- Их авторами были Кирхгоф, Секки Фогель, Мюллер, Ангстрем и др. В восьмидесятых годах появился роулэндовский атлас солнечного спектра [1], составленный из фотографий, которые и поныне остаются непревзойденными по своему качеству. Он содержит список [2], включающий точные длины воли, оценки интенсивностей и отождес гвлепие для 20027 липни. Эти линии захватывают область от 2980 до 7330 А- Позднее выяснилось, что роулэпдовские длины волн содержат небольшие систематические „шибки. Но так как спектр Солнца особенно важен для астрофизики, пришлось предпринять большую работу но исправлению атих ошибок. Работа была выполнена на Маунт Вилсон, она закончилась лишь в 1928 г. [3] Исправленное издание содержит
Р'"'. 28. Расхождения между интернациональными и роулэпдонскпми длинами поли. Ординаты: ?.роулонДф—хМен<дупД^)- Нижняя шкала абсцисс относится и ипжней кривой, верхняя — к верхней. По Сент Джону.
24835 линий на протяжении от 2975 до 10218 А, их длины воли, интенсивности, отождествление, классификацию по температурам и Давлениям, а также потенциалы возбуждения. Следует упомя-иУ'ть также об исследованиях Бэбкока (4], посвященных инфра-’/Р^ной части солнечного спектра (5000 линий между 7100 и ,А) 11 атлас Баумана и Мекке [5] (3297 линий между 7600 н Ю000 А). Недавно появился новый солнечный атлас: утрехтский фотометрический атлас Солнца (6] В Утрехте разработали Иособ регистрирования, осуществляемый па .любом фотометре; Р*« пользовании этим способом отклонения пропорциональны '“тенсивпостям [7]. При помощи нового метода были профотомет-877л°в?ии первоклассные спектры Солнца в области от 3332 до п Регистрационные кривые воспроизведены в атласе в мас-ж ' лл, CMl&t так что длины волн можно считывать с точностью
V 01 А
Я4	ГЛХВА ЛИНЕЙЧАТЫЙ СПЕКТР СОЛНЦА
Вступлением к этому атласу служат спектрофотометрические исследования Аллена [8], которые дополняют данные более старых атласов, содержавших только оценки интенсивностей линий. Аллен приводит также центральные интенсивности и эквивалентные ширины фраупгоферовых линии в области 3924—11830 А.
Длины волн даются теперь в так называемых интернациональных антстремах (1.А.). Ото означает, что они отнесены к шкале, в которой красная лини I'd имеет А — (5438,4096А. Па рис. 26 отклонения первоначальных роулэндовских длин волн от исправленных даны как функция длины волны [9]. Эти отклонения состоят из двух частей: а) части, равномерно увеличивающейся с длиной волны, которая произошла от того, что для своей линии сравнения (/А-линин натрия) Роулэнд взял значение X, иреуве личенное па 0,212 А, и б) неправильных отклонении, связанных с методикой измерений.
26. Качественный химический анализ атмосферы Солнца. Фраунгоферовы липин возникают отчасти из-за поглощения в атмосфере Солнца, отчасти вследствие поглощения в земной атмосфере. Земные линии обязаны своим появлением главным образом кислороду, озону, углекислоте и водяным парам. Количество солнечных линий убывает с увеличением длины волны, число земных при этом сильно возрастает [10]. Поэтому в коротковолновой об ласти преобладают солнечные линии, а и длинноволновой — зем ные, например из 3297 инфракрасных линии, длины волн которых приведены в атласе Баумана и Мекке, только 240 возникают в атмосфере Солнца. Полосы водяных паров легко узнать, так как их интенсивность меняется с изменением влажности воздуха Все земные линии усиливаются при уменьшении высоты Солнца над горизонтом, ибо при этом увеличивается толщина поглощающего < ioh. Безошибочным критерием для того, чтобы отличить солнечные линии от земных служит эффект Допплера. На восточном к рай» Солнца солнечные линии, благодаря вращению, сдвинуты к фио ie-говому концу, а на западном к красному, в то время как пол<« женин земных линий остаются неизменными.
Отождествление солнечных линий производится путем с.опос гав-леиия с земными спектрами сравнения, которые фотографируются одновременно с солнечным Для интенсивных липин этот способ быстро приводит к цели; отождествление слабых линий возможно только на основе точных измерений длин волп. Слабые линии в солнечном спектре расположены сто 1Ь тесно, что всегда возможны случайные совпадения. В тех случаях, когда возникает поданная неуверенность, часто приводит к цели метод мультннлеи»» [11]. Если предполагается, что какую-либо солнечную линш0 можно отождествить с данной земной, то следует обратить пни'пг* ние на линии, принадлежащие к тому же мультиплету, что и эта земная линия; если в солнечном спектре остальные компоненты присутствуют в имеют те же относительные интенсивности. 1|Т
25. качественный химический анхтиз атмосферы я>
I, В спектре сравнения, <>гождествлсинс подтверждается. Из 21 «К» линий, содержащихся в «Revision ol Howl,uni's preliminary table», отождествлено около 6О"„. Неотождсствленпые линии за редкими исключениями очень слабы, что видно из табл. 22. Только одна из них имеет интенсивность /, три —.> и шесть 4 Интенсивные иеотож дествленные .пиши относятся главным образом к полосам [13]. Потенциалы возбуждения большинства солнечных линии незначительны. Средний потенциал возбуждения нескольких тысяч мета I-отческих дуговых линий солнечного спектра составляет только 1,14 V, наивысшее значение равно л,7/ V. Линии металлоидов обладают намного большими потенциалами возбуждения (табл. 23), однако они немногочисленны и очень слабы.
Таблица 22
КОЛИЧЕСТВО ОТОЖДЕСТВЛЕННЫХ ЛИНИИ
Роу лиц 1«1Н- СКЗЯ П1ГГен-СИШ«Ы'ТЬ*	КОЛП»|1‘СТ«О ЛНН1И1	Отождествлено, •/»
8 200	227	100
7	63	99
Г>	170	100
5	309	99
4	534	99
3	959	96
2	1 572	92
1 чо 3	17917	49
1 Интснс.нино ti. наиболее сильных .пиши принимается равной 200, ii.ut6o.iee слабых —3 inn ИИИГИ1, как, например, на рис. 58, обозначается знаком ёОО.
1’ । б’л и ц а 23
СРЕДНИЕ ЭНЕРГИИ ВОЗБУЖДЕНИЯ ЛИНИЙ МЕТАЛЛОИДОВ
Элемент	Средник анергия 1Ю8-бужленпи, eV	Млксималь- WUI HUTCH-•ЦП ПОСТ!» Л1ШИЙ	1 Количество линий
Не	20,871	0	1
II	11,095	Vi	«
Л	Ю.ОЮО	2	1
О	9,292	2	5
с	7,499	0	9
S	6.496	1	3
На табл. 24 представлена периодическая система химических
•емеитон [14]. Элементы, до сих пор не обнаруженные на Солнце,
ГЛ\ВЛ V. ЛИНЕПЧ \ТЫИ СПЕКТР СОЛНЦА
заключены в скобки, отождествленные неуверенно сопровождаются вопросительным знаком. Элементы, существование которых на Солнце не доказано, распадаются на три группы.
Таблица 24 ПЕРИОДИЧЕСКАЯ СИСТЕМА ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ
1	Несколько редких земель; спектры многих из них недостаточно изучены.
2.	Последние элементы периодов от 2 до 5, включающих галоиды тг благородные газы. Их важнейшие линии лежат в недоступной наблюдениям ультрафиолетовой области, а линии, находящиеся в наблюдаемой части спектра, имеют столь высокие потенциалы возбуждения, что в атмосфере Солнца не могут быть интенсивным!. (Галоид F не обнаружен в атомарном состоянии, но доказано существование соединения SiF).
3.	Тяжелые элементы, начиная с атомного номера 79; последние, по всей вероятности, слишком малочисленны, для того чтобы дать заметные линии [15].
Наряду с линиями атомов спектр Солнца и особенно спектры пятен содержат большое количество полос, происходящих вследствие поглощения молекулами. Доказано, что на Солнце существуют следующие соединения [Ki]: CN, С21 СИ, МП, ОН, СаН.
26. ИСТОЛКОВЛНИГ ФРАУИГОФЕРОВЫХ ЛИНИИ
MgH. А1Н, Sill, Ип, SiF, ВО, АЮ, TiO, FeO, ZrO. Почти все эти химические соединения в земных условиях неустойчивы.
Неоднократно делалцципопытки обнаружить в спектре Со.цпы цзотопы; так, например, хорошо известны работы [17]. доказавшие существование линий изотопов кислорода О17 и О1я в солнечном спектре. Однако эти линии имеют теллурическое происхождение. Линий изотонов солнечного происхождения до сих мор не папдепо. Дейтрон [18] Н{, который очень тщательно искали на Солнце, должен встречаться там но крайней мере в 10s раз реже, чем легкий водород И*. Следует ожидать, что при изучении некоторых молекулярных спектров, например МдН, изотопы будут найдены.
26. Истолкование фраунгоферовых линий. Согласно Шустеру [191 и Шварцшильду [20] мы будем считать, что атмосфера Солнца
состоит из двух слоев:
1) фотосферы, дающей непрерывный спектр, и
2) налагающегося на нее так называемого обращающего слоя, производящего фрау нгоферовы линии (рис. 29). В настоящее время мы уже зпаем, что такое представление неверно — непрерывный спектр и липни поглощения возникают в одних и тех же
(вращающий спай
Фотосфера
Рис. 29. Двухслойная модель солнечной атмосферы.

слоях, однако им можно воспользоваться как основой для вычислений.
Рассмотрим какую-нибудь определенную линию, например известную желтую /Ллинпю натрия (табл. 21). Она возникает, когда нейтральный атом натрия, находящийся в основном состоянии, поглощает из континуума частоту' v, соответствующую этой линии, и переходит в состояние с энергией, на Л* большей, чем ’Нергия основного состояния. Через краткий промежуток времени (около 10-8 сек.) атом вновь переходит в основное состояние, излучая квант с частотой V. В то время как излучение фотосферы движется в основном снизу вверх, переизлу ченпе происходит изотропно, и благодаря различию в распределении по направлениям поглощенной и излученной энергии, возникает фраунгофе |ова линия. Этот «обратимый» переход между' основным и первым возбужденным уровнем называется резонансным рассеянием. « тинного поглощения, т. е. перехода энергии излучения в кинетическую энергию (тепло), при этом не происходит. Поскольку при таком процессе перензлучения каждый атом излучает всю Поглощенную им энергию, в той же частоте, в какой она была оглощена, этот механизм называют «монохроматическим •Ччевым равновесием». Лучевое равновесие можно рассчитать
«8
ГЛАВА V. ЛИНЕЙЧАТЫЙ СПЕКТР СОЛНЦА
no способу. рассмотренному в гл. IV. Мы должны лннп. заменить коэфициент непрерывного поглощения х, коэфициен-том резонансного рассеяния crv. Введем вновь оптическую глубину
S., соотношением
rfxv = <rvrfZ,	(5.1)
где I означает геометрическую глубину (рис. 29). Обозначим через оптическую глубину всего обращающего слоя в целом. Нани тем условие равновесия для излучения, которое проходит через элемент поверхности, лежащий на оптической глубине s\, норма, и. но к его поверхности и под углом О к нормали фотосферы (рис. 29, см. также разделы 19 и 20):
к (sv, 9) = Zo (9) е~8er" + J J(x) е~ ** 0 sec 9 dx. (5.2).
8,J
Первый ч юн дает излучение фотосферы /и(9), ослабленное на ну ги (.Vj—.s'v)sec9 от фотосферы до рассматриваемого элемента по экс попенциальному закону. Второй член представляет собой энергию, излучеппую обращающим слоем на глубинах sv х Мы уже вычислили в разделе 19 отдачуг J как функцию оптической глубины х\ воспользуемся соотношением (1.18)
J(x)=4F(1+ 2 ®)’	,5’3)
причем F означает здесь 8 . Подставив это выражение в (5.2) и выполнив интегрирование, получим:
1 (*\ 9) = 10 (9). ~ (в*~<м ’ + § 4 Fe~ <x”8»)8CC”Sec 9 dx +
Sv
4- ? 1 F 2 xe~9 sec 9 dz =
ft.,
= Zo (9) e~ <8,~4) seP * + F (1 - e 8ee & 4-	(’>/*>
+ 1 F J cos 9 11 +-s\, sec 9 —	B (1 -sxsec 9) 1 =-
=	[/0(9) + F (1 + 2 41 + 2 *•<«*)] +
+ 2 F ( 1 + 4®4 "* 2 COS 0 •
26. ИСТОЛКОВАНИЕ ФР УУНГОФЕРОВЫХ ЛИНИИ
89
Нас интересует излучение, выходящее на поверхность: мы получим его, положив у, = 0:
1 (О. &) = е ' * *•• «ее " [/0 (&) - р I -j- * s, _L (.(>s j _|_
+	'JcosfrJ.	(3.3)
Для из(учения фотосферы /0 воспользуемся значением (4.35), выведенным ранее (монохроматический закон потемнения к краю).
ЛЛ») 4(0)1'^-ft.
(5.6)
Коэфициент потемнения к краю В вычисляется по способу, указанному в конце раздела 20; в табл. 25 даны его значения для некоторых длин волн. Поток излучения Fv в непрерывном спектре получим по (4.11):
Т а б л и ц а 25
ЗАВИСИМОСТЬ ВЕЛИЧИНЫ 3 ОТ ДЛИНЫ ВОЯНЫ
	3		
3500	3,19	6000	1,87
4C00	2,78	7 000	1.60
4500	2,47	8000	1,36
5000	2,24	9(00	1,22
5Д 0	2,<>4	10 000	1.17
•	I + - ?
= \ Д> (0) ~7 фв&>> - соя & sin н = 4 -1 А - •	(5.7)
*•	К	1 т р
о
Интеграл следует брать только до п/2, так как входящее излу чение на верхней границе фотосферы равно нулю. Ноток излучения F, выходящий из обращающего слоя, зависит, естественно, от его оптической толщи а;. Допустим, что F выражается через «j в виде степенного ряда, из которого мы возьмем только Два первых члена
/* = F„(an-р яр^).	(•’.8)
Дод 4-j = 0 F ~ Fo, т. е. а„ = 1. С другой стороны, согласно ,,сйопенциалыюму закону поглощения и по (5.8).
dF — — Fu ds- — Foat dx,	(5.9)
40
ГЛАВА V. ЛННЕИЧЛТЫИ СПЕКТР СОЛНЦА
откупа следует, что ах— -1. Следовательно,
14- :₽
F 7° (1 + ?) (1 + S) 
(5.10)
3
Подставив эти выражения в (5.5), получим:
1 1 + Р
1 (О, &) = see а /о (Я) + *	/  /0 (0) X
1 -f р
(1 + | cos »J (1 — е~ 8> sec *) — A sx e“* sec 8
Х .	1 + Ь'1
(5.И)
Разделив эту величину на 70(&), получим отношение интенсив постен линия континуум:
±+*л
/ (0. S) _ sec а , 2 Т 3 Р
/„(») е ’г1+рсо.ч»х
1+ |.cos^(l— c-S1SOcf>) - 3.Sle~s‘8ec» 1 + ^
(5.12)
По прежде чем применять эту формулу к контуру фраунгоферовой линии, мы должны выяснить, как зависит от длины волны коэфи циент рассеяния gv. Классическая теория дисперсии дает для коэ-фициента рассеяния выражение
__ KeiNjy
°'' тг (Дх)!
или. в длинах волн.
е*А7у>*
~ тг»4к(Ах)’ *
(5.13)
(5.14)
Здесь е — заряд, a nt — масса электрона, Л число атомов в си3, находящихся в исходном, для данной линии, состоянии, / —сила осциллятора, т — постоянная затухания, с - скорость света и X—длина волны линии. Для постоянной затухания у классическая электронная теория (21) даст выражение:
8^.8 s
(5.13)
и in в соединении с (3.14)
16.3. 1(Г:е
Л/?Д
(ДХ)‘ •
(5.16)
26. НГТОЛКОВАНИЕ ФР АУНГОФЕРОПЫХ ЛИНИН
У1
Для заданной линии Хи/ постоянны (например, для
: 5896, / = .у ; для 1), Ъ = 5890, /=	, так что, объединив
все постоянные в одну, можно написать:
ГА'
CTx=W	(:К,/)
У множив па геометрическую глубину // слоя фраунгоферовы iiihhii, пилу чп.м. согласно (5.1), ТОЛЩА
СЛП
$1— (АХ)2 ‘
производящего его оптическую
(эЛ8)
В нашем сл\чае U означает высоту однородной 1\а-атмосферы
состоянии, которые содержатся в столбе, сечением 1 гм- над фо тосферой. (5.18) и (5.12) совместно днют контур линии. Если нас
интересует кон гур липин для центра солнечного диска. следует положить $ = 0, после чего останется единственный параметр величина NH Его можно найти из наблюдении, подобрав так. чтобы наблюденным и теоретический контуры как можно лучше согласовались друг с другом. На рис. 30 изображены вычисленные (сплошные .пиши) и наблюдаемые (точки) контуры резонансного Дублета натрия, заимствованные у Унзольда |22]1 Пайлучшее
совпадение достигается для NU — 2,6- |(Р6. Но рис 30 я< но видно, насколько хорошо представляет контур липни паша простая теория. Только в центре .линии имеет место расхождение: теория приводит к интенсивности, равной нулю, а наблюдения дают для всех сильных линии конечные центральные интенсивности 1«оста-точные интенсивности». Если мы вычислим на основании нашем
простейшей модели контур линии для чистого поглощения, го поучим (если не будем подходить слишком близко к краю Солнца)
1 Согласно Аллену [23], центральная литснсшшость D линий раина 0,07.
92
ГЛАВА \. ЛИНЕИЧАТЫП СПЕКТР СОЛНЦ X
В ОСНОВНОМ ТОТ ЖС контур, который имели ДЛЯ ЧИС ТОГО рассея нпя Различие заметно только в центре линии. Центр линии вычисленной в предположении чистого поглощения, обладает остаточной интенсивностью, равной той интенсивности, которую имеет в этой же длине волны непрерывный спектр края Солнца [24]. Мы вернемся к вопросу об остаточной интенсивности сильных фраунгоферовых линий ниже (раздел 32).
По числу «о,» = Л Н нейтральных атомов \а, находящихся в основном состоянии, которые содержатся над I си2 фотосферы, можно получить при помощи формулы Больцмана полное коли чество всех нейтральных атомов натрия An, просуммирован по всем квантовым состояниям
Ло=3«О.в=2Чо^/ЛГ.	(Ь-Н»
(Первый индекс означает стадию ионизации, второй -степень возбуждения.) Вычисление этой суммы не представляет труда, так как температу ра Солнца Т, постоянная Больцмана к и анергии возбуждения уГ1 известны пз лабораторных опытов. Проведи подобное исследование для резонансной .линии однажды ионизованного Na-атома (Na*), мы получим число А\, ионизован ных атомов энергии натрия (высшими стадиями ионизации в слу чае натрия можно пренебречь), и, наконец, то, что вас больше всего интересует,— полное количество N = Лг(,+ Nu атомов натрин над 1 ел2 фотосферы. Однако именно для натрия этот путь невозможен, так как линии Na+лежат в недоступной ультрафиолетовой области. Подобное исследование можно провести для Са и Sr, ибо в спектре Солнца присутствуют интенсивные линии этих атомов и их ионов. В табл. 26 даны величины NH для Са и Sr в нейтральном и ионизованном состоянии (высшими степенями возбуждения при вычислениях пренебрегали). Мы ограничились здесь рассмотрением контура Na-Л-линии. За последние годы в вопросе о контурах линий достигнуты очень большие успехи, как теоретические, так и экспериментальные. За подробностями мы отсылаем читателя к многочисленных! оригинальных! работам, посвященным этой теме, которые содержатся главным образом в последних томах журналов «Astrophysical Journal», «Monthly Notices» и «Zeitschrift fi'tr Astrophysik*.
T 1 б л я it a 26
СОДЕРЖАНИЕ Са и Sr В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦ 4 (25)
Элемент	са	Са’		Sr
1к ay/	16,67	19.37	14,18	16,32
27. ГГОРНЯ ИОНИЗАЦИИ
93
•J7. Теория ионизации. Определение концентраций по тому способу, который мы применили к Са и Sr, возможно пиль для весьма немногих элементов. Мы уже упоминали, что, например, .. in Na можно найти непосредственно только концентрацию нейтральных атомов, так как липни ионизованного атома лежат в недоступной ультрафиолетовой области. II подобных случаях нам приходит па помощь теория ионизации, позволяющая вычислить степень ионизации, если известны потенциал ионизации, температура и давление.
Обозначим вновь через ns число а томов н s-ом квантовом состоянии, а через н(, число атомов в основном состоянии, тогда формула Больцмана запишется в виде:
---
- = с Аг .	(5,20)
"о	'	'
Процесс ионизации из основного состояния можно представить следующим образом:
атом -(- энергия ионизацииион -р электрон	(5.21).
Пусть Я .концентрация нейтральных атомов, J концентрация ионов, Ле— концентрация электронов. Х, потенциал ионизации. Применив теорию химического равновесия к реакции (5.21), получим
Hot.юяииан С зависит or 7.} и от физического состояния системы Квантовая теория дает для С выражение
УЛ. _ CWW)’7. hr
.1	~ Л’	’
где т — масса электрона, a h постоянная Планка. Числу Л электронов в ел/3, соответствует электронное давление Ре, которое получается из уравнения состояния газа:
Л = — =	« Л’гАГ.	(5,2'.)
у. у, т	'
Me р плотность электронного газа, р — его молекулярный вес, а —число Лошмидта. Обозначив степень ионизации JjA — г, получим из (5.23) и (5.21)
= JW4££)‘ •_ ^/ьт	(5.25)
«ио уравнение называется формулой Саха.
онергетическпе уровни атомов, вообще говоря, распадаются а<* несколько подуровней, хотя практически отдельные компоненты совпадают. Однако, если излучающие атомы находятся в магнитном поле, гермы, расщепляясь, выявляют свою мульти
94
ГЛАВА V ЛИНЕЙЧАТЫЙ СПЕКТР СОЛНЦА
плотность. Количество простых квантовых состояний, которые содержатся в терме, называетс я его статистическим весом и обозначается через g. Если мы учтем статистические веса термов, (5.20) и (5.25) примут вид:
"* = е~^кт,	(5.20)
"« gu
.r/>c = ^,U2W,'^TfS. z’/fcr- (з.27) ьо	•*
Статистический вес ge свободного электрона равен 2, соответственно (ну.м возможным ориентациям его спина1).
Для практического употребления уравнение (5.27) логарифмируют и подставляют в него числовые значения универсальных постоянных. После этого оно записывается в виде:
lg(A.r) = lK ('2	+ ^]g7’-z,^-0,48.	(5.28)
Здесь давления должны быть выражены в барах, а потенциалы ионизации в eV. Для солнечной атмосферы Т = 5700°, а Ре —
100 бар; подставив эти значения в формулу Саха, будем иметь;
Igж = 1g iZ2 А)—0.885	+ 6.91.	(5.29)
Формула Саха показывает, что степень ионизации увеличивается с возрастанием температуры, с уменьшением потенциала ионизации и с уменьшением давления. Этим обстоятельством мы будем часто пользоваться в дальнейшем. Заметим, что при физических условиях, господствующих в атмосфере Солнца, число ионизо ванных атомов равно числу нейтральных для элемента с потенциалом ионизации 8,4 eV. Выразив формулу Саха (5.28) через этот так называемым уровень ионизации Z и пренебрегая статг-। тическими весами, получим простое соотношение:
Это выражение очень удобно для грубой оценки степени иониза ции, ибо для Солнца можно положить Т = 5040°. Например, для Li Xj= 5.37 eV. следовательно х = 1000; на 1000 ионизованных атомов приходится один нейтральный. Для N 14,48, следовательно, 1gх —	6, т.е. среди 10° N-aтомов имеется только один
ионизованный.
Теория ионизации указывает путь к определению количественного состава солнечной атмосферы. Покажем на примере, как это
’> Спин — вектор вращательного момента электрона, его длина еостан-1 h	...
ляет -у (4 — постоянная Планка).
28. ЭКВИВАЛЕНТНАЯ ШИРИНА ЛИНИИ
вдается. В разделе 26 было выяснено, что количество нейтральных Na-атомов над 1 см2 фотосферы составляет 2,6 • 1010 и что содержание ионизованных атомов не поддается непосредственному определению. Вычислим согласно (5.29) степень ионизации натрия. Для натрия gj = 1, g0= 2, следовательно, 1g • 2 = 0; вообще величина -&-• 2 всегда близка к 1. Так как потенциал ионизации натрия равен 5,12 eV, (5.29) дает х = 240. Па 240 ионизо ванных атомов приходится один нейтральный, т. е натрий на Солнце ионизован па 99,6%. Следовательно, полное количество всех атомов натрия над .1 гм2 фотосферы составляет 6,2-1018 (количеством дважды ионизованных Na-атомов можно нрепе оречь). Однако даже при помощи теории ионизации только для немногих элементов удается определить их содержание на Солнце. Это возможно лишь в том случае, если элемент имеет в солнечном спектре линии, настолько интенсивные, что их контуры можно промерить. Для того же, чтобы произвести исчерпывающий химический анализ Солнца, следует прежде всего обладать методом, который позволяет судить о содержании элемента также и по слабым линиям
28. Эквивалентная ширина фраунгоферовых липни. До сих нор мы рассматривали теорию фраунгоферовых линии чисто феноменологически, не задаваясь вопросом о том, как возникает отдельная спектральная линия. Она появляется (здесь мы рассмотрим эмиссионную линию) в том случае, когда адом переходит из состояния с большей энергией в состояние с меньшей энергией. Если разность между значениями энергий равна ДЕ эр?, то излучаемая линия обладает частотой
(5.30)
Vn~ A ’
где h — пос шинная Планка Однако излучение ^ie происходит строго монохроматически, в частоте v0 оно содержит также дру -гие частоты, мало отличающиеся от v0. Строго монохроматическую частоту может иметь только бесконечно протяженный цуг волн. Нарве. 31а представлено изменение со временем амплитуды излучающего и затухающего осциллятора, а рис. 316 дает спектр этого осциллятора. Чем протяженнее (т. е. чем медленнее затухает) контур G(i) группы воли, тем уже спектр частот F(x), и наоборот. Интеграл Фурье дает для G ч F выражения:
F(x) cos txdx.
(5.31)
*6 (l) cos tx dt.
(5.32)
$Jfi	ГЛАВА V. ЛННЕИЧ ХТЫИ СПЕКТР СОЛНЦ \
Применяя эти формулы к затухающему осциллятору, мы должны полонить
G'(/) = V~*‘- 6’ = б для z<0.	(5.33)
Здесь Л„ начальная амплитуда, а я величина, ооратная времени затухания. Отсюда получим по (5.32) спектр частот
Риг. 31. Затухание излучения п естественная ширина линии.
Функция F(x) изображена на рис. 316. Мы видим, что при х — - а Р(х) принимает значение, вдвое меньшее своей величины при г 0. Следовательно, полпая полуширина спектра частот будет:
Дм = 2а ='2тсД> = 2itr .	(5.35)
Aav=^=3L	(5.36)
пе ~rtv
Индекс А ознЛает, что это ость так называемая «естественная* полуширина, пропс ходящая от затухания излучения. Время затухания /() составляет, согласно измерениям Вина, на капаловых лучах, около 2-10”нсек. (5.36). что дает для естественной ширины \а-лпниис, X -5890 а ДХу 1,8-10 4 д. Таким образом, естественная ширина линии, вызываемая затуханием излучения, оказывается столь незначительной, что нс может быть измерена непосредственно.
Наряду с затуханием излучения имеет место еще один эффект, расширяющий линию гораздо сильнее, чем затухание: тепловой эффект Допплера. Рассмотрим газ, в котором имеет место максвелловское распределение скоростей. Доля (LV/N атомов, скорость которых вдоль луча зрения заключена между с и 5 4- de,:
= _L с-?,я.у	(5.37)
N 1 г. Ъ '
26. ЭКВИВАЛЕНТНАЯ ШИРИНА ЛИНИИ
97
где 5о »меет величину
?о = 2^.	(5.38)
Средняя квадратичная скорость & связана простой зависимостью с температурой газа. Как известно, средняя энергия, приходящаяся да степень свободы, равна -i- kl\ следовательно, Л
з ю
2 — 2	'
& = ЗЕ2.
(5.39)
(5.40)
(5.41)
Но вследствие (5.38)
Г2 2кТ 2RT ‘° m ц
Здесь m — масса атома, ар — молекулярный вес. Благодаря наличию радиальной скорости линия оказывается сдвинутой на интервал ДХ:
К .	<5-42>
где <o = 2kv — круговая частота, а с — скорость света Допплеровской шириной ДХр-линии называется сдвиг, соответствующий скорости Ео:
(5.44)
	=	(5.43)
Awe	4
Из (5.37) получается относительное распределение интенсивностей dl/I внутри линии
di _ t -(ДХ/ДХВ)* dx
Тогда половинная полуширина Д*Х -(ДП/ДАр)’ 1 е	— ~2 •
Д’Х = ДХП /|п2 = ДХр-0,83.
Если учесть (5.43) и (5.41), ®ирины напишется в виде:
2Д*Х=1,66 —1/—, ’ с г р.
г" е- для температуры Солнца Т — 5700°
2Д*Х = 5,37 105 — .
(5.45)
(5.46) то выражение для полной полу-
(5.47)
(5.48)
7
Вальдмайер
98
ГЛАВА V. ЛИНЕЙЧАТЫЙ спектр солнца
Следовательно, допплеровская ширина линии пропорциональна ее длине волны и обратно пропорциональна корню квадратному из атомного веса. В качестве примера подсчитаем ширину О-линии-Na, считая, что она целиком обусловлена тепловым эффектом. Для А = 5890 А и [х = 23формула (5.48)дает0,066 Д. Мы убеждаемся в том, что расширение вследствие эффекта Допплера (вообще) гораздо больше, нежели расширение вследствие затухания.
До тех пор, пока мы имеем дело с оптически тонкими слоями (оптическая толща <1), можно учитывать только эффект Допплера. Для больших оптических толщ (>1) следует принимать во внимание также и расширение вследствие затухания, так как для больших ДА расширение вследствие затухания происходит пропорционально ДА 2 (5.34), а допплеровское расширение убывает как
Континуум

Рис. 32. К определению полного поглощения.
е-СА’)*, так что для достаточно больших ДА (в крыльях линий) эффект Допплера уступает место затуханию.
Для слабых линий невозможно наблюдать истинные контуры, мы получаем лишь ширины, обусловленные аппаратурой. Однако полное поглощение можно измерять также и для них, ибо оно не может измениться из-за деформации контура линии То, что называется «полным поглощением», иллюстрируется рис. 32, где площади двух заштрихованных областей равны друг другу. Мы скажем, что линия L имеет эквивалентную ширину Лх (выражается в д), если энергия, поглощенная в линии, равна энергии, заключающейся в полосе непрерывного спектра с шириной А)., которая расположена в непосредственной близости от линии. Как зависит полное поглощение в линии от | числа JVK атомов над 1 фотосферы, участвующих в образова- I нии линии?
Очевидно, что при небольших оптических толщах А}. пропорционально NH. При возрастании концентрации наступает нечто, подобное насыщению; центр линии становится почти совершенно темным, а ширина не испытывает значите п>ных изменений. До этого момента линия имела резкие края, происходившие от крутого спада допплеровского контура (~г'А'>'). В области насыщения Лх увеличивается с NH медленно: .4z~]/rln NH И только при очень больших оптических толщах, когда поглощение стано- | вится заметным также и в крыльях линий, обусловливаемых зату- I ханием, Лх снова начинает возрастать быстрее. Так как коэфИ' | циент поглощения в крыльях изменяется пропорционально (ДА) '» I т. е. уменьшается медленно, крылья линий простираются очень далеко, а полное поглощение A-,~\f NH. Функцию Ах = /f/VAO называют кривой роста. На рисунке изображены некоторые |
28. ЭКВИВАЛЕНТНАЯ ШИРИНА ЛИНИИ
99
пввые роста- Три области, о которых шла речь, хорошо заметны. Они разграничиваются по следующему признаку;
Л7/<10|П, 10,0<A7/<1015, IO15 <;¥//,
A,~NH.
j/Tn ;V/7, А~/Д7Г.
(5.49)
Таким образом, для того чтобы перейти от полного поглощения yl, к NH, следует прежде всего вычислить Д?>л по (5.36) и
Рис. 33. Полное поглощение как функция числа JMH поглощаюшнх атомов. По Хельду, Z. /. Phys. (70(1931)) 508.
по (5.46) и (5.48), это дает нам параметр а — Ио значению а выбирается соответствующая кривая из семейства, изображенною «а рис. 33. 11а этой кривой находят ординату, равную А/2ДХП, и считывают соответствующую ей абсциссу 1g Наконец, по (5.43) подсчитывают Дсао и получают NH.
Таким образом, этот способ дает принципиальную возможность Использовать для количественного анализа атмосферы (олнпа все линии солнечного спектра. Для того чтобы рационализировать Работу и не измерять полпое поглощение длн каждой линии в отдельности, Мульдерс 1 предпринял калибрирование роулэпдов-
1 Aequivalente breedlen van Fraunhofer— Lijnen in het Zonnespectrum, 4‘9h iltreM’ 1934- См- также Menzel, Goldberg and Cook, Ap. J., 91 (1940), В настоящее время наиболее целесообразным путем для определения квивалентных ширин следует считать планиметрирование регистрационных ярпвых в у трехтском атласе Солнца (раздел 24).
7*
100
ГЛАВА V. ЛИНЕИЧАТЫИ СПЕКТР СОЛНЦА
ской шкалы интенсивностей. Результат этого калибрирования представлен на рис. 34. Очень важно то, что, как выяснилось н0 время работы Мульдерса, роулэпдовские опенки в высшей степени
Риг. 34. Связь между роулэндовской интенсивностью п полным поглощением Числа, стоящие над кривыми, означают роулэпдовские интенсивности.
По Мулъдсрсу.
однородны. Поэтому- в будущем при обработке большого статистического фотометрического материала снова можно будет пользоваться оценками интенсивности и калибровочными шкалами вместо точного, но требующего слишком много времени, фотомет-рпрования.
29.	Количественный химический анализ атмосферы Солнца. Изложенные способы дают возможность выполнить тщательный анализ солнечного газа. Исходя из роулэндовской интенсивности какой-нибудь спектральной линии, получают по калибровочным кривым (рис. 34) полное поглощение, и затем по кривым роста (рис. 33) — количество атомов NH. Эта величина относится, конечно, только к тем атомам, которые находятся в состоянии, участвующем в образовании линии. Если термы атома или его иопа известны из лабораторных данных, то по NH с помощью формул Больцмана и Саха можно определить полное количество атомов данного элемента над I см2 фотосферы. Рессел [26] выполнил таким путем количественный анализ солнечной атмосферы, его результаты даны на рис. 35. Мы видим, что содержание элементов быстро уменьшается с возрастанием атомного веса. Срав' пение с составом звезд [27] и земной коры [28] показывает, что
29. КОЛИЧЕСТВЕННЫЙ ХИМИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ АТМОСФЕРЫ 101
относительное содержание элементов на Солнце, звездах и на 30л ю почти одинаково; поэтому следует, невидимому, считать, ЧТО механизм, производящий элементы, одинаков для всего Космоса. Особенно замечателен тот факт, что согласуются относительные содержания па Солнце и па Земле для группы редких земель и что элементы с четным атомным номером встречаются в большем количестве (примерно в 10 раз), чем соседние с нечетным. Ni и Со встречаются па Солнце чаще, чем в земной коре, п это дает нам повод полагать, что в ядре Земли этих элементов гораздо больше.
Рис. JJ. Сот<фжиние элементов в атмосфере Солнца. (По Ресселу.) Абсциссы: порядковые номера. Ординаты: логарифм массы, находящемся в столбе сечением 1 с«2 над поверхностью Солнца.
нежели на ее поверхности. До кислорода содержание элементов возрастаете уменьшением номера; для больших атомных номеров—-уменьшается. Незначительное количество элементов Li, Be и В объясняется короткой продолжительностью жизни их ядер по отношению к захвату протонов (раздел 10). Единственная существенная разница между химическими составами Солнца и Земли— ято содержание Н и Не. В то время как на Земле Н и Не встречаются в среднем в незначительных количествах, на Солнце они являются преобладающими. К сожалению, указанные методы химического йна.гиаа не применимы к этим элементам, так что здесь мы вынуждены делать неуверенные оценки. Предполагаемый состав атмосферы Солнца дай в табл. 27. В ней ясно видна главенствующая роль водорода и обилие гелия. Это обстоятельство согласуется с Результатом, полученным нами в разделе 9, из совершенно иных соображений; там мы пришли к выводу, что 33% всей массы Солнца достоит из водорода. Высокое содержание водорода является наиболее характерной особенностью химического состава звезд;
102	ГЛАВА V. ЛИНЕЙЧАТЫЙ СПЕКТР СОЛНЦА
мы уже говорили в разделе 10 о его значении для процесса превращений элементов и производства энергии в звездах. В настоящее время мнение о преобладающей роли водорода в атмосфере Солнца утвердилось еще более. Согласно Бруггепкате и Хаутгасту [29], количество атомов водорода в 6000 раз больше, чем число всех атомов металлов, а Б. Стрёмгреп [30] нашел для относительного содержания водорода и некоторых металлов следующий результат-Н ; Mg : Са : Na : К = 8000 : 0,3 : 0,013 : 0,007 : 0,0016.
Так как содержания элементов различаются на несколько пи-рядков, очевидно, что большинство элементов не играет никаком
Таблица 27
СОСТАВ АТМОСФЕРЫ СОЛНЦА
Элемент	Количество атамов	Масса
II	60	60
Не		2	8
О		2	32
Металлы 4- S -j- С Свободные элек-	1	32
троны		0,8	—
роти в общей массе; так, папример, Na, Mg, К, Са, Fe составляют 90% всей массы металлов.
Таблица 28
ХИМИЧЕСКИЕ СОЕДИНЕНИЯ, НАИБОЛЕЕ ЧАСТО ВСТРЕЧАЮЩИЕСЯ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА
Соединение	Масса (г) над 1 м* фотосферы
CN С8 сн NH ОН ВО	0,004 0,00005 0,0012 0,0002 0,0015 0,00006
Рессел [31] распространил количественный анализ также и н' химические'соединения. Результаты приведены в табл. 28. Мы видим, что химические соединения весьма немногочисленны по сравнению со свободными атомами; шесть наиболее часто встречающихся в атмосфере Солнца молекул составляют в сумме массу 7»10'7 г1смг (в столбе с сечением в 1 см2), в то время как общая масса равна 10~2 г)смл.
30. ИЗМЕНЕНИЕ ЦЕНТР —КРАЙ КОНТУРОВ ЛИНИИ	ЮЗ
30.	Изменение центр — край контуров линий. Выражение (5.12) дает зависимость контура линии от расстояния Идо центра Солнпа. Рис. 30, на котором изображены наблюденный и вычисленный контуры для центра Солнца и для участка, лежащего вблизи от его края, показывает, во-первых, что теория правильно предсказывает ^-зависимость, и, во-вторых, что контур линии очень мало зависит от &. Это происходит потому, что здесь мы имеем дело не с чистым поглощением, а с совместным действием поглощения и переизлучения. Но уже при изучении непрерывного спектра мы убедились в том, что при наличии переизлучения потемнение к краю гораздо меньше, чем для чистого поглощения.
Хэл и Адамс [32] установили следующие качественные различия между спектром центра Солнца и спектром его края. 1 Крылья сильных фраунгоферовых линии в спектре края сильно ослаблены, что, согласно более новым измерениям, не всегда справедливо (легко возбудимые дуговые линии имеют на краю Солнца более широкие крылья, чем в центре). 2 Почти все линии в спектре края кажутся несколько более широкими, чем в спектре центра. 3. Не которые линии кажутся в спектре края более сильными или более слабыми, чем в спектре центра, подобно тому как ведут себя Ливии спектра пятен по отношению к линиям фотосферы (раздел 45) Количественные исследования по сравнению спектров центра и края были выполнены впервые Унзольдом [34] и Пласкеттом [35], а в последнее время Миннаэртом и Хаутгастом [36]. На рис. 36 приведены некоторые результаты Хаутгаста [37]. Мы убеждаемся, что при продвижении по направлению к краю Солнца интенсивность в центре линии сильно увеличивается, а в крыльях — увеличивается очень слабо или совсем не меняется. Адамс [38] исследовал изменение цептр — край для слабых линий, у которых уже невозможно промерить контур и известна лишь эквивалентная ширина. Оказалось, что отношение краевой эквивалентной ширины к центральной эквивалентной ширине возрастает с уменьшением интенсивности линии и для линии с роулэндовской интенсивностью, равной 3, достигает 1,4. Мы не бу-дем говорить здесь более подробно о результатах подобных исследований, ибо для их интерпретации нужно излагать теорию гораздо полнее, нежели это было сделано в разделе 26.
31.	Красное смещение. Уже очень давно было установлено, что Длины волн солнечных линий несколько отличаются от длин волн тех же линий, полученных в земных условиях. С увеличением точности измерений различие стало меньше, но не исчезло совсем. Основная причина этого явления заключается в релятивистском красном смещении спектральных линий.Пустьсветовой квапт имеет энергию Е; если бы этот квант находился в пустом пространстве, 0,1 обладал бы частотой v = E/h. Однако здесь световой квант о массой Е/с2 оказывается в поле тяготения Солнца. Для того тобы уйти от Солнца, он должен совершить некоторую работу.
31. КРАСНОЕ СМЕШЕНИЕ
105
Если потенциал тяготения на месте, где находится квант, равен Ф работа освобождения А выражается в виде
Л = Ф^-.	(5.50)
Энергия, уменьшенная на эту величину, излучается в виде света с частотой v'
Av =/г/+ Ф.	(5.51)
Собственно говоря, вместо Ф следовало бы подставить разность между значениями потенциала в месте возникновения кванта и в месте наблюдения, однако потенциалом на поверхности Земли можно пренебречь по сравнению с потенциалом на поверхности Солнца. Из (5.51) следует:
v — v' = Av = -- ДА ==	,	(5.52)
А в	'	*
^ = ^ = ^ = 2,1.10-»
(5.53)
гдеб — постоянная тяготения, М — масса, a R — радиус Солнца. Изменение длины волны, вызываемое эффектом Допплера, так же как и релятивистское красное смещение, пропорционально длине волны А, поэтому можно поставить вопрос о том, при какой скорости v* допплеровское смещение становится равным релятивистскому. Оказывается, что —= 0,63 км/сек, т. е. величине, которую невозможно измерить с уверенностью
Таблица 29
КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИИ В ПОЛЕ ТЯГОТЕНИЯ СОЛНЦА
Количество намеренных линий	Средняя роу Ландовска н интенсивность	СрсДНЯЯ длина волны, А	Вычисленное смешение. А	Наблюдаемое смещение, А	Наблюдения — теория А	Течение	
17	12	3826	0,008	0,012	4-0,ои4	о,з	
24	14	3821	0,008	0,0112	+0,0032	0,25	км! сек
10	10.4	4308	0,0091	0,0113	0,0022	0,16	внут рь
10	6,2	5443	0,0115	0,0112	0,0003		
131	4,8	4758	0,0100	0,0084	0,0016) 0,1		।	к м! сек
106	4,5	4763	0,0100	0,0069	0,0031	0,2	} кнару-
33	3,3	4957	0,0105	0,0074	0,0031	0,2	) жи
_ В табл. 29 мы даем смещения, измеренные для центра Солнца сп Т •ЧН5ОНОМ [39]. Приведенные величины представляют собой 1едвие значения для групп линий. Второй столбец ^одержит
106	ГЛАВА V. ЛИНЕИЧАТЫИ СПЕКТР СОЛНЦА
среднюю роулзндовскую интенсивность группы линий, третий -ее среднюю длину волны, четвертый — вычисленное релятивистское красное смещение, пятый — измеренное смещение, а шестой— разность между наблюдаемым и вычисленным значениями. Эти разности зависят.от интенсивностей линии. Сент Джон считает их реальными и объясняет наличием вертикальных движений. В последнем столбце даны соответствующие вертикальные скорости. Согласно Сент Джону, линии с большей интенсивностью должны возникать в верхних слоях, а линии с малой интенсивностью — в глубоких (что, конечно, справедливо лишь в общих чертах) и, следовательно, в глубоких слоях Солнца вещество поднимается, а на поверхности опускается вниз. Эвершед много раз пытался измерить релятивистское красное смещение. По измерениям длин волн линии Н и К в протуберанцах восточного и западного краев Солнца [40] (для исключения эффекта вращения) он получил, что красное смещение составляет 4- 0,0092 А, в хорошем согласии с теорией, дающей 0,008 А. Это совпадение следует считать даже слишком хорошим, так как при определении скорости вращения Солнца по протуберанцам измеренные значения обладают весьма большой дисперсией (раздел 15). Хромосферные линии [41] Н и К дают для красного смещения 0,015 А, т. е. вдвое больше, чем теория. В результате исследования линий бальмеровской серии от На до Не [42] выяснилось, что после учета релятивистского красного смещения остаются еще различия, которые, невидимому, объясняются вертикальными движениями. На и Н(3 показывают движения, направленные вниз, Не — восходящее. Эвершед [43], работавший как с сильными, так и со слабыми линиями железа в спектре Солнца, получил смещение, равное 0,015 А, в котором лишь 0,008 А обусловливаются релятивистским эффектом. Очень большой материал был обработан Сент Джоном [44]. Его средние значения для красного смещения превосходно согласуются с теорией, а отклонения, встречающиеся у отдельных линий, зависят от уровня, па котором возникает данная линия и, следовательно, их можно объяснить вертикальными движениями, причем снова оказывается, что в нижних слоях происходит восходящее, а в верхних — нисходящее движение
Красные смещения в спектре края Солнца систематически больше, чем в спектре центра, однако, согласно Сент Джону, этот до сих пор пеобъясненный эффект значительно меньше того, который получили Эвершед и более ранние наблюдатели [45]; он составляет всего 0,0015 А. Новейшие исследования указывают на то, что остаточное красное смещение зависит скорее от интенсивности, нежели от уровня. Если это так, его уже нельзя объяснить вертикальными движениями. О том же самом говорят измерения, выполненные в Потсдаме [46] на линиях мультиплета железа Д-[Я различных расстояний от центра Солнца. Смещения в длинах волн этих линий, остававшиеся после учета релятивистского эффекта, не удалось объяснить вертикальными движениями
32. КОНВЕКЦИЯ. РАСШИРЕНИЕ ОТ ДАВЛЕНИЯ
107
Эвершед [47] измерил в 1936 г. красное смещение на краю солнечного диска для протуберанцев и для линий железа. В согласии с его прежними результатами он получил смещение, равное 0,015 А, т. е., грубо говоря, вдвое большее, нежели теоретическое. Следовательно, «эффект края» должен иметь тот же порядок величины, что и само релятивистское смещение, в то время как, согласно Сент Джону, эффект края почти на целый порядок меньше, чем релятивистское смещение.
32.	Конвекция, расширение вследствие давления, остаточная интенсивность. Заканчивая эту главу, следует упомянуть еще о нескольких проблемах, связанных с .линейчатым спектром Солнца.
Аллен [48] и Бруггенкате [49] получили замечательный экспериментальный результат. Они установили, что допплеровское расширение’ слабых фраупгоферовых линии больше того, которое соответствует солнечной температуре. Этот дополнительный эффект Допплера объясняется неправильными макроскопическими движениями, так называемой ту рбуленцией, налагающейся на теп-1овое движение. Средняя скорость турбуленции равна 1,8 км/сек. В более высоких слоях солнечной атмосферы — хромосфере и короне, турбуленция (которая не имеет ничего общего с турбулентностью гидродинамики) гораздо сильнее. В результате градиент плотности фотосферы должен быть меньше, чем приведенный в разделе 21, и спадание яркости на краю Солнца должно происходить медленнее, чем это указано на рис. 24, что следовало бы проверить во время затмения.
Наряду с затуханием и эффектом Допплера имеются и другие причины, могущие вызвать расширение линий. Одна из них — затухание вследствие столкновений. Вследствие частых столкновений между атомами цуги волн, излучаемые осцилляторами, выглядят не так, как на рис. 31а, каждое столкновение обрывает их. Из формул (5.31) и (5.32) следует, что чем чаще прерывается Пуг волн, тем шире линия. Так как число столкновений увеличивается с возрастанием давления, подобное расширение линий называют расширением вследствие давления. Новые исследования 150] показали, что затухание вследствие столкновений имеет гораздо более существенное значение, чем полагали прежде. Так., например, P-линии натрия и линия кальция Х4227 А обладают постоянными затухания, в 10 раз превосходящими ту, которую °ни имели бы при чистом затухании излучения, что несомненно Оо,ьясняется, главным образом, наличием затухания вследствие столкновений.Бруггенкатеи Хаутгаст [51] поставили вопрос о том, вляются ли частицы, столкновения с которыми вызывают затуха-ие, атомами водорода, или же это — электроны. Так как наблю-аемые постоянные затухания изменяются с газовым, а не с элект-сОйным давлением, основную роль играет здесь, невидимому,
Дород. Но вместе с тем затухание от столкновений с Н-атомахш
108	ГЛАВА V ЛИНЕИЧАТЫИ СПЕКТР СОЛНЦА
может превзойти затухание от столкновений с электронами лишь в том случае, если плотность водорода не менее чем в 100 раз больше плотности электронного газа, следовательно, водород должен быть наиболее обильным элементом в атмосфере Солнца (число Н-ато-мов: число атомов металлов = 6000 : 1).
Кроме этого, расширение линий происходит еще вследствие эффекта Штарка (расщепление линий в электрическом поле). Благодаря сильной ионизации солнечного газа внутри Солнца повсюду создаются локальные электрические поля Их напряженности быстро меняются как по величине, так и по направлению, поэтому спектральные линии, вместо того чтобы расщепиться, просто расширяются (межмолекулярпыи эффект Штарка). Классическим примером штарковского расщепления могут служить высшие члены серии Бальмера [52]. Высокорасположенные термы особенно чувствительны к эффекту Штарка; но они, вообше говоря, обладают слабым затуханием излучения. Для термов, лежащих глубже, имеет место обратное явление и это создает некоторое «стремление к выравниванию» суммарной постоянной за гуха-ния.
Как мы уже указывали, наша теория контура линии (раздел 26) дает правильные результаты только для крыльев линий, а в центрах сильных фраупгоферовых линий, где, согласно теории, интенсивности должны
равняться нулю, измерения обнаруживают остаточные интенсивности, достигающие 2—20% интенсивности континуума. Целый ряд работ был посвящен заполнению этого пробела [53]. Мы рассмотрим здесь чисто атмосферную теорию остаточных интенсивностей, принадлежащую Вулли [54], в применении к линиям Бальмера, так как мы будем пользоваться ими в дальнейшем при интерпретации спектрогелиограмм. Рассмотрим три квантовых состояния атома и переходы между пими (рис. 37). Циклы, обозначенные на рис. 37 буквами а и б, происходят при термодинамическом равновесии одинаково часто. В действительности, состояние солнечной атмосферы отклоняется от термодинамического равновесия, ибо плотность излучения равна:
/ =	(eWhT _ j)-i,	(5.54)
где W — телесный угол, под которым видно из данном точки Солнце, выраженный в единицах полного телесного угла. Для любой точки, находящейся внутри Солнца, W = 1, т, е. имеет место термодинамическое равновесие, для атмосферы Солнца W = Vb- В излучении, разжиженном вдвое, цикл а, включающий лишь один процесс поглощения, происходит чаще, нежели процесс б, в нашем случае примерно в два раза. Таким образом,
1
Рис. 37. Циклические квантовые переходы.
32. КОНВЕКЦИЯ. РАСШИРЕНИЕ ОТ ДАВЛЕНИЯ
109
энергия, поглощенная в частоте vls, излучается в длинноволновых линиях v82 и v21. В применении к атому водорода это означает, что за счет линий серии Лаймана возбуждается флоуресценция (излучение) в бальмеровских линиях, приводящая к посветлению центральных частей линий. Количественный подсчет дает как для Не, так и для Нр центральные интенсивности, равные 0,2, т. е. правильные с точностью до порядка величины х. Кроме того, теория указывает, что возбуждение флуоресценции в Нв гораздо вероятнее, чем в Нр, и дает тем самым качественное объяснение некоторым особенностям водородных спектрогелиограмм (гл. VIII).
,* См. работу Эванса, М. N., 100 (1940), 156; он исследовал центральную интенсивность линии На, но не смог объяснить ее поведения теорией циклических переходов.
Глава шестая
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
33.	Статистическое исследование пятпообразователъпой деятельности. Так как число и величина солнечных пятен меняются изо дня в день, то для того чтобы охарактеризовать пятпообразо-вательную деятельность нужна простая числовая мера. В 1849 г. Вольф предложил ввести так называемое относительное число пятен R. Для дня, когда имеется g групп пятен, содержащих всего / отдельных пятен, относительное число равно:
R = K(10g + f).	(6.1)
Коэфициент К зависит от способа подсчета групп и разбиения на группы, а также от качества изображения и увеличения. Вольф, наблюдавший на фраунгоферовском телескопе с отверстием 8 см и 64-кратным увеличением, брал К — 1. Этот инструмент и в настоящее время употребляется в Цюри хе для ежедневных определений относительных чисел. Редукционный множитель К для какого-лпб<^,ряда наблюдений определяется путем сравнения с цюрихскими стандартными относительными числами для соответствующих дней. Наряду с относительными числами для характеристики пятнообразовательноп деятельности пользуются также площадью, занятой пятнами. Относительные числа опубликовываются четыре раза в год в «Quarterly Bulletin on solar activity», который издает Швейцарская обсерватория в Цюрихе, в «Terrestrial magnetism and atmospheric electricity», в «М eteorologischen Zeitschrift», в «Zeil-schrift fHr Geophysik» и подробно один раз в год в «Astronomischen Mitteilungen der Eidgen. Sternwarle Zurich». Измерение площадей, занятых пятнами, производится, начиная с 1874 г. в Гринвиче по фотографическим снимкам; результаты сообщаются ежегодно в «Greenwich photoheliographic Results».
Для отдельных дней не удается установить явной зависимости межд) относительным числом и площадью пятен; однако уже средние значения за месяц указывают на тесную связь между этими величинами. Па рис. 38 даны сглаженные суточные значения площадей, занятых ядром 4- полутенью, осреднепные за время оборота Солнца, исправленные за перспективное искажение и выраженные в миллионных долях площади солнечного диска, а также сглаженные средние за месяц относительные числа. Сглаживание производилось за 13 следующих друг за другом периодов вращения, т. е. за месяц. Параллельный ход этих двух кривых показывает, что обе употребляющиеся меры статистически равноценны.
34 11-ЛЕТНИИ ПЕРИОД СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ	1Ц
В среднем гринвичские площади F и цюрихские относительные числа R связаны соотношением
F= 16,7 7?.	(6.2)
Будучи статистически равноценными, числа R и F не являются таковыми в отношении их определения. Подсчет относительных чисел несравненно проще и требует гораздо меньше времени, нежели измерение площадей, вследствие чего относительные числа опубликовываются немедленно, а площади пятен — с опозданием на год. С помощью относительных чисет удалось использовать качественные наблюдения, производившиеся до 1850 г., для изучения изменений в пятнообразовательной деятельности, происходивших, начиная с момента открытия пятен (1610). При подсчете относительных чисел основную роль играют мелкие пятна, при измерении площадей — крупные, поэтому различия в качестве изображения сказываются па относительных числах сильнее, чем на площадях. С другой стороны, влияние качества изображения проявляется при визуальных наблюдениях, применяющихся при подсчете относительных чисел, гораздо меньше, нежели при фотографических, которыми пользуются при подсчете площадей. Гринвичская статистика обеспечивает однородность материала даже при изменении метода наблюдений и подсчета, в то время как при пользовании цюрихской статистикой нельзя поручиться за то, что числа не подвергаются в течение года систематическим изменениям Если в дальнейшем она даст когда-либо неоднородные результаты, то это можно будет обнаружить только по изменению коэфициента в (6.2).
33. 11-летий период солнечной активности. Швабе [1] на основании 20-летних наблюдений установил в 1843 г., что активность Солнца периодически изменяется с периодом около 10 лет. Это побудило Вольфа [2] организовать систематические наблюдения За изменениями в пятнообразовательной деятельности. В табл. 30 приведены средние годовые значения относительных чисел от 1749 До 1940 г. Первым результатом работ Вольфа было улучшенное значение длины периода, для которого он получил 11,1 года. В период 1610—1749 гг. наблюдения за пятнами слишком немногочисленны для того чтобы можно было подсчитать относительные числа, однако их достаточно для установления эпох максимума и мини-®*Ума солнечной активности; последние приведены в табл. 31. из которой видно, что речь идет не о строгой периодичности: промежуток между следующими друг за другом максимумами от 7,3 до 17,1 лет. Интенсивности максимумов, согласно также различны; например, в период максимума 1870 г. азовательная деятельность была в три раза сильнее,
—ремя максимума 1816 г. Эти вариации привели к мысли, ср _к9ивая пятеп представляет собой результат наложения не-льких чисто периодических кривых. С помощью гармонического
°ятвообр
ЧеМ ВО RT
Таблица 30
СРЕДНИЕ ГОДОВЫЕ ЗНАЧЕНИЯ СУТОЧНЫХ ОТНОСИТЕЛЬНЫХ Чисед
		1	Относи-		относи-	Год	Относи-
Год	тельное число	| Год	тельное число	Год	тельное число		тельное чис чо
1749 1750 1751 1752 1753 1754	с 80,9 88,4 47,7 47,8 30,7 12,2 9,6 10,2 32,4 47,6 54,0 62,9 .	[ 1797 1798 1799 1800 1801	6,4 4,1 6.8 14,5 34,0	1844 1845 1846 1847 1848 1849	15,0 40,1 61,5 98,5 134,3 95,9	1891 1892 1893 1894 1895 1896	3.5,6 73,0 S4.9 78,0 64,0 41.8
1755 1756 1757 1758 1759		1802 1803 1804 1805 1806	45,0 43,1 47,5 42,2 28,1	1850 1851 1852 1853	66,5 64,5 54,2 39,0	1897 1898 1899 1900 1901	26,2 26.7 12.1 9.-5 2,7
1760		1807 1808	10,1 8,1	1854 1855	20,6 6,7	1902 1903	5,0 21,4
1761 1762 1763 1764	85,9 61,2 1 45,1 36 4	1809 1810 1811	2,5 0,0 1.4	1856 1857 1858 1859	4.3 22,8 54.8 93,8	1904 1905 1906 1907	42,0 63.5 оЗ.Н 62.0
1765 1766 1767	20,9 11,4 37,8	1812 1813 1814	5,0 12,2 13,9	. 1860 1861	95,7 77,2	1908 1909 1910	48,5 43.9 IM
1768	69,8	1815	35,4	1862	59,1	1911	• J * /
1769 1770	106.1 100,8	1816 1817 1818	45.8 41,1 30,4	1863 1864 1865	44,0 47,0 30,5	1912 1913 1914	3,6 1.4 9,6
1771 1772 1773 1774 1775 1776 1777 1778	81,6 66,5 34,8 30,6 7.0 19,8 92,5 154.4	1819 1820 1821 1822 1823 1824 1825	23,9 15.7 6,6 4,0 1.8 8,5 16,6	1866 1867 1868 1869 1870 1871 1872	16,3 7,3 37,3 /3,9 139,1 111,2 101,7	1915 1916 1917 1918 1919 1920 1921 1922	47,4 57,1 103.9 80,6 63,6 87.6 26,1 14,2
1779	125,9 84,8 68,1 38,5 22,8 10,2 24,1 82,9 182,0	1826	36,3	1873	66,3	1923	.».о
1780 1781 1782 1783 1784		1827 1828 1829 1830 1831	49,7 62,5 67,0 71,0 47.8	1874 1875 1876 1877 1878 1879	44,7 17.1 11,3 12,3 3,4 6,0	1924 1925 1926 1927 1928 1929	16.7 44,3 63,9 69,0 77.8 65,0
1785 1786 1787		18'32 1833 1834	27,5 8,5 13,2	1880 1881	32,3 54,3	1930 1931 1932	35.7 21.2 11.1 5,7 8,7
1788	130^9	1835	56,9	1882	59,7	1933	
1789	118,1 89,9 66,С 60,0 46,9 41,0	1836	121,5	1883	«3,7	1934	
1790 1791 1792 1793 1794		1837 1838 1839 1840 1841	138,3 103,2 85,8 63,2 36,8	1884 1885 ।	1886 1887 1888 1889	63,5 52.2 25,4 13,1 6,8 6,3	1935 1936 1937 1938 1939 1940	36,1 79,7 114Л 109,6 88,8 67,8
1795	21,3	1842	24,2	1890	7,1		
1796	16,0	1	1843	10,7	1			
34 II летний период солнечной кКГИЗНОСТИ
11.5
Т а б .1 и ца 31
аПОХП МАКСИМУМОВ И МИНИМУМОВ солнечной активности
цикла	Год минимума	Наименьшее ПЭ С ГЛ НЕСИНЫХ МР-I епчных зничешН! 1 относитель!! ых чисел	1 Го с манен- 1 мума 1 1	Наибольшее из сгла’кси-ных месяч-вых зпаче-1 ний относительных чисел	Длительность периода подъема	Длительность период» спад»
1	1610,8 1619,0 1634,0 16-15.0 1655,0 1666,0 1679.3 1689,3 1698.0 1712,0 1723.3 1734,0 1.745.0 1755,2	1 8,4	1615,5 1626,0 1639,5 1649,0 1660,0 1675,0 1685,0 1693,0 1705,3 1718,2 1727,5 1738,7 1750,3 1761.5	92,6 86,5	6,3	5,0
2	1766,5	11,2	1769,7	115,8	3,2	5,8
3	1775,5 1784,7	7,2	1778,1	158,5	2,9	6,3
		9,5	1788,1	141,2	3,4	10,2
5	1798,3	3,2	1805,2	49,2	6,9	Ю
6	1810.6	0.0	1816,4	18,7	5,8	6,9
7	1823,3	0,1	1829,9	71.7	6,6	4,0
я	1833,9	7,3	1837,2	146,9	3,3	6,3
9	1843,5	10,5	1848,1	131,6	4,6	7.9
10	1856,0	3,2	1860,1	97,9	4,1	7,1
И	1867,2	5,2	1870,6	140,5	3.4	8,3
12	1878,9	2.2	1883,9	74,6	5,0	5,7
13	1889,6	5,0	1894,1	87,9	4,5	7,6
14	1901,7	2.6	1907,0	64,2	5,3	6,6
15	1913,6	1,5	1917,6	105,4	4,0	6,0
16	1923,6	5.6	1928,4	78,1	4.8	5/i
17	1933,8	3,4 ।	1937,4	119,2	3,6	
анализа были вычислены побочные периоды, которые связывались с периодическими повторениями определенных конфигураций планет. Мы не будем говорить здесь о заблуждениях и неверных Результатах теории суперпозиции [3], которая в течение целого Десятилетия господствовала в астрономии. В 193.5 г. Вальдмапер 1*1 указал, что теория суперпозиции несовместима с законом ие-1 еп,Ония 30,1 и с законом магнитной полярности пятен, и пред-В|КИ ' ззмеиить ее эруппиоппой гипотезой. Согласно гипотезе зч'м1ЬЛМа,,еРа’ 1,икл от минимума до минимума представляв г собой -•св /И^Тое йелое. На рис. 38 изображены некоторые из таких цик-кр ^РУПЦпи, пятна); заметно, особенно если мысленно дополнить g 5ю очень высоким максимумом 1937 г., что высокие и низкие
Ваа>.ДМдйер
34. 11-ЛЕТНИЙ ПЕРИОД СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ	115
аксимумы чередуются; на это обратили внимание уже Тернер 151 и Людендорф [6|. Это явление связапо, невидимому, с переменной магнитной полярности пятен (раздел 42) и указывает на то, что период солнечной деятельности состоит из двух следующих пруг за другом 11-летних циклов. В табл, 31 циклы перенумерованы, начиная с 1755 г., и в дальнейшем мы бу дем делать различие межДУ циклами с четным и нечетным номером. Название «эруп-цпонная гипотеза»,, которое дало гипотезе о самостоятельности отдельных циклов, оправдывается свойствами кривой пятен, обнаруженными Вальдмаиером [7]. Эти свойства перечислены в пунктах а Д-
а)	Время подъема от минимума к максимуму, Т лет, уменьшается с уменьшением интенсивности максимума, измеряющейся наибольшим средним за месяц относительнымчпслом(см.табл.31). Для четных циклов
lgflv = 2,69-0,177’ ±0,09 ±0,02.	v '
Для нечетных циклов
lgZ?« =2,48-0,107’
	±0,10 ±0,02.	v ’
б)	В табл. 31 приведено время спадания от максимума к минимуму; одпако мы выделяем здесь еще другой промежуток времени О(в годах), в течение которого пятнообразовательная деятельность уменьшается от своего максимального значения до R = 7,5. 0 возрастаете увеличением Rm-
О = 3,0 4- 0,030 RM
±0,6 ± 0,006.	( '
причем в этом отношении четные и нечетные циклы ведут себя одинаково.
в)	Через 5 лет после максимума пятпообразовательная деятельность Rs пропорциональна RM
Я6 = —11,4 ±0,29
± 6,7 ±0,06.	(6.6)
г)	Обозначим сумму от минимума до максимума сглаженных Ч'едних за месяц относительных чисел (площадь под поднимаю-'цейся частью кривой — площадь возрастания) через ,91, а их сумму jT Ма1'гпмума до минимума (площадь под спускающейся частью — л<1ЩадЬ убывания) через 4’». Между этими суммами и Rm имеют м<?сто соотношения:
6’, = 0,4 RM + 2538
±3.2	± 340,	(6.7)
= — 572 4-40,6 Ли
±600 ±5,9.	(6.8)
8*
116
ГЛАВА VI СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
Рчс. 39. Кривые пятнообразоватсльной деятельное™. (По Вальдмайеру.) Ординаты: сгл.икенныс месячные относительные числа. Абсциссы: время, протекшее от максимума, в ходах.
кривые этого однопараметрического
Грубо говоря, площадь возрастания постоянна, а площадь убывания пропорциональна Z?M.
д)	Из (6.3), (6.4) и (6.5) следует, что отношение Q Г/Н вымени подъема ко времени сладаппн
15,64 - 5,81 lg R
1ля четных циклов Q = з,0-Ю,03бЯ„
24,8	10,00 lg RM
для нечетных циклон Q =	+~о,аю~Й^—	(6.10)
растет с увеличением ZfVi причем для почетных циклов быстрее, чем для чет-пых. Q заключено между 0,37 и 1,72, его среднее значение равно 0,7. Утверждение, что подъем кривой пятен происходит быстрее, чем спадание, справедливо только для циклов со средними It ВЫСОКИМИ значениями .максимальны х относительных чисел, но неверно ыя циклов с малыми Нм-
Мы видим, таким поразим, что ход кривой пятен определяется в основном параметром /?м На рис. 39 дано несколько циклов пятнообразования, причем семейства расположены гаь,
что моменты их максимумов совпадают. Следовательно, изменение пятнообразовательпой деятельности со временем F(t) имеет вид: F(t) = F(t, Нм).	(6.И)
Стюарт и Нанофский |8| нашли, что F (Z) мо кпо представить в виде
F (/) = Ctac-bl,	(6.12)
где ( — множитель, зависящий от шкалы, а н b параметры а Z —время, протекшее с начала цикла, причем b выражается через а, так что (6.12) ян (нется фактически у равнением о товара* метрического семейства. Другую аналитическую форму для кри* вой пятен дал 1 leitrcficpr [9]:
34 11 -ЛЕТНИЙ период солнечной активности	и7
Зчесь Fm~~максимальное значение F, t„, — время, в течение которого F достигает значения FM, и th - время, в течение которого F сказывается равным FM. Уравнения (6.12) и (6.13) хорошо представ 1яют кривые пятен, изображенные на рис. 39; однако оба они дают системати«еские расхождения между вычисленными и наблюденными значениями, из чего можно заключить, что (6.12) и (6.13) представляют собой лишь эмпирически найденные интерполяционные формулы и лишены физического смысла. Так как кривые, представленные на рве. 39, образуют однопараметрпвеское семейство, их можно задать дифференциальным уравнением. Тюринг [10], опираясь на работы Хальма [11] вывел на основании очень простых предположений дифференциальное уравнение: 	^Г=-хГ(л) + //(П.	(6.14)
Согласно Тюрингу, пятнообразоватсльная деятельность регулируется распадом пятен и образованием новых. Он исходил из экспоненциального закона распада, в результате чего возник первый член в правой части уравнения (6.14). Возникновение пятен характеризуется функцией H(t). Для того чтобы, проинтегрировав (6.14), получить кривые, изображенные на рис. 39, приходится вводить относитодьни IJ(f) предположения, совпадающие в основном со свойствами F(t). Ото, конечно, не решает задачи
Практическое значение этих исследований заключается в том, что мы теперь можем по известной части цикла предсказывать ход всего цикла, по, к сожалению, для определения параметра, входящего в (6.12) и (6.13), необходимо знать момент и интенсивность максимума, так что прогноз на весь период можно дать только примерно через год после максимума, когда наиболее интересная фаза уже осталась позади. Подобные прогнозы [ 12] имеют, конечно, лишь очень ограниченное значение. Однако Вальдмапер [13] задолго ю максимума, исходя из крутизны подъема кривой пятен за время с 1933 по сентябрь 1935 г., получил графическим путем момент и интенсивность максим}ма.
Эпоха максимума...... Прогноз 1937,7 Наблюдения 1937,4
Интенсивность в максимуме... Прогноз 124 Наблюдения 119 Это была первая попытка предсказания для пятнообразовате.ть-чой деятельности Солнца, имевшая под собой твердую основ!, причем — удачная попытка. Однако подобное предсказание распространяется только на текущий цикл. Мы сможем давать правильные прогнозы на более длительным срок лишь тогда, когда ’Удем знать закономерность чередования сильных и слабых мвк-имумов. Правильность эрупшюмной гипотезы не зависит от на-|1и “'я пли отсутствия такой закономерности. Уже 80 лет назад ольф 14] предполагал, что существуют долгопериодичоские коле-
И1,тснгпвпостей максимумов, но лишь недавно Гленссбергу 1 °J при помощи накопившегося с тех пор экспериментального
118
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
материала удалось подтвердить это предположение. Величины Лл!, невидимому, колеблются с периодом, примерно равным семи циклам. Максимальное значение /?м наблюдалось в 1778 г., затем и 1860 г., следующий максимум пятен, который наступит в 1947 г. должен превзойти максим} м 1937 г. и быть необыкновенно сильным*. Недавно выяснилось, что эти долгопериодические колебания пятнообразовательноп деятельности, происходящие с периодом в 78 лет, сказываются также и на распределение нятеи по южному п северному полушариям Сплина [16].
35.	Короткопериодические колебания. Истинная картина ият-нообразовательпой деятельности выглядит гораздо менее правильной, нежели ход сглаженных кривых па рис. 38. Даже на них заметны частые вторичные максимумы [17], один из которых, наступающий примерно через два года после главного максимума, кажется его постоянным спутником. Рис. 40 дает представление о суточных вариациях относительного числа Происходят исключительно сильные колебания; так, например, очень большое относительное число 233 находится по соседству со значением 20, напоминающим эпоху минимума. Эти колебания длятся отпесколь-ских дней до нескольких месяцев, пе показывают периодичности и происходят, вообще говоря, совершенно неправильно [18]. На рис. 40 заметен .лишь один 27-дневный период вращения Солнца, который проявляется в неоднородном распределении пятен по гелиографическим долготам [19]. В 1937 г. период вращения был особенно сильно выражен; его зачастую удается проследить в течение многих месяцев, что при ограниченной продолжительности жизни пятен возможно лишь в том случае, если пятна появляются всегда в одних и тех же предпочитаемых ими областях (но долготе).
36.	Распределение пятен по гелиографической широте. Уже из старых наблюдений было ясно, что пятна встречаются только в двух параллельных экватору поясах, избегают экваториальной зоны и практически пе встречаются на шпротах ’>40" [20]. Кэррингтон [21] нашел в 1855 г. зависимость средней широты ф зоны пятен от фазы никла, эту зависимость исследовали в дальнейшей Шперер [22] и Маундер [231. Первые пятна никла, появляющиеся после минимума, возникают на шпроте <р^30°. С увеличением фазы зона пятен передвигается по направлению к экватору и к моменту' максимума достигает шпроты 15°; последние пятна никла наблюдаются в среднем и а ши ротеф=8°.Первые пятна нового цикле появляются всегда раньше, чем исчезнут последние пятна предыдущего. Табл. 41 содержит средние гелиографические широты пятен за период с 1901 по 1933 г., приведенные в пей цифры хороню иллюстрируют закон перемещения зон Продолжительность
* Этот максимум дейепштельно был очень высоким. (Прим- перге.)
szu nn £3// zzu iz/i аги 6/п	»//	и// а/п sin м/
шоаодп
оиэпп аончиашпаониц)
120
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
последних пяти циклов лежит между 11,8 и 14,1 годами; среднее значение равно 13,2 г. Наложение двух циклов друг на друга к моменту минимума составляет 1,6—3,3 г., в среднем 2,0 г. Следовательно, средний промежуток времени, разделяющий два максимума, равен 11,2 г. [24].
Перемещение зон можно проследить в настоящее время па семи циклах, наблюдавшихся с 1856 г. но 1933 г. На нсповании эпиго материала Вальдмапер [24] исследовал зависимость перемещении зон от пятпообразователы|<ц| деятельности. Пусть Z?u вновь означает наибольшее из сглаженных суточных относительных чисел завесь не риод, ф_50—среднее сглаженное зпачеппе гелиографической широты зоны пятен за 50 периодов обращения перед максимумом, ф)П во время максимума и у,50— через 50 периодов посie максиму ма. Имеют место следующие соотношения:
Ч 28 26 24 22
20 |— № 16 14
12 Ю
8 6
-50 W -зо -го -Ю О Ю 20 30 40 501
Рис. 41. Зависимость смещения зоны пятен от интенсивности максимума /?м Ординаты: средние гслнографнческпс широты. Абсциссы: время, протекшее от максимума, измеренное количеством оборотов С.олнна.
Т -50 = (1/.«5± 1,/4) -г +(0,0839’± 0,0189)
(6.15)
?т = (8,19 ±1,36) + +(0,0699± 0,0143) /?м,
(6.16)
9-1-60 = <5’44 ± °’85) + (0.0427 ± 0,0089) RM. (6.17)
На рис. 41 представлена зависимость перемещения зон от Ry. вычисленная по этим формулам. За нульпункт временной шкалы взята эпоха максимума. На рисунке выясняется следующая закономерность: зона пятен достигает тем большей широты, чем болыне Rи- Зоны пятен простираются но широте на 15—20°. В широтах >40° пятна встречаются очень редко, и то только небольшие и недолговечные. В 1946 г. наблюдалось пятно на широте 50°, в 1915 г.— на 60°. Так называемые поры, т. е. пятпа с диаметрами, достигающими лишь нескольких секунд, продолжительность жизни которых измеряется минутами или, самое большее, несколькими часами, доходят до широты 75° [25].
37.	Избыток пятен на восточной стороне Солнца. Маундер [261 установил, что па восточной стороне Солнца возникает больше пятен, пежелп па западной Недавно Родя [27] вновь указал на эту
37- ИЗБЫТОК ПЯТЕН НА ВОСТОЧНОЙ СТОРОНЕ СОЛНЦА
121
асимметрию: число пятен, возникающих на восточной стороне, почти в три раза больше числа пятен, возникающих на западе Поскольку разделение на восточную и западную половину имеет смысл лишь для наблюдателя, находящегося на Земле и в то ;ке время Земля пе может оказывать никакого влияния на образова ние солнечных пятен, то здесь мы, очевидно, имеем дело с ложным эффектом. Глейссберг [28] показал, что этот эффект можно объяснить, допустив, что между возникновением пятна н тем моментом, когда оно становится видимым, проходит некоторое время, равное До дням в центре солнечною диска и увеличивающееся по направлению к краю. В таком случае вращение должно приводить к неравномерному распределению возникающих пнтен, на восточной стороне их должно быть больше. Этим вопросом занимались также Миннаэрт [29] и Вальдмайер [30]; в дальнейшем мы будем придерживаться обстоятельной работы последнего. Табл. 32 содержит выдержки из данных наблюдений; она дает число пятен, появившихся в 10-градусных промежутках, расположенных во расстоянию а от центрального меридиана. Количество появлений уменьшается от восточного края к западному. Очень много пятен наблюдается непосредственно на восточном краю (+70'<jz<C + ф90°), однако в большинстве своем опл не возникают здесь, по лишь становятся видимыми вследствие вращения. Поэтому мы ограничимся рассмотрением зоны— 70°+ 70°, внутри которой число появляющихся пятен увеличивается с а по линейпомх
Таблица 32
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ МЕСТ ПЯТНООБРАЗОВАПИЯ ПО РАССТОЯНИЯМ ОТ ЦЕНТРАЛЬНОГО МЕРИДИАНА ДЛЯ 1925-1929 гг.
			1925	1926	1927	1928	1929
—90 до —80			0	0	0	О	0
-80		—70	1	О	0	1	о
-70 -ео	ъ	-60 -50	3 6	9 4	2 6	0 2	3 8
—•*50	»	—40	12	8	11	п	12
—40		-30	10	4	12	6	6
-30		-20	17	7	13	10	13
—20	»	—10	7	16	17	17	9
—К)	0	0	6	И	15	16	13
0	1>	10	15	18	19	14	14
10		20	13	18	10	23	17
20 30		30	11	20	20	17	17
		40	12	14	20	16	16
40 50 60 70		50	11	15	20	23	16
		60	16	24	23	16	15
		70	24	23	26	37	30
		80	38	81	97	95	90
	ъ	90	22	33	33	48	42
122
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
закону. Напигпем для «времени предварительного развития» Д:
Д(а) = Д(/(а).	(6.18)
Для того чтобы пятно стало видимым в центре Солнца, оно'должно обладать величиной Fn. Если на расстоянии а появляется новое пятно, видимая величина которого равпа F0, то его истинная величина должна составлять F = F()seca. Если величина дятла в начальной стадии липеппо возрастает со временем, то ему нужно в seca раз больше времени для того, чтобы достичь площади F,h чем пятну в центре. Поэтому
Д (а) — Дозеса.	(6.19)
Число пятен, появляющихся за единиц} времени между мерпдиа нами, отстоящими от центрального на (р и <р 4“ d<p, должно быть:
dN=ndy.	(6.20)
При атом предполагается, что пятна возникают одинаково часто на всех долготах; кроме того, пренебрегая наклонностью солнечной оси, мы допускаем, что пятпа лежат на экваторе. Пятно, ставшее видимым на расстоянии а, должно было при своем возникновении находиться на расстоянии <р от центрального меридиана, причем
<р = a + соДо sec a,	(6.21)
где со— суточный синодический угол поворота Солнца. Соответственно для пятна, появившегося на расстоянии a 4~ da,
-)- d<f = a + da -f- ыД0 sec (a 4~ da).	(6.22)
Из (6.21), (6.22) и (6.20) следует:
dJV /j .	* <fseca\
Разложив seca в ряд
sec a = 1 4- -у-	.	(6.24)
получим из (6.23)
~ = п (1 4- ыДоа).	.	(6-25)
Мы видим, что количество появляющихся пятен линейно возрастает с а по направлению от западного края к восточному, в полном согласии с наблюдениями. По величине прироста заключаем, что До= 2.9 дня.
Если объяснение, данное нами избытку вновь образовавшихся пятен на восточном краю Солнца, правильно, то исчезновение пятен должно происходить преимущественно на западном краю, так как для этого случая в (6.2Й) меняется только знак. Результа-
37. ИЗБЫТОК ПЯТЕН НА ВОСТОЧНОМ СТОРОНЕ СОЛНЦА
123
ты наблюдений [31J, содсржащиесн в таил. 33, подтверждают ото предположение. Для исчезающих пятой Д()	3,2 дня. Однако,
несмотря на эти успехи, нее же возникает противоречие между продолжительностью «предварительного развития», равной трем днями результатами исследований Добби [32], посвященных росту пятен в начальной стадии развития. Согласно этом) автору, величина пятна вначале увеличивается со временем линейно (это неверно для очень больших пятен), так что ебратпая экстраполяция приводит к площади, равной нулю, примерно через 0.5 дня с момента появления пятна. С другой стороны, наблюдения над «невидимыми пятнами» (раздел 42) указывают на периоды предварительного развития порядка нескольких дней
Таблиц а 33
распределение мест исчезновения пятен по расстояниям от ЦЕНТРАЛЬНОГО МЕРИЦП ХНА
	1 «	’ОД	<£> 2		00 <37	О S	g) О	1	1	<о S	я	СО S	§	i	СО О)	S? 07	1934	а»
—90 до		—80	29	54	42	21	8	16	26	33	32	41	34	16	11	7	7	24
-80	х>	—70	78	128	94	37	16	13	66	64	82	84	83	35	28	17	11	44
—70		-60	29	54	36	18	10	8	21	33	38	38	40	23	13	6	3	9
-60	»	-50	32	34	24	19	2	7	21	22	20	15	16	13	10	2	7	6
-50		—40	14	26	19	14	5	6	14	28	21	15	17	13	14	0	2	6
—40		—10	22	25	26	12	8	2	10	20	18	21	19	15	7	9	.3	8
-30		—20	20	24	27	9	2	5	16	12	16	20	21	13	3	5	1	И
—20		-10	20	28	22	И	6	3	13	12	16	25	19	18	6	3	О	11
—10		0	34	21	35	8	5	4	18	16	24	23	14	14	6	4	3	10
0	»	10	13	17	19	7	6	1	9	16	23	19	17	7	7	4	2	12
10	»	20	16	9	16	8	0	4	7	И	14	15	10	6	2	2	5	4
20	»	30	17	9	11	3	4	2	5	11	9	7	9	4	3	3	3	7
30		40	15	17	9	9	2	0	6	8	12	13	9	7	0	2	0	5
40	»	50	12	И	9	7	2	3	3	9	7	7	5	5	4	3	2	4
50	»	60	5	6	7	4	0	1	7	2	5	6	5	2	1	2	3	8
60		70	0	2	5	2	1	0	0	2	5	0	3	1	1	1	1	4
70		80	0	0	0	1 1	0	0	1	0	0	0	0	0	01	0	0	0
80	>	90	0	0	п	0 I	0	"1	”1	0	0	0	о|	0	о!	о|	0	0
Но, как указывал Маундер, есть еще два обстоятельства, Сворящие за то, что пятнообразовательная деятельность предпочитает восточную сторону Солнца: а) количество групп пятен, Появляющихся на восточном краю, бо 1ьше, чем количество исчезающих на западном, в 1,22 раза; этотфактис был с тех пор ни под-ТвеР>Ь‘ден, ни опровергнут, ни объяснен; б) пятиообразовательная Деятельность больше на восточной стороне, чем на западной, как смысле площадей, так и по количеству групп; в табл. 34приведены I отвстствующие данные, причем цифры от ! до 14 означают номера егмеигов диска, разделенного на 14 частей, 1 относится к во-°чному краю, 14 — к западному [331. Подобный эффект может
124
ГЛАВА VI СО 1НЕЧНЫЕ ПЯТНА
возникнуть лишь в том случае, если оси солнечных пятеп пакли йены так, что верхние копии осей предшествуют направлению вращения. Тогда на восточной стороне пятна будут казаться б< ,|Ре протяженными, а на западной менее протяженными, нежели в том случае, когда они не наклонены. Глейссберг 134] подсчитал yro.i наклона, необходимый для того, чтобы объяснить результаты, представленные в табл. 34. Вылепилось, что для этого достаточно угла порядка 0,5°. Такой наклон кажется очень вероятным, ибо мы знаем, что угловая скорость увеличивается с уменьшением глубины (раздел 15); кроме того, этот наклон наблюдается у стационарных протуберанцев [35].
Таблица «34
11ГЕОБЛ П1ИЕ ПЯТИООБРАЗОВАТЕЛЬНОЙ ДЕЯТЕЛЬНОСТИ НА ВОСТОЧНОЙ СТОРОНЕ СОЛНЦА ЗА 1888—1801 гг.
Сегмент	Гуммя площадей	Количество групп	Сегмент	Сумма площадей	Количество групп
1	59980	260	8	234 548	1509
2	170021	946	9	232 468	1447
3	201 720	1227	10	225 118	1325
4	218987	136(1	11	211081	1204
5	227 933	1418	12	196 763	1038
6	233430	1463	1.3	161 956	772
7	235 211	1533	14	48 672	213
38. Еще о закономерностях в распределении групп пятен. Пятнообразовательная деятельность в северном и южном полушариях часто быв ат очень различной. Подобная асимметрия может удерживаться в течение многих лет; с 1880 по 1900 г. в южном полушарии, за немногими исключениями, было больше пятен, чем в северном, < 1900 по 1910 г поровну, а с 1913 до 1933 г. пятна предпочитали северное полушарие1. Следовательно, солнечная активность возвращается на то же .место примерно через 70 лет, что, быть может, связано с большим периодам пятпообразования (раздел 34). Кроме того, замечательно то, что последние два момента смены предпочитаемых полутпарип совпали с минимумами (1913 п 1933 гг.), ибо это указывает па связь перемещения с переменой магнитной полярности пятен. Если солнечная активность на обоих полушариях различна, то два максимума наступают ш одновременно [36], и соотношения (6.3) и (6.4) справедливы лишь для каждого полушария в отде ikhoctji.
Распределение пятен по гелиографической долготе не подчиняется столь ясным закономерностям, как распределение по широте. В большинстве случаев интенсивность пятнообразовательш>1*
1 По неопубликованным наблюдениям автора.
39 ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОСТЬ ЖИЗНИ ПЯТЕН
125
ептельности не бывает одинаковой на различных долготах, но концентрируется на определенных участках (по долготе; см
( 40) Такнеочаги активности часто бывают очень устойчивыми. Воль*1 [37] проследил за двумя очагами, отстоявшими друг от другана 180 по долготе, которые создавали пятна с 1887 до 1889 г.: даже после минимума 1889 г. они находились на тех же долготах и в период 1890—1893 гг. вновь проявили свою детельпость (38|. Подобное ;кеявление наблюдал в период минимума 1933 г. Брун-иер-.\<|ггер [39]. Санфорд [40] следил за очагом вятнообразоваиия л ючение 13 лет. Из таких очагов развиваются пятна, которые вследствие какого-то влияния вызывают рядом с собой появление других пятен, п, таким образом, часто возникают целые цели (руин пятен, длина которых может достичьобхвата Солнца [41].
/'«< /2. Лерка.тыин'отраж<>1И'С пнген нти» ситольно зкн-иори 19 дек. 19,48 г.; несколько схематично.
Группы пятен на северном и южном полушариях не независимы друг от друга, и вероятность того, что группе, расположенной в одном полушарии, соответствует группа, лежащая па той же долготе в другом, больше, чем опа должна была бы быть при равномерном распределении пятеп. Вследствие этого, области, покрытые пятнами, часто представляют собой как бы зеркальные отображения друг друга относительно экватора (рис. 42).
39. Продолжите п.ность жизни нягеп. Маундер (42| исследо-1,3,1 продолжительность жизни пятен в эпоху минимума от 188(1 Ю 1889 г. 11а этом довольно скудном материале выяснилось, что пятна, существующие в течение одного дня, встречаются наиболее часто. С увеличением продолжительности жизни встречаемость Резко спадает. Гпевышев исследовал вопрос о продолжительности о\И 1 и пятен на основании гринвичских наблюдений 1912
34 гг., охватывающих около 3000 групп. Он пользовался лишь ми группами, которые возникали и исчезали на видимой сто Р°не Солнца; «видимой стороной» он считал область от 73 до 73 ”т нейтрального меридиана). Вероятность р того, что пятно
126
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
<• Продолжи ПМЫ1ОСТЬЮ жизни, равной / дням, лаег па видимой стороне равна
146 - ГС ? ~	360”
возникает и исче-
((i.26)
где * - суточным угол поворота. Если исчезновение пятна произойдет только при следующем обороте, то справедлива формула
(146° + 360°) — ГС	... .....
Р= -----W------------и т- Я-	<Ь-27>
Умножив число наблюдавшихся групп на Чр, получим общее
число всех групп с продолжительностью жизни, равной t дням.
На рис. 43 представлены результаты работы Гпевышева. Встречае-
Рис. 43. Продолжительность жизни групп пятен по Гневышеву. Абсциссы: продолжительность жизни в днях. Ординаты: относительная встречаемость.
мость быстро падает с увеличением продолжительности жизни. Ома пе связана с интенсивностью пяти ооб разовательпоп деятельности, по средняя прод« >л жп тел Ы10С ть жп знп заметно зависит от широты; на широте 40° опа составляет 2 3 дня, увелн-
чивается с уменьшением широты и при 7Э достигает максимального значения— 5 дпей. Величина и про-
должительность жизни ня
ген изменяются параллельно; можно считать за правило, что группа с продолжительностью жизни, равной 10 дням имеет макси мальпую протяженность—она занимает 10'4 площади полутпария. грунта, существующая 40 дней, захватывает уже 1-10 4 площади полушария.
10. Развитие, классификации и структура групп солнечных пятен. Пятно становится видимым в тотмомепт, когда его диаметр достигает примерно 2", т. е. когда оно отличается от межграну лирных областей лишь благодаря своей неизменное та. Большая часть подобных пор быстро исчезает, из остальных развиваются пятна. В начальной стадии группа состоит из скопления мельчайших пятен, сконцентрированных на пяти или десяти квадратных градусах или из одного единственного пятна. Большинство групп не идет дальше этой стадии: уже на следующий день они исчезают. То, что мы будем говорить в дальнейшем о развитии пятен, относится лишь к очень большим группам. Па второй день группа имеет удлиненную форму, пятна располагаются главным образом па ее переднем и заднем концах, причем особенно сильно развиваются два пятна по одному на каждом конце группы; эти пятна
40. РАЗВИТИЕ. КЛАССИФИКАЦИЯ И СТРУКТУРА ГРУПП ПЯТЕН 127
называют главными. То, которое по отношению к направлению вращения является предшествующим, называется передним, или пятном Р, другое — задним, пли пятном F. В дальнейшем вокр\1 главных пятен образуется полутень, а пространство мескду ними заполняется мелкими пятнами. Примерно на 10-й день группа достигает своей максимальной протяженности. Затем, в течение нескольких дней исчезают мелкие пятна, расположенные между’ главными (чисто биполярная группа), после чего .F-пятно становится все меньше и пропадает, а Р-пятно принимает округлые очертания. В этой устойчивой униполярной стадии пятно может существовать еще недешми, затем оно начинает уменьшаться и исчезает.
Ри 44. Классификация груди пятен. По Вальд-майеру.
Ри •. 45. Относительное числе, число эрупцпй п площадь, занятая пятнами, в течение развития группы пятен.
По Вальдмайсру.
Нельзя предложить ни такой классификации, согласно которой группа пятен принадлежала бы к одному' и тому же классу в течение всей истории своего развития, ни такой, классами которой являлись бы отдельные характерные стадии развития Обычно Пользуются введенной Вальдмайером классификацией, разделяющей развитие пятна на восемь периодов. Схема классификации Дана на рис. 44, в верхней части которого указан масштаб (гелио
128
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
графические долготы). Маленькая группа или не выходит ц3 I класса плп переходит последовательно из I во II, а затем в ] средняя группа проходит через I- II III—II—I или I- II -1Ц_1 VIII -1, или I II III IV VII VIII I, или 1 II П1 -IV III—VIII I и т. д., а большая через все восемь классов. Кривые на рис. 45 изображают ход изменения относительных часе । и площадей пятен (в миллионных золях солнечного диска) в течение всей истории развития большой группы пятен [44]; кривые разбиты на участки, соответствующие пребыванию группы в том пли 1ПЮУ1 классе; оказывается, что через первые классы пятна проходят очень быстро, а через более поздние все медленное и медленнее.
Группа пятен занимает обычно овальную область, продольная ось которой располагается примерно вдоль круга широты. Ось группы, т. е. линия, соединяющая главные пятна, всегда наклонена к параллелям, так что Р-пятно всегда расположено на меньшей широте, нежели F пятно. Табл. 35 дает зависимость наклона оси от гелиографической шпроты но Джою |45 | и Брюннеру [46].
Таблиц i 3.»
НАКЛОН ОСЕЙ ГРУПП СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
Географическая широта	11-4°	6-9’	10—14	15—10°	20-24°	25-20	3» 31
Наклон но Джою .... II.iK.ion ио Брюннерх	'Л,Г 0,6’	2,4" 3.(i"	5,6’ 5.4’	м fie	1 0 .	। 	1	8,7’ 9.9’	9.3 14.4	10.8' 19.0’
Кроме того, наклон оси зависит также от стадии развития группы. В начальной стадии (класс II) ось биполярной группы наклонена к кругу широты в среднем на 7,8\ в классах 111 и VI — на 6,5°, а при дальнейшем развитии, в классе V — всего па 4,6 . Уменьшение угла наклона в течение развития группы происходит «следствие взаимного расхождения пятен (раздел 41).
Отдельное пятно в стационарной стадии состоит из трех концентрических более или менее округлых областей: тени (ядро), полу тени и светлого кольца. Обозначим диаметры этих областей, вы раженные в единицах диаметра Солнца S, через U, Р, R. Согласно Вальдмайеру [47], имеют место соотношения:
= (3,26’4- 0,16) — (36,3 ± 7,6) Р	(6.28)
в области О.Ш<Р< 0.035 и
~ = (0,625-4-0.017) + (3.59 4-. 0,68) Р (6.29)
для 0 010 ZJ<4),043. Отсюда следует, что круглые пятна различной величины не являются геометрически подобными; но с возре
41. СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ ПЯТЕН	129
станием Р отношение диаметров ядра и светлого кольца к диаметру долутени соответственно у ввинчивается и уменьшается.
Часто приходится наблюдать, что на краю Солнца у пятен исчезает ядро (так называемый эффект Вильсона). Это объясняли тем, что ядро расположено глубже, чем остальные области пятна. Согласно более старым работам, ядра располагаются под поверх-достью фотосферы на глубине, равной нескольким тысячам километров. По современным представлениям о строении солнечной атмосферы, это невозможно; Шевалье [48] указывал, что величина погружения <750 км, а в настоящее время начинают все более склоняться к мысли, что эффект Вильсона есть физиологически-психологическое явление.
Вальдмайер [49] рассчитал строение солнечного пятна, причем выяснилось, что уровень, с которого возникает основная часть излучения пятна, лежит примерно на 60 км глубже, чем слой, дающий основную часть излучения фотосферы. Подобное углубление, которое при наблюдении с Земли будет видно на краю Солнца под углом 0,1", невозможно заметить, так как па самых лучших снимках Солнца разрешение достигает лишь 1". Таким образом, если даже эффект Вильсона и существует, то ого нельзя объяснить геометрически, как результат углубленности центральной части пятна.
41. Собственные движения пятен. Уже Кэррингтон [50] и Шперер [51] заметили, что в течение первых стадий развития пятна, принадлежащие группе, сильно расходятся по гелиографической долготе. Рис. 46 (левая сторона), изображающий развитие группы пятен, дает представление об этих движениях. Бруннер [52] получил числовые данные об этом расхождении: а) движение пятна к западу превосходит движение пятна к востоку; б) группы с преимущественно восточными собственными движениями встречаются в периоды сильной пятнообразовательной деятельности чаще, нежели при слабой активности Солнца; в) скорость расхождения пятен имеет наибольшую величину при возникновении пя-ген, затем быстро спадает; через 7—8 дней движение прекращается. Ньювал [53] считает, что среднее суточное расхождение пятен внутри группы составляет около 0,6°. На Гринвичской обсерва-тории была произведена большая работа по изучению собственных Движений пятен. Вначале [54] исследовалось собственное движение по широте. Оказалось, что пятна не показывают систематиче-ских изменений широты; проис ходят лишь беспорядочные движения, не превосходящие 1° за один оборот. Группы, существующие Долго, сдвигаются по направлению к экватору примерно на 0,2° За один оборот. Следует заметить, что сдвиг зоны пятен по направлению к экватору составляет в среднем 0,14° за оборот Более Реальные результаты дало исследование движений по долготе [55]. обственные движения по долготе складываются с суточным углом °норота С, зависящим от <р. В дальнейшем собственными движе-
Вапьдмайер
130
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
ниямп мы будем называть движения, остающиеся после редукции по закону 5 — 14,37 — 2,60° sin2?. Пятно Р движется вначале примерно па 1° в день к западу Однако скорость его перемещения быстро уменьшается, и в тот момент, когда пятно достигает наивысшей точки своего развития, оно прекращает свое движение. К этому времени пятпо бывает расположено на 10° западнее того места, где оно возникло. После поворотного момента в развитии группы пятпо Р начинает двигаться к востоку на 0,05 — 0,10° в день так что его исчезновение совершается там же, где произошло возникновение. Пятно F биполярной группы при своем появлении
260° 255° 250°
1937 2ек.П-2(Г-
Дек <8-20-
Дек 19-20°-
Дек 20-20-
Дек. 21-20-
Дек 22-20°
Дек 23-20-
70' 1936 Сент.2/!-25°-
Сеит.25-25-
Cenm.26-25~
Сент.27-25-
Стт 28-25°-
Сеит.29-25-
Сент.30-25—
Рис. 46. Расходящиеся собственные движения по долюте. Слева — группа пятеп при своем возникновении, справа ' при делении пятен.
движется на 0,2° в день к востоку, затем его движение замедляется и примерно через 5 дней, т. е. к моменту своего наибольшего развития, пятпо F останавливается.
В 1939 г. Валь»-мапер (56] исследовал собственные движения пятен по материалам 1936 и 1937 гг., причем он обращал особое внимание на группы, имевшие значительные движения по широте, и на движения в сложны х гру пп а х -На рис. 47 изображено движение главных пятен в двух группах с большой продолжительностью жизни, показавших значи-
тельные движения по широте. В качестве начала отсчета выбрано место, где впервые появилось пятпо Р. Поперечные штрихи указывают положения пятен через каждые два дня-Па рис. 47,а — очень большая биполярная группа, возникшая на широте 4-30°. Пятпо Р передвинулось вначале н” 7е к западу, а затем, перемещаясь в противоположном паправле* нии, зашло на 6° восточнее места своего появления. Оба пятя® показывали значительные движения по широте, направленны® к полюсу. Пятно Р обладало наибольшей скоростью по широу в тот момент, когда скорость по долготе равнялась нулю. В группе * (рис. 47) оба пятна движутся к более высоким широтам. ЗамечателЬ'
41. СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ ПЯТЕН
131
то что пятно Р в конечной стадии своего развития продвинулось И°зад как по широте, так и по долготе. На рис. 48 и 49 изображены итересные движения соседних групп пятен. С левой сторопы выписаны даты и гелиографические широты, сверху — долготы. цнфры, стоящие в левом верхнем углу, означают наименования пупп на цюрихских солнечных синоптических картах; первое одело представляет собой номер оборота, второе — номер группы в списке групп для данного оборота. Рядом с пятном выписана его полярность (N.S). На рис. 48
изображена история развития двух больших групп пятен за время трех оборотов Солнца.
Эта группа привлекла к себе внимание исследователей в начале октября 1937 г. своим аномальным поведением: в ней пятно Fбыло больше, чем пятпо Р, оба пятна имели полярность N, в группе наблюдалось движение, направленное внутрь, и ее ось имела отрицательное накло-
1122 32.1123/31155	>50	145	«-0	135	130 125
423/3^424/261	•	।	।	।	। I
037
+ Ю-
15,8 + 10-
20.8 + 10-
4,9 + 10-
9,9+10-
14,9 + 10-
4,10+10-
8,10+Ю-
12.Ю + Ю-
Рис. 47. Собственные движения по долготе и широте главных пятен биполярных групп.
Рис. 48. Возникновение псевдоби-нолпрной группы вследствие собственных движении в соседних группах пятен. По Вальдмайеру.
венне. Более тщательное изучение показало, что здесь имело место лишь внешнее сходство с биполярной группой. По РИс- 48 нетрудно выяснить происхождение такой псевдо-иполярной группы. От двух групп, появившихся в августе и ентябре 1937 г. в области долгот 128—135° и бывших вполне коральными в смысле расходящегося движения, наклона осей и маг п ™<>й полярности, остались только два пятна Р, которые были
РЯЛят« за биполярную группу. На рис. 49а представлено ста-во ПолУТеиепое пятно на долготе 132е, вблизи которого возникает опия” гРУппа’ пятно Р которой вследствие собственного движения слц0ЛИЗМЛОСЬ к етаРом> пятну, имевшему ту же полярность, и
ось с ним. Рис. 496 изображает развитие группы на месте
9*
132
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
старого полутеневого пятна, причем незаметно ни малейшего взаимного влияния, а рис. 49 в изображает две нормальные биполярные группы пятен, которые были расположены настолько близко друг к другу, что в результате собственных движений произошло взаимное проникновение.
7Ж W ЗЕ 30D  । ।
1936
O'
3, \N
&15 st »si
Pi
jS 7>5-^|ад
М-4И-$,
>S
ИЭ-15-^
V-I5-St
N
N
Н
S»V\N
N
w
aN
a)





Puc. 49. Взаимное проникновение групп пятен вследствие собственных движений По Вальтмайеру.
42. Магнитные свойства солнечных пятен. Уже в прошлом столетии было известно, что в спектрах больших солнечных пятен многие липни расщеплены на две симметричные компоненты, во только в 1908 г. Хэл [57] объяснил это явление эффектом Зеемана *). Таким образом возникла мысль, что солнечные пятна обладают очень сильными магнитными полями. Подтверждением этого предположения могли послужить наблюдения поляризации компонент расщепленных линий. Если мы смотрим на пятно, расположенное в центре солнечного диска, то направление луча зрения совпадает с направлением магнитного поля; в этом простейте5* случае спектральная линия расщепляется на две компоненту»
*) Никрпьсон доказал в 1938 г., что эффект -Зеемана наблюдается та^*8 и у молекулярных полос. P.A.S.P., &Q (1938), 224.
42. МАГНИТНЫЕ СВОЙСТВА СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
133
(6.30)
смешенные на Ч^ДХ от центра линии ДХ = 4,7- 10“«Х2Я.
Таблица 36
НАПРЯЖЕННОСТЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ЦЕНТРЕ ПЯТНА В ЗАВИСИМОСТИ ОТ ВЕЛИЧИНЫ ПЯТНА
Площадь пятна в милли-опных долях полусферы	Напряженность поля в эрстедах
50	1300
100	1800
150	2200
200	2400
250	2600
300	2700
350	2700
400	2700
450	2700
500	2700
Здесь X следует выражать в сантиметрах, а Н — в эрстедах. Из (6.30) следует, что в спектре большого пятна (Н = 3000) расстояние между Зеемановскими компонентами линии, расположенных в красной области спектра, достигает 0,1 А. Табл. 36 дает связь между напряженностью поля и величиной пятна, согласно Николь-сону [58]. В таблице приведены средние значения, отдельные величины могут отклоняться от них на 20% и больше. Наибольшие из наблюдавшихся напряженностей достигали 4000 эрстед, наименьшие, доступные измерениям,— 100 эрстед. У маленьких пя-
тен напряженность поля пропорциональна площади пятна, у больших она почти не зависит от размера пятна. Исследованиями маг-
нитных полей Солнца занимается главным образом обсерватория Маунт Вилсон. Хэл и Никольсоп [59] сделали сводку всех наблюдений за период 1917—1924 гг., а также обзор всех теоретических Результатов, полученных на основании этих наблюдений. Важнейшие выводы, полученные этими авторами, сводятся к следующему: а) Все солнечные пятна имеют магнитные поля.
б) Угол, который составляют с поверхностью Солнца магнит-®Че линии, равен 90° в центре ядра л достигает 20е на краю полу-
в) Напряженность поля имеет максимум в центре пятна, <£*№ьшается к его краям и обращается в нуль вблизи от границ
') Иногда наблюдаются слабые магнитные поля па участках [бО?6^0^ ПовеРхыости> лишенных пятен («невидимые пятна»)
J- *акие участки встречаются преимущественно в униполярных
134	ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
группах позади пятна Р, примерно на том месте, где находилось бы пятно F, если бы rpjnna была биполярпой. «Невидимые» пятна часто наблюдаются там, где незадолго до этого были обыкновенные пятна, или на участках, где они должны вскоре появиться.
д) 60% всех групп пятен являются биполярными, большинство униполярных — это старые биполярные группы, у которых уже исчезло пятно F. Одно из главных пятен биполярной группы пред ставляет собой северный магнитный полюс, другое - южный.
е) Магнитная полярность пятен Р биполярных групп не ме няется в течение цикла солнечной активности — от минимума до максимума; в момент минимума полярность всегда меняется. В одной и той же группе пятна Р имеют полярность, противоположную полярности пятен F, причем полярность пятен Р одного полушария совпадает с полярностью пятен F другого, и наоборот. Наблюдения укладываются в следующею схему:
Цпнл	Северное иотушарцс		Южное полушарие	
	Пятно Р	Пятно F	Пятно Р	Пятно Г
1901—1913 гг		ч	S	S
1913—1923 »	N	S	s	N
1923—1933 »	S	N	N	S
1933—1944 »	N	N	N	N
Мы убеждаемся, что магнитный период охватывает два следующих друг за другом цикла.
Для характеристики магнитных свойств Хэл и его сотрудники [61] предложили следующую классификацию, которая используется в ^Publications of the Astronomical Society of the Pacific».
а Униполярная группа: отдельное пятно или группа пятен с одинаковой полярностью. Иногда главное пятно и его очень маленькие спутники могут иметь противоположную полярность.
а: пятно расположено в центре хромосферной факельной пло-
щадки.
ар: пятно расположено в передней (в смысле направления вращения) части хромосферной факельной площадки.
а/: пятно находится на заднем конце факельной площадки.
Р Биполярные группы: простые биполярные группы или с небольшими спутниками, которые располагаются преимущественно между главными пятнами. Линия, разделяющая пятна с различ-
ной полярностью, проходит примерно через середину группы Р: главные пятна имеют примерно одинаковый размер. Рр: пятно Р значительно крупнее, чем пятно F.
Р2: пятно F значительно крупнее, чем пятно Р.
Ру: комплексные группы, причисляемые к полярным по полЯР*] ности главных пятеп. В этих группах нельзя провести лини | разделяющую пятна с различными полярностями; в непосреДс
42 МАГНИТНЫЕ СВОЙСТВА СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
135
венном соседстве с главными пятнами имеются небольшие спутники <‘ противоположной полярностью
Y Мультиполяриые группы. Сложные группы без какой-либо закономерности в расположении пятен с различными полярностями.
Если одному из подобных ооозначений предшествует буква /, то это означает, что группа появилась в этот день на восточном краю диска, если она стоит после обозначения — группа исчезла на западном краю. Вновь возникшая группа снабжается предшествующей буквой d, исчезнувшая — последующим d. Штрих означает, что Солнце вообще не наблюдалось, аж — что полярность группы не определялась..
В табл. 37 расклассифицированы все группы пятен, наблюдавшиеся в 1915—1924 гг. Так как нормально развивающаяся группа вначале относится к типу рр, а в конечной стадии своего развития к ар, эти типы оказываются наиболее многочисленными. Группы Рр и ар встречаются почти в четыре раза чаще, нежели группы р/ или а/. Среди однодневных групп преобладают униполярные, среди тех, которые существуют дольше,— биполярные. Закон полярности, сформулированный в пункте е), выполняется очень строго; пе следуют ему всего лишь 2% всех групп пятен.
Таблица 37
МАГНИТНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ 2174 ГРУПП ПЯТЕН
Год	а	ар		е	to	W	0Y	Y	Пе кл 1сси-фкцировапы	Всего
1915	17	33	9	33	51	9	8	3	14	182
1916	53	54	12	66	100	26	13	0	16	340
1917	45	85	15	88	134	38	15	2	28	450
1918	64	75	10	85	101	33	8	1	19	396
1919	52	54	11	47	77	22	9	3	21	296
1920'	21	33	9	30	46	12	4	4	9	168
1921	11	34	5	26	28	8	2	1	25	140
1922	12	17	4	17	18	3	б	2	5	78
192'	1	7	2	3	16	2	0	0	4	37
192ч	8	17	3	21	21	6	2	1	8	87
Всего	28-4	409	80	423	592	159	61	17	144	2174
%	13	19	4	19	27	7	3	1	7	10(1
На рис. 50 изображены группы пятен, относящиеся к различным классам. Пятно, наблюдавшееся 9 февраля 1917 г., представляет собой нормальную группу Р; линия, разграничивающая пятна с различными полярностями, проходит посредине между двумя главными пятнами. Группа от 22 сентября 1917 г. содержит пс-ольшую неправильность: край пятна Р имеет полярность 5.
группы, наблюдавшейся 15 мая 1921 г., линия, разделяющая полярности, проходит прямо через главные пятна, так что ядра,
136
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
лежащие в одной и той же полутени, имеют различные полярности. Подобную неправильность можно связать с тем, что эта группа располагалась на экваторе. Пятно от 13 сентября 1919 г. содержит два пятна Р, относящиеся к двум группам, расположенным очень близко друг к другу: одно лежит севернее, другое — южнее экватора; на этом примере видно резкое разграничение полярности на экваторе.
Причина появления магнитных полей нам пока неизвестна [62]. Вероятнее всего, что они возникают в глубоких слоях,
Рис. 50. Магнитные свойства групп пятен. Линии, разделяющие области с различными полярностями, нанесены пунктиром.
недоступных для наблюдателя. Согласно Хэлу и Сент Джону, напряженность ноля быстро уменьшается с высотой, однако более новые исследования Кинга [63] не подтвердили этого.
Все выполненные па Маунт Вилсон исследования магнитного поля Солнца были основаны на изучении линии железа Х6173Д. Эвершед [64] обнаружил еще одну линию железа Х5250 А, оола дающую очень большим Зеемановским расщеплением; она также очень удобна для подобных исследований.
43.	Фотометрия солнечных пятен. Согласно измерениям различных наблюдателей [6.5], интенсивность в середине большого пятна, расположенного в центре солнечного диска, составляет 0,42
qj. WUIUMETPHH СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
137
от интенсивности невозмущенного фона. Обозначив через Те и f * эффективные температуры фотосферы и ядра, будем иметь, согласно закону Стефана—Больцмана:
Т’е = Те /0Д2.	(6.31)
Если Те - (см. раздел 7), то 7'е* = 4620°. На рис. 51 представлен ход изменения интенсивности на диаметре большого солнечного пятна [65]. Абсциссы выражены в долях диаметра Солнца.
Рис. 51. Микрофотограмма солнечного пятна, окруженного светлым кольцом. Эффективная длина волны ~ 4000 А.
По плотности и скоростям течений в пятнах можно подсчитать количество энергии, переносимое путем конвенции; оно составляет около 1% полного потока излучения. Следовательно, перенос энергии в пятне происходит практически полностью путем излучения, так что ядро пятна можно рассматривать как атмосферу, находящуюся в состоянии лучевого равновесия [67], с эффективной температурой 4620°. Так как при лучевом равновесии температу ра пе входит в закон потемнения к краю (4.19), то отношение интенсивности пятна к интенсивности фотосферы для полного излучения не зависит от расстояния & пяти а до центра солнечного диска. Измерения Уолмера в основном под
тверждают этот факт. Но если бы пятно, как предполагали раньше, находилось в адиабатическом равновесии, то упомянутое отношение интенсивностей па краю Солнца было бы вдвое меньше, чем в его центре, что противоречит наблюдениям. Большинство наблюдений производилось в монохроматическом свете, для которого потемнение к краю зависит от Те. Однако, согласно раз-самим значением Те, но с произведе-потемнение к краю в свете с длиной
делу 20, оно связано пе с
вием \Tg. Следовательно, _________ .. ..г___________ „_____
волны X* для пятна равно потемнению для фотосферы при длине волны X, причем
хХ=xre.	(6.32)
F ~ и» согласно измерениям Вандерса [69], 4100 а и Те*= 4480°; тогда из (6.32) получим, что пятно при Посл„А имеет то же потемнение к краю, что и Солнце при 3200 А; йде ипНее МЫ можем взять из табл. 14 и подсчитать затем отноше-цйя Дгенсивностей ^*// пятна и фотосферы (табл. 38). Расхожде-жду теорией и наблюдениями — незначительны, причем
138
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
Табл и ц а 38
ОТНОШЕНИЕ ИНТЕНСИВНОСТЕЙ (/•//)(,	ПЯТНА И ФОТОГФЕРМ
ДЛЯ ДЛИНЫ ВОЛНЫ 4100 А В ЗАВИСИМОСТИ ОТ УГЛА В ПО ТЕОРИИ ЛУЧЕВОГО РАВНОВЕСИЯ И ПО ИЗМЕРЕНИЯМ ВАПДЕРСА
sin в	0,00	0,20	0,40	0,55	0,65	0,75	0,825	0.875	0,92 |	0.05
Наблюд. . . .	1,000	0,975	0.957	0,957	0,955	0,940|0,91fil0,903			0,884	0.858
Вычисл. . . .	1,000	0,899	0,995	0.990	0,985	0.977(0,968		0,959	0.9461	0,927
измерения настолько трудны и так плохо согласуются между собой, что мы ле вправе говорить на основании этих расхождении о несо
стоятельности тео-
Рис- 52. Зависимость отношения интенсивности пятна к интенсивности фотосферы от угла для длины волны 5800 А- Верхняя из теоретических кривых относится к лучевому равновесна» с температурой 4800е, средняя к лучевому равновесию и Т = 4300°; нижняя вычислена для адиабатического равновесия. По Ричардсону.
рии Все старые результаты ошибочны, так как измерения, особенно на краю Солнца, сильно искажены влиянием рассеянного света. Ри-чардсоп [70] исследовал зависимость от ношения 1*Ц от угла для АХ 4330, 5780 н 6450 А и пришел к выводу, что в преде-
лах точности измерении оно не зависит от Э-. Однако этот результат был не вполне достоверным. Поэтому Ричардсон [71]
вновь повторил такие измерения в длинах волн 4100, 5100, 5800 и 6600 А. На рис. 5-даны его результаты для Х5800 А; нетрудно видеть, что они наи-лучшим образом представляются кривой 1*11, построенной ДлЯ лучевого равновесия с Т *— 4300°. Почти все измерения сходят®*
на том, что большие пятна кажутся чернее, чем маленькие.
Аббот [72], а также Петтит и Никольсон [73] исследовали зав» симость отношения 1*[1 от длины волны. Для пятна, находящего® в центре Солнца, это отношение при 3000 А равно 0,18, при 5000А 0.28, при 7000 А —0,40, а для X = 20000 А возрастает до 0.  /*// можно вычислить по (-4.32), если известны температуры ' и Т*. Хорошо представляет наблюдения теоретическая кр1,в для Те— 5740° и Т * — 4480°. Таким образом, исследование з8®
44. СТРУКТУРА ОТДЕЛЬНОГО ПЯТНА
139
сиМости отношения /*// от длины волны вновь приводит пас к мыс-чя что видимые части солнечного пятна находятся в лучевом равновесии. При конвективном равновесии величина I*/Z увеличивалась бы с X гораздо медленнее, нежели следует из наблюдений.
Все измерения, о которых мы говорили до сих пор, относились к центру ядра. По направлению к краю пятна яркость сильно возрастает (рис. 51), в полутени она достигает 0,8 интенсивности фона. Максимальная интенсивность светлого кольца (по отношению к невозмущенному фону; см. раздел 40), согласно Вальдмайеру [74], равна в центре Солнца при Х4000 А 1,03 и в противоположность интенсивности факелов уменьшается с увеличением Э-. Отсюда можно вывести выражение отдачи /д(т) для светлого кольца
/«(<?) = 0.4 (1.00 4-1.58т).	(6.33)
А для фотосферы, согласно (4.18) справедливо соотношение
/в(т) = 0,4 (1,00 4- 1.50 т).	(6.34)
Таким образом, область, окружающая пятно, подвергается в глубоких слоях перегреванию. Это перегревание послужит, быть может, основой для создания теории возникновения пятен. Теперь же необходимо подробное спектрофотометрическое исследование световых колец.
7 сект 1337 в сект 1337	9 сект 1937
Рис. 54. Корнчнево-крисные (точки) и серые (тптрпховка) области внутри ядра солнечного пятна.
44.	Структура отдельного пятна. Па рис. 53 изображена большая группа пятен, на которой можно проследить все элементы структуры пятен Ядро, согласно наблюдениям автора [75], не имеет топкой структуры. Однако очень часто ядро бывает неоднородным, состоящим из различных частей. Уже Секки [76] заметил внутри ядер красные участки; за последние годы автор часто наблюдал это явление.
На рис. 54 приведен подобный случай; внутри ядер выделяются области, кажущиеся серо- или коричнево-красными, которые сохраняются иногда в течение целого дня и хорошо заметны йа фотографиях. Невидимому, температура этих областей выше, чем температура нормального ядра.
И полутени наблюдается волокнистая структура (рис. 55); светлые волокна на темном фоне имеют ширину от 1 до 2" п лицу, достигающую 10". Они расположены радиально по отно- И1*ы К пятну, но часто сильно отклоняются от этого иаправле-.	' волокнах нередко встречаются у толщения в виде световых
ках°В’ иаиболее заметные па внутренних концах волокон На свим-
’ полученцы.х с интервалом в несколько минут, волокна полу
140
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
тени не показывают изменений, продолжительность их жизни равняется примерно одному часу. Ганский [77] обнаружил в волокнах течения, направленные кнаружи, со скоростью около 2 км/сек; впоследствии это подтвердилось спектроскопически. Волокна часто достигают значительной длины, встречаются иногда связки, состоящие из многих параллельных волокон, которые пересекают ядро с одного края пятна до другого, их называют световыми мостами [рис. 56]. Появление световых мостов часто служит признаком начинающегося разрушения пятна [78].
45.	Спектр солнечных пятен. В то время как фотосфера обладает спектром типа G0*, спектр пятеп относится к классу КО, так что одни линии спектра пятна усилены по сравнению с фото-сферными, а другие — ослаблены [79]. Так, линии водорода в спектре пятна слабее, чем в спектре фотосферы, а линии кальция ХХ4227, 3933 и 3968 А усилены. Первое систематическое исследование спектра пятен было выполнено на Маунт Вилсон [80]; его результатом явилось опубликование спектра пятна (фотографий) для области от Х4600до Х7200А. Табл. 39 содержит статистические сведения о поведении линий в спектре пятен. Замечательно то, что все искровые линии в спектре пятен ослаблены. Это обстоятельство легко объясняется при помощи теории ионизации, ибо, согласно (5.25), уменьшение температуры в пятнах должно ослабить ионизацию. В то время как в фотосфере элемент с потенциалом ионизации, равным 8,4 V, ионизирован па 50%, такая степень ионизации в пятпе достигается лишь для 7,0 V. Поэтому многие фотосферпые линии вообще отсутствуют в спектре пятна (высоко-
Таблица 39
ЛИНИИ. ИЗМЕНЯЮЩИЕСЯ В СПЕКТРЕ ПЯТНА, "/»
Элемент	Наменяет-СЯ	Ослаблено	Усплеио
е.	98	0	98
Сг	88	17	71
Со	69	26	43
Н	100	100	0
Fe	71	32	39
Mg	50	12	38
Мп	73	14	59
Ni	82	53	29
Sc	74	7	67
Si	ICO	100	0
Na	100	0	100
Ti	91	17	74
V	94	8	86
* См. примечание на стр. 7. (Прим, иерее.)
Рис. 53. Больший группа пятен 12 октября 1938 г. Длина группы равнялась 200 000 км. Снимок Вальдманера.

Рис. 55. Солнечное пятно с световым мостом. Снимок Вальдмайера от 30 чтя 1939 г.
Рис. 55. Солнечные пятна с радиально расположенными волокнами в полутени. Диаметр левого пятна равен 26000 км. Снимок Вальдмайера от 14 октября 1938 г.
45 СПЕКТР СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
141
бужденные атомные состояния); с другой стороны, в нем встречаются дуговые линии, которые не наблюдаются в спектре фото-|Ьепы* таким путем удалось, например, установить наличие па (’олнпе элементов Li, Rb и In.
Первое количественное исследование спектра пятен было вы-П( Лнено Ш. Мур [81]. «Числа действующих атомов» (см. раздел 28) получились при помощи оценок интенсивностей по шкале Роулэнда. Если обозначить через Т, Ре и NH температуру, электронное давление и число действующих атомов, то результаты Мур можно представить в виде следующих соотношений:
5040	— А) = 0,190 ± 0,010,	(6.35)
РХ°,60 ± 0,10)*Р ,	(6.36)
ЯЯ’ = (1,70±0,11)ЯЯ.	(6.37)
Считая, что температура фотосферы Т = 5710’, получим из (6.35) температуру пятна Т*= 4720°.
Точное фотометрическое исследование линий спектра пятен было выполнено в Потсдаме. Бруггепкате и Клюбер [82] построили при помощи линий Fe и Ti кривые роста (раздел 28) для пятна и Солнца, что привело к температурам Т =• 5010° и Т*= 3800е. Сравнение кривых роста, построенных для пятна и для центра Солнца, дает отношение числа нейтральных атомов Ti и Fe в основном состоянии для пятна и фотосферы:
ЯЯ’ = 9,1ЯЯ.	(6.38)
Для значений температуры, полученных Брупенкате и Клюбе-ром (6.35) имеет вид:
5040	- -1-) = 0.33.	(6.39)
и1части и большие
Эта величина значительно больше и, следовательно, температура пятна значительно ниже той, которая была получена на Маунт Вилсон. Различие вызвано тем, что маунт-вилсоповские снимки ®2^ажены Рассеянным светом фотосферы; по оно может быть также реальным, так как в Потсдаме исследовались только очень пятна, имеющие особенно низкую температуру.
Нон туры линий в спектре пятна промерил впервые Бругген-йате [83]. Рис. 57 позволяет сравнить контуры линии Х5183А спектрах пятна и центра солнечного диска. Полные погло-в пятне и фотосфере составляют соответственно Е*= той и = 1,77 А. Поскольку линия А 5183 А находится па Hajj4aCTH кРив°й роста (рис. 33), которая соответствует затуханию отн^ЧеВИЯ’ Т0 <(Числа действующих атомов» в пятне и фотосфере осятся как квадраты эквивалентных ширин, т. е.
NH' = 2,0/УЯ.
(6.40)
142
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
Кроме того, из наблюдении Бруггенкате выяснилось, что степень ионизации магния как в пятне, так и в фотосфере выше, чем она должна быть при термодинамическом равновесии; это явление выражено еще заметнее у элементов с большей энергией ионизации и в более высоких слоях.
В спектрах пятен, как уже было указано в разделе 25, ьпцн-р молекулярных полос. Эти полосы исследодал главным образам Ричардсон [84]. Табл. 40 содержит список молекул, встречающихся в спектрах пятен, а также длин волп их важнейших кантов.
Рис. 57. контур линии Mg 7 5183 А в спектрах пятна и центра солнечного диска. Интенсивность непрерывного спектра положена равной 100. По Бр>г-гешадте. Заштрихованная область дает ширину допплеровского ядра.
Отдельные линии полосы отличаются друг от друга только вращательным квантовым числом /. Согласно квантовой теории интеграл от момента количества движения D представляет собой целочисленное кратное от Л (постоянной Планка)
2к
ф^<р = /Л (/ = 0, 1, 2...).	(6.41)
и
Если ш — угловая скорость вращающейся молекулы и А ее момент инерции относительно оси вращения, то
	I) = Ав»	(6.42)
и, следовательно,	2irAco = /Л.	(6.43)
Отсюда следует, что	энергия Е ротатора г А ,	А2;1 £=-Гшг = 8Л4-	(6.44)
Более точная квантовая теория дает формулу, чающуюся от (6.44):		несколько oT.ni- (6.45)
45 СПЕКТР СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
143
1 а б л и ц а -*0
МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ПОЛОСЫ В СПЕКТРАХ ПЯТЕН
МОЛСК)ЛЯ	/. границы ПОЛОСЫ	Митекула	?. границы ‘Ы
мп	4546	НО	4363
	467J		4613
	4752		5040
Call	6903	TiO	4955
СИ	3443		5167
	3900	ZrO	6474
	4314	с2	5165
Sill	5211	CN	3590
	4144		3883
А1О	4648		4216
	4842	SiF	4368
	5079		4400
		FeO	5790
Интенсивность lj линии, входящей в состав полосы, пропорциональна числу молекул, находящихся в состоянии, исходном для данной jjMHiiu, а это число пропорционально априорной вероятности состояния (2/	1) и множителю Больцмана
1} = const (2/ + 1) e--«i+‘)h*/8K‘AfcT ,	(6.46)
где к — постоянная Больцмана, а Т — температура. имеет максимум, определяющийся обычпым способом. Продифференцировав (6.46), будем иметь:
• 1
/ + 2	.	Л»(2/ + 1)*
dj ~	16-2.4*Т *
(6.47)
Линии с максимальной интенсивностью соответствует / = /т; для нее dl, / dj = 0, следовательно.
т _	.	(6.48)
16паЯ/с	'	'
При помощи этого метода, идея которого принадлежит Герлии-геРУ (86], и других, ему аналогичных, Бнрге [87], Миннаэрт [88] и’ Ос°бенно, Ричардсон [89] определяли температуру пятен и фотосферы. По лучшим наблюдениям Ричардсона (полоса С2 Х5165 А), °ыло получено:
Т' = 4500°± 400°, Т = 5300°±400°.	(6.49)
доказывают величины вероятных ошибок, эти способы дают вы ев точ,1Ые значения для температуры, нежели способы, основан-е йа измерении атомарных линий.
144	ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
46.	Течения в солнечных пятнах. Эвершед обнаружил, Что слабые фраунгоферовы линии в спектрах пятен подчиняются следующим закономерностям: когда щель спектрографа пересекает пятно в направлении солнечного радиуса, край пятна, ближайший к центру диска, дает линии, смещенные к фиолетовому концу а удаленный от него — смещенные к красному концу; величина смещения увеличивается от центра пятна до края полутени, на внешнем краю полутени оно внезапно исчезает. Кроме того, величина смещения возрастает с удалением пятна от центра Солнца. Когда пятно находится в центре диска или щель пересекает пятно перпендикулярно направлению, соединяющему центр Солнца с нят-пом, линии не обнаруживают никакого смещения. Эти явления объясняют том, что в пятне вещество Солнца течет по направлению от центра к краю, причем скорость течоппя равномерно увеличивается, и в тот момент, когда она достигает своего максимального значения 2 км/сек на границе полутени, движение внезапно прекращается. Септ Джон [91] проверял этот эффект, называемый эффектом Эвершеда, на большом количестве линии, причем оказалось, что па подобное движение указывают только самые слабые линии, сильные линии металлов не смещаются совсем, а смещения наиболее интенсивных линий (II, Са, Na, Mg) дают движения, направленные к центру пятна, со скоростями до 3 км/сек. Так как слабые линии возникают в глубоких слоях, а интенсивные в более высоких, то отсюда следует, что в нижних слоях пятна вещество вытекает из него, а в верхних — втекает. Эти движения изображены схематично па рис. 58. Стрелки показывают величину и направление наблюдающихся скоростей. Около стрелок указаны элементы, по линиям которых были измерены скорости.
Эвершед [92] и Сент Джон [93] наблюдали также следующее явление. Красное смещение линии полутени, лежащей со стороны края Солнца, больше, чем фиолетовое смещение линий, принадлежащих полутени, обращенной в сторону центра диска. Возможно, что это происходит только из-за перспективного искажения, по может быть также, что вытекание связано с каким-либо обратным течением.
Более новые измерения Абетти [94] указывают, что скорость вытекания меняется от пятна к пятну в пределах 1—6 км/сек п> кроме того, имеет тангенциальную составляющую, равную примерно 1 км/сек. Таким образом, в пятне, повидимому, происходит вытекание по спиральной траектории. Этот вопрос исследовал более подробно Каламап [95] который пришел к выводу, что на северном полушарии Солнца движение происходит по часовен стрелке, а па южном — против. Этого и следует ожидать, вс-4* отклонение от радиального направления происходит благодаря вращению Солнца (сила Кориолиса С); в северном полушария течение должно отклоняться вправо. Кроме того, в хромосфер6* где пад пятном происходит втекание, волокна должны искри® литься в сторону, противоположную топ, куда отклоняется Дв*
47. ОСНОВЫ ТЕОРИИ ПЯТЕН
145
е в более глубоких слоях (аналогично циклонам в земной я^|0, фере). Это подтверждается наблюдениями. Рис. 59 показывает вихреобразную структуру водородной хромосферы в окрестности пятна. Почти в 82% всех случаев наблюдается ожидаемое циклическое движение [96]. Вихревые движения, наблюдающиеся в сол-
вечных пятнах и их непосредственном соседстве, имеют, таким образом, чисто гидродинамическое происхождение и не связаны с магнитными полями пятен.
Здесь следует также у казать на то, что движения, объясняющие эффект Эвершеда, происходят внутри полутени, а хромосферные завихрения наоборот, располагаются вне полутени и в большинстве случаев оканчиваются на ее внешнем краю.
Все эти выводы следует подтвердить вычислениями. Сила Кориолиса С, вызывающая на северном полушарии отклонение вправо, имеет величину
-р^нр
^Хромосфера
I. /	/ Уровень, на котором сно-^"’
II / рость меняет направление
5 If
6 И/ Ч Й;о
н,к
С = 2mvu sin<p. (6.50)
и направлена перпендикулярно к направлению движения. Здесь v означает скорость горизонтального движения массы т, г/—угловую скорость Солнца, а <р — гелиографическую шпроту.
«ли I длина «вихревого волокна», то элемент с массой т подвергается в течение промежутка времени t = l/v действию силы С в отклоняется в сторону на величину s
§ Г/ ill / 8«1 / S fflll
Fe и* Фотосфера
Рис. 58. Вертикальный разрез пятна. Пунктирные линпи изображают магнитные силовые линии. Стрелы дают величину и направление течений По Сент Джону
s — v и sin <pt2.	(6.51)
Подставив <р = 30е (sin <р = 0,5), v — 1 км/сек, I = 60000 км, (iie * = 6-104 сек., будем иметь и = 2,7 • 10 е сек.-1, s = 4900км. ны довательно, отклонение должно составлять примерно Ч10 дли-волокна, что соответствует наблюдениям.
Всего^" 9сиовы теории пятен. Каждая теория пятен должна прежде холоЛО0'ЬЯСНИТЬ То обстоятельство, что в пятне вещество на 1000° в НСе* чем в окружающей фотосфере. Рессел [97] предположил.
1	пятне газ вытекает наружу и при этом адиабатически расши-
Вальдмайер
146	ГЛАВА VI СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
ряется и, следовательно, охлаждается. Пусть в основании пятна температура есть То, давление Рои плотность р0, па его поверхности— уа> р2 и р2, а на поверхности Солнца —7\, Р} и pt Воспользуемся известным из термодинамики уравнением адиабаты.
Т’^рт~1~Р * ,	(6.52)
где у — ср/с —отношение удельных теплоемкоетей при постоянном давлении и постоянном объеме. Для невозмущенной фотосферы находящейся в состоянии термодинамического равновесия, соответствующее уравнение имеет вид (разделы 8, 19, 21):
Т~р''’~Р'1*,	(6.53)
откуда получаем температуры фотосферы и пятна:
(6.54)

Y-1
7'г = 7’о(^)Т.	(6-6э)
Но так как давление газа пропорционально оптической глубине, и в то же время наш взгляд проникает п в пятне и в фотосфере до одной и той же оптической глубины, Р» должно равняться Р}. Следовательно, отношение температур пятна и фотосферы
Зт-4	3y—4
К сожалению, эта формула не представляет собой большого достижения. ибо согласно ей отношение Т1/Т1 очень заметно зависит от значения у и, кроме того, мы не знаем, чему равна оптическая глубина в основании пятна. Петри [98] и Милну [99] удалось при помощи соответствующих предположений получить числовые результаты для адиабатической модели пятна; они пришли к разности температур, равной примерно 600°, и эффекту Эвершеда порядка 1 км/сек. Однако из-за этого совпадения числовых величин мы не должны закрывать глаза па трудности теории Наблюдения говорят за то, что пятна находятся не в адиабатическом, но в лучевом равновесии, по крайней мере в слоях, доступных наблюдению. Далее, Унзольд обратил внимание па то, что в теории пятен нельзя пользоваться уравнением Бернулли, которое ввел Милн для вычисления эффекта Эвершеда. Однако нам трудно отказаться от адиабатической теории, ибо мы не знаем никакого другого процесса, который вызывал бы достаточно сильное охлаЖ-депие. Поэтому-то и возникла мысль, что процессы, приводящие
Риг. 59. Спектрогелиограмма в лучах На., биполярной группы пятен (негатив). Вихревая структура волокон. Снимок Д’Аламбужа.
47. ОСНОВЫ ТЕОРИИ ПЯТЕН	147
к образованию пятен, происходят в глубоких слоях, недоступных наблюдению. К тому же самому пришли и более новые теории Зм-дентопфа [100], Росселавда [101], Бирмана [102] и Валькера [103].
Таким образом, проблема солнечных пятен распадается на две части: а) теорию образования пятен, охлаждения и возникновения магнитных полей, б) теорию явлений, происходящих в слоях пятна, доступных наблюдению. Вторую задачу рассмотрел недавно Вальдмайср [104]. Он исходил из подтверждаемого теорией предположения, что атмосфера пятен находится в состоянии лучевого равновесия. Распределение давлении вычислялось тем же способом, который употреблялся в разделе 21 для расчета строения фотосферы. Сравнение результатов показывает, что в средних слоях давления в пятне и фотосфере равны между собой, в глубоких слоях они больше в пятне, а в верхних —• в фотосфере. Это раз шчие в давлениях вызывает, естественно, вытекание в глубоких слоях и втекание в верхних, т. е. эффект Эвср-шеда. Согласно теории, эти течения должны иметь скорости до 3 км/сек, что подтверждается наблюдениями (раздел 46). Однако теория Вальд-майера основана па старом представлении о составе Солнца, согласно которому водород составляет х/з '*ас-сы Солнца, в то время как в настоя
щее время принимается, что Солнце практически целиком состоит из водорода, и это, конечно, может внести большие изменения в количественные результаты.
В заключение упомянем о гидродинамических идеях Бьеркнеса [105]. Согласно его представлениям, пятно есть вихрь, ось которого перпендикулярна к поверхности Солнца, а циркуляция уменьшается книзу. В точке Р пятна (рис. 60) действуют сила тяжести G и центробежная cii.iaZ: в равновесном состоянии изобарическая поверхность, проходящая через Р (коническая поверхность с утлом 2<р при вершине), должна быть перпендикулярна к равнодействующей обеих сил. Условия равновесия для точки Р и для соседней точки Р + dP имеют вид
G		G + dCr tea.	(6.57)
Z	— 4S? и	Z + dZ ~ tg f’	
откуда следует	dGc G dZa Z	= —tg<p.	(6.58)
Из	G = pg и	z = ^ r	(6.59)
10'
148
ГЛАВА VI СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
по 1учаем:
dG = g ds. dZ = -?-2v%dz= fyQ^dz, (6.60) ° as	r	o.z	'
где Q — угловая скорость. Далее, (6.58) дает:
dG = -~dZ	(6.61)
или, если учесть (6.60), g = — sin <р2р £2	.	(6.62)
Воспользовавшись уравнением состояния газа (2.8), получим из (6.62):
1 dT   2-sin <? fl dt)
Т ' ds	g dz
и dT 2£ldr dv ,
Для функции v (z) введем предположение dv __________________________ £lr‘
(6.63)
(6.64)
(6.65)
т. e. будем считать, что -v увеличивается по направлению вверх и достигает на поверхности значения v = Qr*, Н — глубина dr	1
пятна. Подставив это в (6.64), учтя, что тег = г—* . и восполь-зоваи-пись (6.58) и (6.59). будем иметь:
dZ _ — 2dz_ Т ~ Н *
(6.66)
Проинтегрировав по наклонной поверхности фотосферы, получим связь между падением температуры ДУ и соответствующей глубиной погружения D, отсчитываемой от нормального уровня фотосферы. Для небольших ДУ справедливо
Д/ =	7'.	(6.67)
JU
К сожалению, эту теорию пельзя свнзать с наблюдениями, так как мы не знаем ни I), ни //.
Бьеркнес создал, кроме того, теорию циркуляции солнечной материи, объясняющую некоторые данные наблюдений. Согласно его представлениям, под поверхностью Солнца находятся «вихревые змеи», охватывающие все Солнце (рис. 61). Там, где такой вихревом жгут поднимается над фотосферой, возникают два открытых' вихря со взаимно противоположи!. ми направлениями вращения.
47. ОСНОВЫ ТЕОРИИ ПЯТЕН
149
?--------
образующие биполярную группу. Эта схема объясняет также расхождение главных пятен при восходящем движении жгута. Когда изогнутая часть жгута достигает фотосферы, образуется отдельное пятно, во внутренней полутени которого имеются две противоположные полярности. Однако, по мнению Хэла, в Солнце существуют не длинные вихревые жгуты, а отдельные вихревые кольца, связывающие главные пятна биполярной группы под поверхностью фотосферы. Бьеркнес предполагает существование двух
Рис. 61. Образование биполярной группы пятен. По Бьеркнесу.
систем вихревых жгутов, имеющих противоположное направление вращения и движущихся относительно друг друга. Примерно на широте 40° эта система поднимается к фотосфере, движется по направлению к экватору и погружается там в глубокие слои, находясь в которых она вновь направляется к верхним ^широтам. В тот момент, когда одна из систем погружается, другая поднимается на широте 40°. Полный цикл такого движения завершается в 22 года. Схема Бьеркнеса объясняет распределение пятен по зонам движения зон, все магнитные свойства пятен, а также 22-летний период солнечной активности.
Глава седьмая
СОЛНЕЧНЫЕ ФАКЕЛЫ
48. Факельные очаги и их структура. Факелы тесно связаны с пятнами. Рис. 62 представляет собой обзорную карту Солнца за время одного оборота, на которую нанесены фотосферные возмущения — пятна и факелы. Все группы пятен располагаются на факельных площадках; однако встречаются также многочисленные факельные площадки, не несущие на себе пятен; это отчасти можно объяснить тем, что продолжительность жизни площадок значительно превосходит продолжительность жизни пятен: факельный очаг возникает до появления пятен и сохраняется в течение длительного времени после их исчезновения. Вследствие теслой связи между пятнами и факелами последние подчиняются в основном тем же закономерностям, что и первые. Табл. 41 показывает изменения площади, занятой под факелами (в миллионных долях площади солнечного диска), за три последовательных один-паднатилетпих цикла с 1901 до 1933 г. и перемещения зоны активности за тот же период [1]. Поведение пятен и факелов показывает параллельный ход; между площадями, занятыми пятнами FI и факелами — Fa, имеет место соотношение
Fa = 2.0FZ.	(7.1)
Однако FI включает все пятна, находящиеся на видимой стороне Солнца, a Fa складывается из площадей факелов, расположенных вблизи края; если учесть это различие, окажется, что коэфициенэ пропорциональности в (7.1) должен быть вдвое больше.
Зона факелов примерно на 15° шире, чем зона пятен; это расширение направлено в сторону полюса (табл. 41). Одиако факелы, расположенные в высоких широтах (от 30 до 50°), занимают не большую площадь и не достигают значительной яркости. Большие и яркие факельные площадки тесно связаны с группами пятен. Статистические исследования,выполненные в Гринвиче [2], дали следующие результаты: факелы появляются иногда и в высоких широтах, доходя до ± 70°. Однако там встречаются только небольшие факельные площадки, слабо связанные с 11-летним периодом х. Факельные площадки, на которых пет пятен, составляют в апоху максимума 6% всей площади, запятой факелами, а в эпоху минимума — 30%, а факельные очаги — 25 и 60% соответственно. Следует заметить, однако, что некоторые факельные площадки,
1 Согласно Mascari, Hem. Spcttr. It at.. 33 (1904), 45, зона факелов инее г mu puny 75°.
которые мы считаем лишенными пячен, могут содержать группы пятен с короткой п I юд ол жи тел ьн ос тыо жи зни во время своего пребывания на невидимой стороне Солп-па
Факельные площадки обладают наибольшей яркостью и наиболее густо покрыты факелами непосредственно перед возникновением большой гр>ппы пятен. Продолжительность жизни группы факелов примерной три раза больше, чем продолжительность жизни связанной с ней группы пятен. Поскольку группы факелов гораздо более протяженны, нежели группы пятен, то соседние площадки часто сливаются, в результате чего возникают длинные пени следующих друг за другом факельных очагов. При своем возникновении факелы образовываются преимущественно вокруг главных пятен биполярной rpjniibi и имеют то же движение, направленное в противоположные стороны, что и последние, В более поздней стадии факельные очаги при нпмают форму овалов, продольные оси которых параллельны экватору или наклонены к кругу широты так же, как оси биполярных групп пятен Грппвичскис наблюдения [3] показали, что факельные площадки с большой продолжительностью жизни перемещаются по направлению к полюсу, т. е. имеют такие же собственные дви-‘ксния, какие обнаружил у Пятен Вальдмаиер (раздел 41) На широте 5° смещение за одно обращение составляет
Sternwarle Zurich, VII, 1940.
152
ГЛАВА VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
Таблица 41
ВСТРЕЧАЕМОСТЬ ФАКЕЛОВ И ГЕЛИОГРАФИЧЕСКАЯ ШИРОТА ПЯТЕН
Год	Площадь	Гелиографическая широта ф	Год	Площадь	Гелпографи чсская шпрота ф
1901	29	10,37°	1918	1882	12,75’
1902	178	17,64	1919	1729	10,76
1903	970	19,94	1920	1219	10,43
1904	1761	16,57	1921	739	7,90
1905	2612	13,10	1922	415	8,02
1906	2320	13,99	1923	222	15,26
1907	1999	12,12	1924	575	22,73
1908	2098	10,38	1925	1750	20 20
1909	1353	9,71	1926	2526	18,66
1910	971	10,53	1927	2212	15,05
1911	459	6,49	1928	2589	13,50
1912	210	8,06	1929	2567	10,51
1913 •	95	23.23	1930	1630	9,81
1914	454	21,79	1931	801	8,31
1915	1521	18,77	1932	400	8,32
1916	1785	1 15,81	1933	267	10,56
1917	2305	14,63			
0,3°, на широте 15° — 0,9°, па
широте 30° — 1,6°.
Маундер [4] доказал, что факелы, так же как и пятна, встречаются на восточной стороне Солнца чаще чем на западной. Площади факелов на восточной и западной сторонах Солнца относятся как 515 : 485 Ни разу за 30 лет, в течение которых ве-
лись наблюдения, факелообразовательная деятельность на западной стороне не была больше, чем на восточной.
Факелы видны только на краю Солнца, где sin9->0,60. На рис. 63 видна факельная площадка, окружающая большую группу пятен. Факельная площадка кажется разделенной на отдельные
светлые прожилки, которые то образуют сетку, то сливаются в широкие светлые пятна. Одной из форм существования факелов являются так называемые «светлые точки», бросающиеся в глаза благодаря своей большой яркости; они имеют диаметры порядка 2—5". Светлые точки часто встречаются внутри факельных очагов, но, что особенно характерно для них, появляются и совершен-
но отдельно, доходя до очень высоких широт.
49.	Тонкая структура факелов. Независимо друг от друга Вальдмапер [5] на снимках, полученных в октябре 1938 г., и Бру г-генкате [6] на снимках от июля 1939 г. открыли тонкую структуру факелов. До этого момента господствовало восходящее к Шевалье [7] мнение, что факелы представляют собой бесструктурные светлые прожилки; подобного же взгляда придерживался и Пласкетт [8]. Шевалье поставил вопрос о том, является ли особенно яркая грануляция, встречающаяся в непосредственном соседстве с шт г-
Pttc. 63. Факельная площадка с пятнами на краю Солнца. Снимок Вальдмайера от 16 ноября 1938 г.
Рис. 64. Грануляционная структура факельных волокон. Снимок Вальдмайера от 16 октября 1038 г.
pur. 65. Структура хромосфер! t. СнимокJИнкской экспетицни, полученный во время затмения 1905г.
Рис. 66. Спектр вспышки, полученный Пулковской экспедицией в Лк-Булаке 19 июня 1930 г.
Рис. 67. Спектр солш чиог • края. Переход от фоюсферы ь хромосфере В iiciiipe — в<* 1°* ротная линия Н;-. Снимок Кэмпбелта, получении!' "Р” помошн «nibvillg-pl<l*l,> спектрографа во вр мя -я* тмення 1903 г.
СПЕКТРОСКОПИЧЕСКИЕ И ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ФАКЕЛОВ153
нами, вблизи солнечного центра, структурой факелов или структурой фотосферы. Оп высказался за вторую точку зрения, ибо он полагал, что факелы —облака, через которые, когда они находятся над серединой солнечного диска, видна грануляция фотосферы. На краю Солнца, где мы смотрим через эти облака наискось, они становятся непрозрачными и скрывают от нас структуру фотосферы. Особенно яркая и плотная грануляция, которую наблюдал Шевалье, представляет собой, согласно Вальдмайеру [9], тонкую структуру светлых колец (разделы 40, 43).
Топкая структура факелов состоит из грануляции, подобной фотосферной. Светлые прожилки кажутся состоящими из следующих друг за другом факельных гранул, напоминающих нанизанные жемчужины (рис. 64). Согласно Вальдмайеру, гранулы факелов обладают следующими свойствами: а) средний диаметр элемента грануляции 1,8”, в то время как для фотосферных гранул он составляет только 1,7”; среднее расстояние менаду элементами грануляции в факелах несколько больше, нежели в фотосфере; б) отношение интенсивностей гранул и межгранулярной области у нормальной грануляции равно 1,3, а у факельной — значительно больше; в) на двух снимках, сделанных через 2 часа, большинство факельных гранул поддается отождествлению, следовательно, продолжительность их жизни составляет от 1 до 2 часов; г) в центре солнечного диска до сих пор не удалось обнаружить факельной грануляции. В переходной области 30°<&<70°, где существуют и фотосфериая и факельная грануляции, элементы последней отличаются своей большей величиной. Бруггенкате считает, что диаметр факельных гранул колеблется между 1 и 2", а продолжительность жизни имеет порядок одного часа.
Следует еще упомянуть, что грануляционная структура факе-..|ов была заметна уже па сппмках Жансена [10], который, однако, не попял, что имеет дело с новым явлением. Жансен полагал, что это—обычная грануляция, кажутцаяся на факелах более яркой, нежели на вевозмущенной фотосфере.
50.	Спектроскопические и фотометрические исследования факелов. Мы располагаем лишь скудными качественными сведениями о спектре факелов [11]. Согласно Сент Джону, в спектрах факелов обычно наблюдается усиление искровых и ослабление дуговых линий.
Ричардсон [12] измерял яркости факелов на различных расстояниях & от центра Солнца в свете с длиной волны Х4330 А и Х5780 А, а Уормел [13] — для полного, не разложенного в спектр излучения; их результаты приведены в табл. 42. Кроме того, Амбарцумиан и Козырев [14] нашли для отношения интенсивности факелов и фотосферы на расстоянии sin = 0,94 значения 1,15 пРи Х3900 А и 1,10 при X5000 А. На краю Солнца факелы наиболее заметны, а там мы наблюдаем излучение, возникающее в самых верхних слоях, следовательно, в факелах отдача излучения 7(т)
154
ГЛАВА VII. СОЛНЕЧНЫЕ ФАКЕЛЫ
НЕКТРОСКОНИЧЕСКИЕ И ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ФАКЕЛОВ J.55
Т а б л и ц а 42
ОТНОШЕНИЕ ИНТЕНСИВНОСТЕЙ ФАКЕЛОВ И ФОТОСФЕРЫ
sin 3	4330 А	5780 А	Полное получение	Теоретически, ио Рау-девбушу
0,60	1,04	1,1)2			1,05
0,70	1.06	1.03	1,020	1,06
0,80	1,10	1 04	1,025	1,08
о;ео	114	1,10	1.040	1,13
0,95	1,17	1,15	0.060	1.18
спектр. Измерения в свете с длиной волны, меньшей, чем 4330 А, риведут, вероятно, к еще более высоким температурам; в обла-г₽х, содержащих факелы, следует, невидимому, ожидать боль-ою избытка в ультрафиолетовом излучении.
Все имеющиеся до сих пор в нашем распоряжении измерения жости факелов можно считать предварительными, они сильно •кажоны рассеянным светом, преуменьшающим величину отно-ения Ipllp- Кроме того, все измерения относились к факелам петом (не разложенным на гранулы), что также должно приводить уменьшению 1рЦр. Измерении яркости на гранулах факелов жа не производили. По снимкам автора для отношения Ip/lp мучаются значения 1,5—2,0. Следовательно, перегревание в >ласти факелов должно быть гораздо больше, чем то, к которому эишел Ричардсон (ультрафиолетовый избыток). Следует ожидать, го на снимках Солнца, полученных в ультрафиолетовых лучах, 1келы будут видны и в центре солнечного диска. Возможно, что .1енно этим и объясняется флуоресцирующим свет па ультрафиолетовых снимках Штребеля [16]
Наши все еще скудные сведения о факельной грануляции уже но показывают, что она представляет собой нечто совершенно юе, нежели фотосферная грануляция, а их внешнее сходство обу-[овиивается лишь слушанным совпадением диаметров фотосферах и факельных грануп Мы видели (раздел 23), что конвекциои-1Я зона, вызывающая фотосферпую грануляцию, лежит на глу-гнах +>1,6, а гранулы факелов расположены в слоях, где т<4,0.
В этой главе мы кратко обсудили вопрос о факелах. В даль-йшем мы еще вернемся к этим образованиям, причем будем нажать их «фотосферпыми факелами» в отличие от аналогичных >лений, происходящих в хромосфере. Там, где могут возникнуть доразумения, мы будем употреблять термины: фотосферные желы и хромосферные или монохроматические факелы.
в верхних слоях должна быть аномально высокой. 1 зк как в центр диска факелы невидимы, то избыток излучения в самых верхпи слоях должен выравниваться за счет уменьшения отдачи в боле глубоких слоях. Применив формулы равновесия (4.17, и (4.11 к результатам измерений Уормела, будем иметь:
IF(0, &) = 0,4 (1.1 4-1.4 cos М	(7.-
и
= 0,4 (1.1 +1,4т).	(7.3
Соответствующие зависимости для невозмущепиой фотосфер! имеют вид:
/7,(0, Я) = 0,4(1,0 -|- 1.5cos&)	(7.4
и
/р(т) = 0,4(1.0 + 1,5т).	(74
Следовательно, отношение интенсивностей 1р/1р факелов и фс тосферы
fp 1.1 + 1.4 cos &	р f
Ip ~ 1,0 + 1,5 cos &
Из (7.3) и (7.5) следует, что отдача в факелах для т<1 больны а для +>1 меньше, чем в фотосфере; то же можно сказать и температуре. Для т = 0 температура факелов ТF согласно (7 и (4.20)
TF =/14 ТР = /1,1 4830° = 4950°.	(7
Раудепбуш [ 15]подсчптал аналогичным способом потемнение к ку 1 для факелов в свете с длиной волны А 4260 А и пришел к полному <’ ласию с результатами Ричардсипа (А 4330 А) при предположении, »п в слоях, где 0<т<0,016 факелы перегреты на 2250 , т. е. имей» температуру около 7000 ° (табл. 42). Во всяком случае измерено интенсивностей в А4330 А дают для факелов более высокие темпе ратуры, нежели измерения, выполненные в свете, не разложении!
Глава восьмая
ХРОМОСФЕРА
51.	Хромосфера; ее структура и высота. Во время затмения, когда Луна полностью закрывает фотосферу, при втором и третьем контактах, наступает момент, когда Луна кажется окруженной каймой розового света. По продолжительности видимости этого слоя, названного за его цвет хромосферой, можно заключить,что его высота достигает нескольких тысяч километров. Однако, нс смотря па то, что по протяженности хромосфера почти в сто раз превосходит фотосферу, излучение хромосферы благодаря ее незначительной плотности, равной примерно 1012 г/см3, составляет всего несколько тысячных долей полного излучения Солнц.». Снимки хромосферы, полученные в моменты второго или третье! о контактов при помощи длиннофокусных' инструментов при спокойном воздухе показывают, что опа не имеет резкой границы, но состоит из ярких выступов, подобных языкам пламени (рис. 6л). Элементы, из которых складывается хромосфера, простираются на несколько тысяч километров. Хотя о «травянистой» структуре хромосферы знали уже во времена Секки [1] и хотя никто не сомневается в том, что эта структура имеет большое значение для понимания строения всей солнечной атмосферы, все же до сих пор почти совершенно отсутствуют специальные исследования, посвященные хромосфере. В частности, нам пичего неизвестно о причинах возникновения и продолжительности жизни элементов, составляющих хромосферу. Благодаря близкому сходству этих элементов с протуберанцами в настоящее время считают, что хромосфера состоит из мелких протуберанцев. Перепелкин [2] пытался подтвердить'этот взгляд геометрически.
Разница между хромосферой и остальными слоями солнечном атмосферы особенно сильно проявляется в ее спектре, здесь она заметнее, нежели при непосредственном наблюдении. В тот момент затмения, когда фотосфера полностью закрывается и непрерывный спектр исчезает, узкий розовый серп хромосферы даст спектр, состоящий из фрау нгоферовых линий в эмиссии.Затем Луна закрывает также и хромосферу, так что эмиссионный спектр бывает вйдеп лишь в течение очепь короткого промежутка времени, вследствие чего он и называется «спектром вспышки». На рис. 66 дпн спектр хромосферы, полученный при помощи призмы. Непрерыв* ный спектр в середпне рисунка происходит от света фотосферы, рассеянного при третьем контакте диском Лупы. Так как линии поглощения переходят в спектре хромосферы в эмиссионный нижние слои хромосферы часто называют «обращающим слоем»!
51 ХРОМОСФЕРА. ЕЕ СТРУКТУРА И ВЫСОТА
157
исходя из неверного представления, будто в этом слое возникают и фраунгоферовы линии и линии спектра вспышки. Согласно гл. V, линии поглощения возникают в тех же слоях, что и континуум (за исключением центров интенсивных линий). Так как спектр вспышки содержит лишь весьма слабый непрерывный спектр, хромосферу следует считать самым верхним слоем солнечной атмосферы.
Согласно рис. 66, дуги различных линий в спектре вспышки имеют неодинаковую длину, откуда был сделан вывод, что соответствующие им элементы достигают различных высот h над уровнем фотосферы (табл. 43). В старых работах по исследованию спектра вспышки этил! высотам приписывали большую важность [3]. Наблюдаемая высота существенно зависит от светосилы аппаратуры и чувствительности пластинок; в новейших работах ей не придают большого значения. Наибольшей длины достигают просто наиболее интенсивные линии. Самые яркие эмиссионные линии: На, D3, Нр, Н, К и др. можно наблюдать п измерять на краю Солнца также и вне затмения. Респиги [4] производил систематические измерения высот водородной хромосферы по линии Па и пришел к выводу, что па полюсах хромосфера несколько выше, чем в низких широтах; в непосредственном соседстве с протуберанцами в ней часто наблюдаются углубления. Большая протяженность хромосферы у полюса подтвердилась в новейших работах [5]. По инициативе Международного астрономическою союза высота хромосферной линии Па регулярно измеряется, начиная с 1922 г., в Ар^етри и на других обсерваториях. В эпохл ? минимума солнечной активности в 1922 г. высота хромосферы на экваторе достигала 9,7". на полюсе — 10,4", в эпоху минимума 1933 г. на экваторе — 10,3", а па полюсе — 11,4"; во время максимума 1926 г. высота хромосферы была одинаковой по всему краю Солнца (10,8"), то же наблюдалось и во время максимума 1937 г. (10,5") [7]. Создается впечатление, что хромосфера имеет у полюса большую протяженность, чем у экватора, только в эпохи
Таблица 43
ВЫСОТА ХРОМОСФЕРЫ В РАЗЛИЧНЫХ пиниях
Л и н п й
Высота,
Са+, Н и К . • .... Н, На..................
Не, D, Х5876 А . . . . Na, Мд.................
Fe+, Ti+, Сг+ . . .	.
Fe, Ti, Cr.............
14 000
12 000
7 500
1 500
2500
300
158	ГЛАВА VIII. ХРОМ.ОСФЕРА
минимума. Приведенные высоты измерялись визуально от топ точки, где поглощение переходит в эмиссию, до самого внешнего конца линии.
62. Спектр хромосферы. В качественном отношении спектр вспышки и фраунгоферов спектр относятся как позитив и негатив, однако интенсивности линий в этих двух спектрах ведут себя совершенно различно. Первый список хромосферных линий, содержащий 273 липни, составил Юнг [8] в 1872 г. Во время затмения 1898 г. Фаулер и Локайер [9] обнаружили, что в спектре вспышки искровые линии (линии ионизированных атомов) сильнее, а дуговые (линии нейтральных атомов) слабее, чем соответствующие фраунгоферовы липин. Из более новых наблюдений одни подтверждали это обстоятельство [10], другие же отрицали [11]. Однако экспериментальные данные, полученные во время затмения 1905 г., полностью подтвердили мнение Локамера.
Согласно Силье и Монголу [12], электронное давление в хромосфере Ре = 0,27 бара, а температура близка к поверхностной температуре Солнца Т — 4830° (4.24). Подставив эти величины в формулу ионизации (5.28), получим:
lga:c = lg(^-2)-l,042Xi +10,11.	(8.1)
Отношение степенен ионизации хс / гр в хромосфере и фотосфере (см. 5.29) будет:
lg~ = -0,157x,4- 3,20.	(8.2)
хр
Так, например, для N и О потенциал ионизации равен примерно 14 eV, откуда, согласно (8.2), следует, что степень ионизации этих атомов в хромосфере почти в 10 раз больше, чем в фотосфере С увеличением степени ионизации возрастает интенсивность искровых линий и одновременно уменьшается количество нейтральных атомов и тем самым интенсивность дуговых линий.
Наиболее заметными линиями в спектре хромосферы (см. рис. 6G) являются липин Са* Н и К, серия Бальмера, содержащая около 40 линий, линии Не, lie*, Sr*, Ba*, Fe*, Ti*, Ст*. Характерные особенности спектра хромосферы: 1) континуум за границей серии Бальмера (Х3647 А), который, согласно Мензелу, начинается уже у Х3671 А, достигает максимума у Х3666 А и простирается до Х3440 А; 2) наличие полос CN и С> и 3) многочисленные искровые линии редких земель \ При удалении от края Солнца исчезаю'! вначале линии поглощения водорода, ионизированных металлов и редких земель, затем Ti* и Fe*, затем резонансные липин Са , Sr*, Ba*, Sc*, эмиссионные линии которых показывают в центре
1 Мепзел[14] обнаружил присутствие La*, Се*, Рг , Nd , Eu‘, Gd*, ТЬ Ег* и недавно Dy и Yb.
53. КИНЕМАТИЧЕСКОЕ СОСТОЯНИЕ ХРОМОСФЕРЫ	159
самообращеиие, и, наконец, полосы молекул. Липни нейтральных металлов видны в поглощении на самом краю диска, на расстоянии 0,05" от края Солнца. Высокое возбуждение, наблюдающееся в хромосфере, вызывается низким давлением и соответствует согласно Дунгаму [15], состоянию, в котором должна находиться атмосфера красного гиганта типа F 5. Боуен и Мепзел [16] считают, что они обнаружили в спектре вспышки запрещенные линии Са, Ti, V, Fe и Сг. Бэбкок [17] наблюдал вне затмения 9 лилий серии Пашеиа с т = 8 до т = 16. Искровые линии редких земель достигают значительной интенсивности, однако они видны только в самых нижних слоях хромосферы и часто наблюдаются в эмиссии даже на самом диске Солнца. Эвершед [18] обнаружил в крыльях линий Н и К несколько эмиссионных линий, наблюдающихся также па диске Солнца, до расстояния 40" от края. Тек-керей [19] отождествил их с лилиями NtC, Се* и Dy+. Аббети [20] и Бэбкок [21] полагали, что они видели на маунт-вплсовов-скиХ спектрах, полученных вне затмения, красную и зеленую ко-ропальные линии. Однако длина волны зеленой линии, которую они наблюдали,оказалась равной 5303,ISA,причем они утверждали, что ошибка в 0,13 А исключена, а длина волны коропальной линии равна 5302,86 А. Следовательно, они видели не коропальную линию. Еще мепее вероятно то, что они могли видеть красную линию, ибо она почти в десять раз слабее зеленой.
Наиболее полные списки хромосферных линий (около 3000) составили .Митчелл [22], Дэвидсон и Стрэттон [23], и, главным образом, Кэмпбэлл и Мензсл [24]. Их каталоги содержат наряду с длинами волн линии отождествление, обозначение термов, оценки интенсивностей, высоты, классификацию по температурам и давлениям и энергии возбуждения. Фракасторо [25] и Текьереп [26] дали списки хромосферных липни, основанные на самых новых снимках, полученных во время последних затмений. Текке-рей нашел, что липин нейтральных .металлов в спектре вспышки смещены по отношению к фотосфериым линиям края в фиолетовую сторону на 0,021 ± 0,010 А. Это означает, что указанные линии не показывают эффекта края, о котором говорилось в разделе 31.
На обсерватории Маунт Вилсон получают вне затмений хорошие снимки спектра хромосферы, превосходящие в некоторых отношениях (определение длин волн, отождествление и т. д.) снимки, Полученные во время затмений, однако для фотометрироваиия по-сведнис незаменимы. Благодаря поступательному движению Луны Различные слои хромосферы резко отделяются друг от друга: ®йе затмений это невозможно из-за неспокойствия воздуха.
53.	Кинематическое состояние хромосферы. При наблюдении хромосферы па краю Солнца (рис. 65) создается впечатление, что находится в состоянии турбулентного движения; под турбу леппией понимают макроскопические изотропные движения, нала-г8Ющиеся на тепловые. Впечатление, создающееся при визуальном
160
ГЛАВА VIII. ХРОМОСФЕРА
наблюдении, подтверждается контурами хромосферных эмиссионных линий. Если предположить,что ширины последних обусловлены эффектом Допплера и подсчитать их по (5.47), то для линий Са* Н и К (Х~4000 А, Т = 4800°, р=40) окажется, что полуширина должна равняться 0,03 А, в то время как Унзольд [28] наблюдал ширины порядка 0,33 А. Контур линии, расширенной эффектом Допплера, дается функцией (3.44).
1 =Се-^'^г>У,	(8.3)
а распределение скоростей атомов — формулой (5.37):
= -4—	41.	(8.4)
Связь между (8.3) н (8.4) выражается соотношением
(8-5)
Скорость U полученная по контуру линии, т. е. по наблюдаемой ширине линии, складывается из термической скорости и турбулентной
Ч = 5?» + й = ™ т	М
[преобразование по (5.91)]. Упомянутые выше измерения Унзольда дали Е( = 15 км/сек (Са+, Не), измерения Перепелкина и Мельникова [29]—19,2 км/сек (Не), измерения Вязаницпна [30]—11 км/сек (Si+, И8 Не), измерения Мензела [31] на металлических линиях — от 11 до 18 км/сек. Следовательно, скорость турбуленции, не зависящая от молекулярных движений, оказывается равной примерно 15 км/сек и, невидимому, увеличивается с высотой, что подтверждается малыми значениями турбулентном скорости в фотосфере [32] и очень большими в короне [33] (раздел 78).
В настоящее время принято считать, что внутри элементов хромосферы (раздел 51) атомы обладают обычными тепловыми движс-ниями (для атомов металлов около 1 км/сек), а эти элементы целиком движутся со скоростями ~15 км/сек. Следовательно, один элемент дает резкую линию (полуширина~0,03 А), сдвинутую примерно на 0,3 А. Благодаря неспокойствию воздуха и длинным выдержкам мы не можем получить спектр отдельного элемента хромосферы, мы получаем осредненный спектр, складывающийся из спектров многочисленных элементов, обладающих различными допплеровскими сдвигами, который содержит несмещенные линии. Перепелкин [34] нашел допплеровские смещения, которые он интерпретировал как течения в хромосфере. Однако вероятнее всего, что скорости, оставшиеся у него после учета скорости вращения Солнца и имевшие порядок 0,6 км/сек, были просто ошибками измерений.
54. СТРОЕНИЕ ХРОМОСФЕРЫ
(61
54.	Строение хромосферы. Наиболее естественно принять в качестве закона распределения плотностей в хромосфере экспоненциальный закон
п (А) = noe~ah.	(8.7)
Здесь п означает число атомов в с.и8 на высоте Л над фотосферой, а а — множитель, который следует найти из наблюдений. В цилиндре с сечением 1 си2, ось которого совпадает с линией зрения и проходит на расстоянии х от края Солнца, содержатся, как нетрудно вычислить по (8.7), N (ж) атомов
Л (х) = noe~<tx.	(8.8)
где — г радиус фотосферы. Вследствие незначительной протяженности хромосферы и по большей части небольшой разрешающей способности приборов, с которыми наблюдают во время затмения, фотометрпрование линий (рис. 66) пе может дать интенсивности, соответствующей числу JV(x). Оно дает лишь интенсивность, про-со
исходящукуот излучения всех атомов Z(x) = J 1У(ж)«Ьс,паходящих-х
ся в состряпнн, исходном для данной линии, которые содержатся в слоях, не закрытых Луной,
(8.9)
Z (а,) = I, —,~Г пор~лх ’ а "
Табл и и а 44
ГРАДИЕНТЫ ПЛОТНОСТИ « В ХРОМОСФЕРЕ
Атом	Нейтрал! ных (XU-	Ионизированных см~*
11 . . .	1,54 • IO"8	0.77 • 10 »
Не .	.	0,78	0,30
Мд		2.50	—
AI ..... .	2,77	
Са .	>2,11	1,51
Sc .	—	4.20
Ti .	—.	3,32
Cr .	>2,07	1.72
.Мп .	2.95	1,60
Ге		2.4Х	1,69
Sr	,	—	1,66
Пусть W означает вероятность перехода для данной линии; ее ®аолюдаемая интенсивность (если но учитывать самообращевия! Должна быть:
1Г2(л).	(8.10)
1 «льдмайер
1(J2	ГЛАВА VIII. ХРОМОСФЕРА
Получается, что интенсивность.! пни и должна изменяться при продвижении лунного края по тому же экспоненциальному закону, что и плотность.
Различные авторы [35] определяли, на основании формулы (8.10), градиент плотности а, причем использовались многие линии. Наиболее новые и достоверные результаты Силлье и Мензела приведены в табл. 44. Мы убеждаемся, что градиенты плотное ги поиизоваппых атомов систематически меньше, чем градиенты нейтральных; это, очевидно, связано с тем, что с увеличением высоты уменьшается давление и тем самым возрастает степень ионизации \налогичпым образом объясняется небольшой градиент плотности у Н н Не; оба эти атома обладают высокими потенциалами возбуждения, вследствие чего доля возбужденных атомов очень быстро уменьшается с увеличением высоты, что и приводит к уменьшению наблюдаемого градиента плотности. У Не, для которого этот эффект благодаря очень высоким потенциалам возбуждения выражен особенно резко, градиенты плотности, получен иые приведенным выше способом, могут оказываться даже отрицательными, ибо < увеличенном высоты возбуждение возрастает быстрее, чем уменьшается плотность. Панпекук и Минпаэрт [35] налипни Х4471 А и Перепелкин и Мельников [36] па линии Х587бА наблюдали увеличение интенсивности до высот 1000 км, откуда интенсивность уже начинает уменьшаться. 13 одном месте, где возбуждение было особенно велико, Силлье и Меизел [12] обнаружили, что линии Бальмера на высоте 900 км имеют бб-тьшую интенсивность, нежели у основания хромосферы. Корональные линии в этой области были также чрезвычайно сильны.
Мы показали, что во внешних слоях солнечной атмосферы температура меняется очень медленно и приближается к предельному значении» Т — 4800° (раздел 20). В изотермической атмосфере плотность о уменьшается, следуя известной барометрической формуле (4.18)
р— ^ЙГ»Л.	(8.11)
Подставив е = 2.74’101 см!сек~'. р = 2.7. /? = 8.31«107 эрг и Т = 4800°, будем иметь:
а = А = 18,6-10-* си-',	(8.12)
т. е. величину, в Несколько раз превосходящую значение, полученное из наблюдений (а~2,5- 10 8 см л). Если даже взять значение р = 1, т. е. считать, как принято в настоящее время, что атмосфера Солнца практически состоит из одного водорода, то вычисленное значение градиента будет в 2—3 раза превосходить наблюдаемое. Следовательно, хромосфера значительно протяженнее, нежели следует из теории (изотермическая модель).
53. СПЕКТРОФОТОМЕТРИЯ ХРОМОСФЕРНЫХ ЛИНИИ
163
Силлье и Мензель [12] вычислили электронную плотность по излучению/' в бальмеровском континууме; согласно Силлье [37]
НЕ = const	™'кт‘< Л.
(8.13)
где TV’p и N], — количества протонов п электронов в 1 с.и3, -у — потенциал ионизации со 2-го энергетического уровни, а ТЕ— электронная температура. Если мы примем, что ТЕ— 10000' [формула (8.13) не очень чувствительна к изменениям температуры], и, кроме того, допустим, что Np—Nn, то получим [38] NE — 4-1011, э.^ктронов'ц'М^ (вычисления относятся к самым глубоким слоям хромосферы), пли, при Т = 4830°, электронное давление РЕ~ = 0,27 бар [39]. Это значение совпадаете величиной электронного давления, подсчитанной для верхних слоев фотосферы (табл. 19). Мензел выполнил количественный анализ хромосферы и пришел к выводу, что ее состав в основном не отличается от сос тава фотосферы (раздел 29). Преобладает водород, на втором месте стоит гелий. Единственное различие заключается в том, что содержание редких земель н хромосфере больше, чем в фотосфере.
55.	Спектрофотометрия хромосферных линий. Все предыдущие рассуждения применимы только к слабым линиям, свободным от самообращения. Интенсивные линии На, Пр, Ну, И и К обладают сильным самообращением (см. рис. 69). Подробно, однако, с недостаточной точностью исследовались липин Бальмера. Для интенсивности излучения J[ при переходе с /-го квантового уровня на 2-й теория дает: 7 * * * *
7, ~е-ял/гат г	(8. (
1(/ + 2)',{+3	'
где 11 — постоянная Ридберга. Улучшенную теорию декремента бальмеровской серии дали Вулли [40] и Паннекук [41J; одпако до сих пор теория все еще не показывает сколько-нибудь удовлетво-
рительного согласия с наблюдениями Дэвидсона и Стрэттона, Силлье и Мензела [42] или Теккерея [43].
Контур хромосферной линии г самообращением вычислил впервые Ун золь ( 144]; затем Вулли [45] рассмотрел теорию фрау н-Гоферовой линии на краю Солнца и ее превращение в эмисспон-В}ю. Рис. 68 показывает на трех линиях, как совершается этот переход; два нижних ряда содержат контуры, вычисленные при Р®з ШЧНЫХ предположениях. Мы убеждаемся в том, что теория правильно передает характерные особенности наблюдаемых кон-тУ|юв.
Кинан [46] измерял контуры хромосферных линий Па и 11*3 я различных высот; сильное самообращение, имеющее место Но ТИХ Лилиях. выражается в том, что их максимальные пнтенсив-Г™ очень мало меняются с высотой в пределах от 0 до 3600 км.
11*
164
ГЛАВА УШ. ХРОМОСФЕРА
Теккереп [26] получил для линий Fe* и Ti* при Х4500 А полуширину, равную 0,46 А; однако внимательное исследование показало, что эта величина в значительной степени обусловливалась инструментальным контуром и что истинные полуширины упомянутых линий не превосходят 0,24 А, т. е. гораздо меньше, чем нашел Унзольд (раздел 53). Если исходить из этих уменьшенных значений полуширин, то турбулентные скорости окажутся меньше; они не будут превосходить 10 км/сек.
Благодаря самообрашеншо интенсивность не пропорциональна числу NH действующих атомов, но ведет себя так же, как кривая роста (рис. 33). Папнекук [47] подсчитал по плотности и коэфи-ппенту поглощения то самообращение, которого следует ожидать в хромосфере. Оп получил значения, отличающиеся от наблюдаемых, по меньшей мере на порядок величины в том смысле, что на* блюдаемые оптические толщи больше теоретических. УнзольД [481 указал па одно обстоятельство, которое, возможно, реша<'т эту дилемму. Согласно идеям, изложенным в конце раздела большая ширина хромосферных линий происходит только благо-даря пространственному п временному осреднению движений' совершаемых элементами хромосферы. Отдельный элемент дзсТ
56 ТЕОРИЯ ХРОМОСФЕРЫ
165
линию, расширение которой обусловлено только термическим эффектом Допплера и не связано с турбуленцией. Таким образом, при вычислении оптической глубины в выражение следует ДХр
подставлять не наблюдаемую ширину линии, но термическую доп-
плеровскую ширину, что увеличивает оптическую толщу примерно в 10 раз и приближает ее к наблюдаемой величине. Замена ширины
линии термической допплеровской шириной увеличивает значение Му
а = вследствие чего мы должны пользоваться кривой роста,
расположенной на рис. 33 более высоко и дающей более сильное поглощение при тех же числах действующих атомов.
50. Теория хромосферы. Два наиболее характерных свойства хромосферы — малый градиент плотности и турбуленция, как показал Мак Кри [49], тесно связаны между собой. Мы подсчитывали при помощи формулы (8.12) градиент плотности для температуры Т — 4800°, однако вследствие турбулентности кинетическая температура должна быть значительно выше и, следовательно, а — меньше. Заменив отношение по (8.6). мы получим для градиента
а = ПТ '	(8-1 ’)
—+“
Для £,= 15 кмц.ек получается а~2,5 . 10'® см~1, что близко к наблюдаемым значениям градиента, приведенным в табл. 44. Однако причина, приводящая к столь малому градиенту, нам еще неизвестна. Формально его можно представить выражением:
а = (1-х)^
(8.16)
Следовательно, на атомы хромосферы действует не полная сила тяжести, но лишь ее доля (1 —х), а другая доля— х компенсируется какой-то силон, направленной кверху. Для объяснения этой до-иолнптельной силы были предложены многочисленные теории, связывавшие ее или с лучевым давлением коротковолновой ультрафиолетовой радиации, или с импульсом, переносимым корпускулярным научением Солнца. Все эти теории, хорошо развитые с математической стороны, представляют собой с точки зрения физики всего лишь предположения, не приводящие ни к каким заметным успехам. Поэтому' мы не будем их налагать, а ограничимся ссылкой на соответствующую литературу [50]. В главе, посвященной протуберанцам (раздел 73), мы еще упомянем о некоторых 1,3 этих предположений.
166
ГЛАВК VIII. ХРОМОСФЕРА
57.	Хромосфера, проектирующаяся па диск Солнца. Согласно Хпзолвду, число 11-атомов во втором квантовом состоянии, содержащихся в вертикальном столбе с сечением в 1 с.«а, равно Г> • 1 ()*в, а число атомов Са4— 2 • 10’®; для хромосферы Сил.тье и Мсплел получили соответственно 2 • W12 и 2-Ю10. Следовательно, толщина действующего слоя хромосферы составляет 1/1С00 всей толщи солнечной атмосферы ^Поэтому хромосфера дает в 1000 раз меньше света, чем фотосферТСн для того чтобы отделить излучение хромосферы от излучения фотосферы, приходится пользоваться сие-ЦП1ЛЫ1ЫМН методами (спектрогелиограф). Фраунгоферов спектр
Таблица 45
ЛИНИИ. УПОТРЕБЛЯВШИЕСЯ ПРИ ПОЛЬ ЧКПШ1 СПЕКТРОГЕЛЛОГР КММ
Элемент	X	Наблюдатель u литература
F<s	 ..... Мд	 Fe ..... . Fe . . . . Са 11	 AI . . . AI . . . . Са И	 IU . . Fe . . .Sv	 Fi- II	 IIS	 Fi-	 Fe	 Fe	 Fe . . . . Ca	 Cr 	 Cr	 С» II, Sc П . . 11 у	 Fe	 up. • Мд. He . .	. Nn	 Ha . . Са П . Са II . H . . He	... n		373'> I "нко-,,ьсоя 11 Гумасои. P \.S p., 88. (1926), 263. 3838 Д'Лзамбужа, Inn. Obs. Mi udon, 8. II (1930). 3860 Нпкольон и Гумасои, 1926. 3886 Делнндр, 191)4; Ann. Obs Mittdnn, 4. I. 1910. 3933 । Хэл. 1891. 3961	} Деляидр, 1904. 3967	Хэл, 1891. 3970	Д'Лзамбужа, Hull. Astivnomique. 11. (1939), 358. znzr 1 Хал 11 •’j.iepM.tn. 1906; Фокс, 1905. 1 10 ,| Деляидр, 1904: Деляидр и Д'Лзамбужа, 1907. 4063 1 Деляидр. 1904. 4078 Фоке, !4ЮЗ. 4102 Хэл и Эллерман, Publ. Yvrk'-s Obs.. 3, 1, 1903. 4104 I 4144 Д' 'HiMoyiKU, 1930 4202 I 4227 4 4^7.-. Гф‘,кс- */' Л 21, (1905), 351. 4320 .1 4340 Хэл и Эллермал. .....	( Хэл u Эллермаи, 1903: Фокс, 1905. *’ 1	| Дс.пшдр и Д'Азамбужа, 1907—1909. 4861	Хэл и Эллермаи. 5184	Д'Лзамбужа, 1931) 5876	Вальдмайср, A'aturwiss, 25. (1937), 715. 5890	Д-Дпамбуига. 1930. 6563 Деляпдр и Д'Лзамбужа, С. Л . 149 (1909), 521- 8542 I Д*^ЯПМ“У>КП. 1980. 10049 4 10830	} Д-Дзамбужа, Hull. .	11. (1939), ’а8 10938 )
167
58. СПЕКТРОГЕЛИОГРАММЫ В СЕЕТЕ ЛИНИН Са И
возникает в фотосфере, но центральные части наиболее интенсивных линии связаны с хромосферой, и поэтому монохроматические наблюдения в свете интенсивных фраунгоферовых линий представляют единственную возможность для исследования хромосферы на диске Солнца. В табл. 45 приведены линии, в свете которых делаются снимки хромосферы так называемые спектрогелиограммы. Большинство этих линии применялось для исследования хромосферы лишь в отдельных случаях, но водородные и кальциевые спектрогелиограммы получаются па многих обсерваториях ежедневно; они служат для статистического излучения хромосферных явлений [51].
Распределение яркостей хромосферы по диску Солнца плохо поддается измерению, этому мешает сильный рассеянный свет фотосферы. Отдельные измерения Петтита [52] приведены в табл. 46. Мы убеждаемся в том, что потемнение к краю для центра Пр и особенно для Н и К гораздо меньше, чем для непрерывного спектра. Уменьшение потемнения к краю для центров линий следует также из теории, хотя точное вычисление потемнения для остаточных интенсивностей невозможно (см. раздел 30)
Т а б л и и а 46
НОТЕМПЕНИЕ К КРАЮ В ХРОМОСФЕРЕ
stn »	0,00	0,40	0,55	0,65	0,75	O.S-'j	0,875 1	о.о?	0,05
11(3 X48G1 А	ио	98	95	Й0	84	79	74	(>8	58
Континуум при 7.4810 А	100	95	89	84	77	70	63	57	50
Л		100	97	93	91	87	83	79	75	70
К		100	97	94	91	88	84	8П	75	69
Континуум при 7.' зо.'оА	10(1	92	84	79	71	64	56 1	50	43
58.	Спектрогелиограммы в свете линии Call. Ливии (Jail Н А3968А и АХ3933А, принадлежащие резонансному дублету, дают одинаковые спектрогелиограммы поэтому мы ограничимся описанием спент|югеЛ1нирамм, снятых в свете линии А Так как линия К имеет ширину, равную примерно 10 А, то не безразлично, кануло именно часть линии вырезает щель монохроматора. Рис. 69 знакомит пас с видом .линии К, сфотографированной на краю Солнца, па диске; на снимке видна только центральная часть ливни, ее крылья далеко выходят за пределы рис. 69. 11 а середину линии поглощения налагается эмиссионная линия, шириной 0,5 А, которую центральная линия поглощения А'у разделяет на две компоненты — коротковолновую А2„ и длинноволновую Крылья инии обозначаются аналогично —А'1Г и А'1Г (рис. 69). 13 зависимости от положения щели монохроматора различают спектроге то-
168
ГЛАВ\ VIIL ХРОМОСФЕРА
граммы в свете Kt, К2 пли Аг3; эти спектрогелиограммы выглядят по-разному. На рис. 70 воспроизведены снимки, полученные при трех различных положениях щели через короткие промежутки времени. Спектрогелиограммы в свете А\ мало отличаются от обычных снимков Солнца; на них можно видеть пятна и факелы, однако последние, в противоположность фотосферпым, встречаются также и в центре солнечного диска. На снимке в свете К.2 факельные площадки плотнее, протяженнее и ярче, чем па спектрогелиограмме KL; небольшие пятна и полутени больших полностью закрыты факелами. Факельные площадки на спектрогелиограммах в свете линии К родственны фотосферпым факелам, однако между этими двумя явлениями есть и существенная разница; поэтому первые называют хромосферными или монохроматическими факелами, а также А-факеламп, На-факелами и т. д. Характерной чертой снимков в свете К2, отличающей их от снимков в свете Аг, является крупная грануляционная структура, покрывающая весь диск Солнца. Яркие элементы этой структуры называются флоккулами (кальциевыми). На изображениях в светеА3 сеть флоккулов выражена еще ярче, а факелы, которые совершенно закрывают также и большие пятна, становятся плотнее. Особенностью спектрогелиограмм в свете А3 являются длинные темные образования, так называемые волокна (протуберанцы), отсутствующие на снимках в лучах Кг и А2.
Приступая к истолкованию А-спектрогелиограмм, вспомним о том, что коэфициент поглощения и рассеяния av достигает наибольшего значения в центре липин (раздел 26); оптическая толщ t tv= о.,I (/ — геометрическая глубина), до которой мы видим внутрь звезды, всегда имеет порядок 1, следовательно, геометрическая глубина, до которой проникает наш взгляд, в центре липин гораздо меньше, чем в ее краях. Таким образом, f(1 дает картину самых глубоких слоев хромосферы, К2— средних, a A's— самых верхних. A-факелы и сеть флоккулов лежат, следовательно, на одном и том же уровне пад фотосферой; это подтверждается также тем, что А,-факелы закрывают пятна. Волокна, наблюдающиеся в поглощении, принадлежат самым высоким слоям, местами они далеко выдаются за пределы хромосферы; это можно увидеть на краю Солнца (рис. 71). Мы будем говорить о волокнах только в гл. IX в связи с протуберанцами, с которыми они тождественны.
59.	Факельные площадки и флоккулы в свете А2. О развитии и статистических свойствах кальциевых факелов можно сказать в основном то же, что говорилось в гл. VII о фотосферпых факелах-Бутлер [53] различает два типа процессов, ведущих к образованию очагов Са-факелов: постепенное и внезапное возникновение; первое можно считать нормальным, второе наблюдается редко. Впа чале появляется один флоккул, который быстро увеличивается и принимает овальную форму. Продольная ось очага бывает наклонена к кругу широты так же, как ось группы пятен (раздел
Рис. 69. Структура линии К на краю Солнца. Снимок Д'Азамбужа.
Рис. 70. Спектрогелиограммы в свете линии К от 29 июля 1927 г. Верхний снимок в свете Лэ. средний — в /<а, нижний — в Л’,. Снимок Д’АзамбУжа.
Рис. 71. Протуберанец и волокно па краю Солнца. Снимок обсерватории Маунт Вилсон.
Рис. 72. Спектроге шограмма в свете линии Наэ от 19 марта 193N г. Снимок Д'Азамбужа. Метона.
Рис. 73. I. Снимок а свете центра .iiniim Н«я.
2. В свете Нои. 3. В свете крыла На.
4. В свете А2. По Делан тру.
50. ФАКЕЛЬНЫЕ ПЛОЩАДКИ И ФЛОККУЛЫ В СВЕТЕ К,
169
40). Правда, наклонение оси определяется очень неуверенно, так как очаги часто имеют округл)ю или неправильную форму. Бутлер [54] наблюдал наклонения от Одо 40°; зависимости наклонения от гелио графической шпроты он не обнаружил. При дальнейшем развитии очаг, который вначале бывает небольшим п сплошным, становится больше и расплывчатое. Часто уже через несколько часок, но в большинстве случаев только через несколько дней после появления факельного очага, вблизи его центра возникает группа пятен. Каждая группа пятен располагается на очаге Са-факелов, ио лишь немногие из факельных площадок, наблюдающихся в свете К, содержат пятна; это связано с тем, что продолжительность жпзпп факельных очагов гораздо больше, чем продолжительность жизни групп пятен. Числовые данные о продолжительности жизни факельных площадок отсутствуют, однако о ней можно судить по следующим данным: с 1912 по 1922 г. наблюдалось возникновение 603 очагов Са-факелов (если учесть те, которые появились на противоположной стороне Солнца, получится 1555), а очагов, прослеженных от восточного до западного края, было 2439. Кроме того, все очаги, возникшие па видимой стороне, оставались видимыми до их исчезновения на западном краю; следовательно, факельные очаги с продолжительностью жизни, меньшей семи дней, встречаются очень редко. Преобладание факелов на восточной сторопе диска, наблюдающееся у фотосферных факелов (раздел 48), не было установлено для кальциевых. Никогда не приходилось наблюдать внезапного исчезновения факельного очага; при каждом своем появлении из-за восточного края Солнца очаг становится все более протяженным и расплывчатым, пока, наконец, не сделается неотличимым от сета флоккулов.
Мы уже убедились в том, что очаги A-факелов теснейшим образом связаны с фотосфернымп факелами, теперь нам но трудно выяснить их происхождение; согласно разделу 50, фотосферные факелы представляют собой участки с аномальным распределением температуры, их верхние слоп перегреты, а нижние охлаждены по сравнению с нормальной невозмущенной фотосферой. На снимках в свете К« мы получаем изображение верхних перегретых слоев, поэтому’ области, покрытые факелами, видны там отчетливее, чем на фотосфере, и встречаются даже в центре диска.
Флоккулы, равномерно покрывающие диск Солнца, имеют диаметры порядка 10". По как сами яркие флоккулы, так и более темные области между ними теряются в пестрящих по ним гранулах, обладающих диаметром около 1" [55]. О яркости и продолжительности жизни гранул в свете К* и А3 нам ничего не известно; мы Даже не знаем о том, связаны лп они с гранулами факелов (раздел 49) или с фотосфернческой грануляцией (раздел 22).
Д’Азамбужа [56] получал спектрогелиограммы в инфракрасных линиях Call Х8498 А и >.8542 А; на них, так же как и па снимках и свете Ag, видны флоккулы, факельнре площадки и волокна. Следует указать лишь на одно небольшое различие: на снимках
170
ГЛАВА VIII. ХРОМОСФЕРА
в А\ (расстояние щели монохроматора от центра пинии 0,25 А) волокна не видны, они отсутствуют и на снимках в свете 7.8542 А (на том же расстоянии от центра линии). Объяснение этого явления заключено в формулах (9.1) и (9.2).
60.	Спектрогелиограммы в свете На. Хотя 11а и представляет собой простую линию поглощения, все же на спектрогелиограммы, получаемые в ее свете, перенесли обозначения, введенные для снимков н линии К в связи с се особой структурой. На3 означает, что снимок был получен в свете центра липни, Па,— что щель располагалась на расстоянии 0,25 А от центра, а На,— на расстоянии 0,50 А. На рис. 72 воспроизведена Па,, спектрогелиограмма, на ней видны те же явления, что и на изображениях в свете Ks: сеть флоккулов, факельные площадки и волокна Флоккулы и факельные площадки выражены гораздо менее ясно, чем на снимках в свете Л', и К3, волокна же, наоборот, выделяются сильнее, они кажутся очень темными н резко ограниченными. При перехо io к Па2 волокна и факельные площадки становятся слабее, а флок-кульпая структура выступает яснее (рис. 73). Флоккулы в свете На мельче, чем А^-флоккулы и, в противоположность последним, имеют не округлую, а волнистую форму Вблизи от солнечных пятен темные На.-флоккулы удлиняются и закругляются в спирали (рис. 59); эту спиралеобразную структуру «solar vortices» [57] мы уже объяснили в разделе 46. Согласно Хэлу и Зллермаиу [58], На_,-флоккулы также имеют топкую структуру и раздапяютс я на грануляционные элементы с диаметром около 2". Ройле [59] отмечает, что па снимках в свете Па2 пятна часто бывают окру -жены светлыми кольцами; связаны ли эти кольца с фотосферными, на которые они очень похожи (раздел 40), неизвестно. Кроме того, при переходе На,—>На, волокна не превращаются непосредственно в сеть темных флоккулов — промежуточной ступенью являются светлые флоккулы. Изображения в гнете На, совершенно не похожи па Па2-спектрогелиограммы; волокна и светлые флоккулы исчезают, а вместо них появляется сеть темных флоккул (рис. 73), на месте светлых факельных площадок возникают темные.
История развития факельных очагов на Па-спектрогелиограммах ничем не отличается от истории Ал2-факелов, изложенной в разделе 59.
Для интерпретации Па-спектрогелиограмм воспользуемся контуром линии На (рис. 74). Над факельными площадками линия На оказывается расширенной; это расширение — результат усиленного возбуждения. Следует помнить о том, что хромосфера соответствует спектральному классу F, а фотосфера классу G; а, как известно, линии Бальмера в А’-звсздах гораздо шире, нежели в G-звездах Кроме того, в факелах вследствие повышения температуры увеличивается центральная интенсивность .линий (раздел 32). Контур линии для факельной площадки изображен па рис. 74 пунктирной кривой, которая в центре линии и па рас
во СПЕКТРОГЕЛИОГРАММЫ В СВЕТЕ На
171
стоянии 0,25 А от центра проходит над нормальным контуром Па, а на расстоянии 0,50 А — под ним. Это обстоятельство полностью объясняет то, что факельные площадки в свете На3 и На2 кажутся светлыми, а в свете licq— темными Но не так просто объяснить волокнистую структуру флоккулов на На2-спектрогедиограммлх. Из визуальных наблюдении на снектрогечиоскопе автор убедился в том, что изображения в свете На.,,. и На2с тождественны, т. е. что различия в яркости обусловлены не локальными смещениями в линии, а ее симметричным расширением. Однако на отдельных участках линии ее ширина может, конечно, испытывать небольшие изменения ибо, как мы уже упоминали (рис. 65), хромосфера по-
строена из многочисленных мелких протуберанцев. Расширение линии происходит или вследствие турбуленции, или вследствие локального усиления возбуждения.
При переходе от На к высшим членам серии Бальмера: Нр, Hv, Н8, Не (центры линий), мы наблюдаем в основном те же изменения, которые происходят при переходе На3—>На;—>lJav Волокна видны в свете высших членов серим. Яркие факельные площадки в Нр горазо меньше и слабее, чем в На: здесь появ
ляются также темные факель-
ные площадки, имеющие ту же протяженность, что и очаги факелов в свете А.,: < возрастанием номера члена яркие факелы уменьшаются, а темные увеличиваются. В свете ИХ наблюдаются только темные факельные площадки. Это происходит потому, что при продвижении вдоль серии Бальмера На, Нр... увеличивается потемнение к краю для центров линий (по отношению к соседнему континууму ), т. е. возрастает действующая оптическая глубина. Благодаря этому центры липин высших членов серии «не насыщены» (в смысле раздела 28), а в факелах «число действующих атомов», увеличенное вследствие повышенного возбуждения, усиливает поглощение, и факельные площадки кажутся темными.
Однако, как отметил Д’Азамбужа [60], поведение линии Не отличается от поведения остальных членов серии. Па снимках, сделанных в свете центра Не, наблюдаются волокна и очень слабые светлые факелы. При удалении от центра .пиши волокна исчезают, 8 факелы становятся более интенсивными. Причина своеобразного поведения линии Не, X — 3970 А, заключается в том, что опа ле-}кит в крыле линии Н, X = 39(58 А, и па изображение в свете Не налагается изображение в свете Н} (тождественное с А’,). На At-слектрогелпограммах факельные площадки кажутся очень яркими,
М2
ГЛАВА VIII. ХРОМОСФЕРА
а в свете Иг, наоборот, темными. При взаимном наложении снимков эти объекты оказываются ослабленными.
61.	Процессы, происходящие в хромосфере при возникновении Солнечных пятен. Для визуальных монохроматических наблюдений Солнца можно пользоваться только светом На. Так как ее нейтральная интенсивность сильно варьирует, то были введены следующие обозначения (в порядке уменьшения центральной интенсивности): dlt d.2, d3, п, Ъг, b2, b3, bt=el} e2,e3. «/означаетинтенсивность темных волокон, п—невозмущенноп хромосферы, Ь—фа-кельпых площадок и е — эрупций. По отношению к интенсивности
непрерывного слект ра вне На d„—0,05, п =0,16, 6., = 0,35, е,= 1,0.
В фотосфере не наблюдается никаких характерных явлений, сопутствующих пятнообра-зованию, но в хромосфере, согласно Вальдмайеру, дело обстоит иначе По процессам, происходящим в хромосфере, можно предсказать появление групп пятен часто за несколь-
ко часов до того, как первые пятна станут заметными на сппмке фотосферы. Непосредственно перед возникновением пятен на месте будущей группы пятеп появляется аномально яркий факельный очаг (интенсивность Ь3 или 64). Па рис. 75 приведены два подобных примера: слева даны даты и гелиографические шпроты, наверху -— гелиографические долготы. Факелы с интенсивностями Ь3 и 64 заштрихованы. После появления пятна яркость факельного очага уменьшается; уже через несколько часов или, самое позднее, через день, оп достигает обычной яркости Ь2. Во время пятнообразоваиия появляются волокна (d2), начало и коней которых располагаются вблизи от главных пятен; опп представляют собой стационарные течения хромосферного вещества и остаются видимыми в течение нескольких часов. На рпс. 75 волокна изображены черной краской, стрела указывает направление течения. Как правило, течение бывает направлено из более молодого пятна в более старое; примеры а и б па рис. 75 подтверждают это правило. На каждом из них имеется вначале одно единственное пятно, служащее местом стока, на следующий день на место источника появляется второе главное пятно биполярной группы.
Риг. 76. Очень большая хромосферная эрупцня от 13 октября 1936 г. Спектрогелиограмма в свете На (негатив).- Диаметр Со.пта 18,4 см. Снимок Д’Лзамбужа.
S560	STM Л
Рис. 79. Эрупцня на краю с эффектом Допплера 6 октября 1936 г. Снимок Вальдчайера.
62. ХРОМОСФЕРНЫЕ ЭРУПЦИИ
173
G2. Хромосферные эрупций.Изменения в хромосферных факельных площадках происходят обычно очень медленно. Но иногда факельная площадка может увеличить свою яркость внезапно, за несколько минут; подобные явления называются хромосферными эрупцпями. Вальдмайер [62] говорит об эрупциях следующее: эрупщш — это области, где линии Ila, Ilfl, И. К и т. д. наблюдаются в эмиссии. Такое состояние длится в среднем около 20 мин. Иногда эрупция представляет собой сплошную яркую область, но чаще состоит из нескольких отдельных участков, расположенных внутри одной и той же группы пятеп. Иногда эти участки захватываются эрупцпей одновременно, иногда вспыхивают один за другим. В большинстве случаев эруптивные группы представляют собой хромосферные факелы, которые становятся на некоторое время аномально яркими. Кроме расширения, обычно сопровождающего увеличение яркости, эрупцпи не совершают никаких макроскопических движений, ни параллельных солнечной поверхности, ни перпендикулярных ей. При наблюдении на краю Солппа эрупцпи приподнимаются над верхним уровнем хромосферы в виде плоских или округлых возвышений. Однако следует отдавать себе ясный отчет в том, что под хромосферными эрупциями мы понимаем эрупцпи излучения, а ие вещества, т. е. локальное появление коротковолновых ЭМИССИОННЫХ ЛИВИЙ.
На рис. 76 воспроизведен участок Па3-спектроге.чпограммы, содержащий большую эруппию; мы видим, что эрупция гораздо ярче, чем нормальные факельные поля. Раньше считали эрупцпи за редкие явления; Хэл [63] собрал все наблюдения до 1931 г., начиная же с прошлого максимума, благодаря организации международной службы Полипа непрерывно накапливается большое количество наблюдений, которые опубликовываются четыре раза в год [64].
Статистические результаты, приводимые ниже, заимствовапы из работы Вальдмайера [65]. Самые маленькие эрупцин занимают 40, наибольшие — 4000 миллионных долей солнечного диска. В зависимости от протяженности различают эру пили 1, 2 или 3-й велпчппы. Их средние площади составляют 120. 380 и 1020 миллионных долей диска. Средняя продолжительность жизни эрупцпи первой величины равна 21 мин., второй — 38 мин., третьей - 61 мип.; наиболее часто встречающаяся продолжительность жизни для трех классов равна соответственно 10, 27 и 48 мин. Частота появления эрупций прямо пропорциональна пятнообразовательной деятельности; если R —относительное число пятен, то число эрупцин, возникающих за один день, Е~ 0,05 /?. В эпохи повышенной активности Солнца (7?	200) на видимой половине Солнца наблюдается,
следовательно, в среднем по 10 эрупций в день. Речь идет, конечно, преимущественно о небольших эрупциях; в 1937 г. из каждых 100 эрутпшй 71 имела первую величину, 26 — втору ю и 3 — третью. Иногда случается, что эрупцин появляются па нескольких участках солнечной поверхности одновременно; Ричардсон [66] предполагал даже, что существует некое «взаимодействие» эрупций.
174
ГЛАВА VIII. ХРОМОСФЕРА
Однако Валвдмайер показал, что число наблюдающихся совпадений равно тому, которое дает теория вероятностен для случайных, не зависящих друг от друга процессов. Эрупций появляются почти исключительно внутри групп пятен. Те 5%, которые происходят вне групп пятен, возникают на факельных площадках, где пятна недавно были или вскоре будут. Никогда не приходилось наблюдать эрупций вне зоны пятен пли вне факельной площадки. Благодаря тесйой связи эрупций с пятнами на них распространяются те же закономерности в распределении по шпроте и долготе, которые получены для пятен. В некоторых группах пятен за время их развития происходит до 50 и больше эрупций. однако эрунтпгнап деятельность сильно зависит от тина группы.
Па рис. 45 ежедневное количество эрупций изображено графически в зависимости от возраста пятна. Мы убеждаемся в том, что эруптивная деятельность большой группы пятен почти полностью падает на первую треть периода ее развития Стационарные пятна VII и VIII классов никогда не сопровождаются эрупциями, в то время как пятна, принадлежащие к III, IV и V классам, связаны не только наибольшим количеством эрупций, но и с наиболее протяженными из них. Эрупции встречаются на всех участках (хромосферной») факельного очага, но предпочитают области, непосредственно примыкающие к полутени, или промежуток между' главными пятнами биполярной группы, иногда их можно увидеть около большого пятна. Очень часто эрупции появляются по нескольку раз на одних и тех же местах через несколько часов или дней. Согласно Джиованелли [67 J, отношение вероятности возникновения эрупций в группе пятен к площади этой группы имеет наибольшее значение в начале ее существования и монотонно уменьшается до момента наибольшего развития группы, после чего остается постоянной. Д’Лзамбужа [68] исследовал зависимость эруптивной деятельности от развития соответствующего факельного очага и пришел к выводу, что наибольшее количество эрупций наблюдается примерно на 15-й день после возникновения очага; после возвращения очага при следующем обороте Солнца это количество заметно уменьшается.
Так как визуальные наблюдения эрупций происходят почти исключительно в свете Па, измерения их яркостей относятся также только к этой линии (см. эрунциопиый контур линии Па на рис. 74), Согласно Вальдмаперу [62], в верхней точке кривой яркости центральная интенсивность (отнесенная к соседнему непрерывному спектру для центра Солнца) линии На у эрупций первой величины ~0,6, у эрупций второй величины и у эрупций третьей величины ~2; соответствующие эквивалентные ширины равны 0,52, 0,86 и 1,73 А. Колацсвич п Ввари [69] получили для центральной интенсивности небольших эрупций 0,4, измерения Джиованелли [70] дали значения от 0,58 до 1,58. Для эрупций на краю Солнца Аббети и Колацевич [71] нашли интенсивности, достигающие 2,0 (по отношению к непрерывному спектру края).
62. ХРОМОСФЕРНЫЕ ЭРУПЦИИ
Ход изменения яркости эрупций (так называемая кривая блеска) несимметричен; продолжительность возрастания яркости Zкороче, чем время ее уменьшения А; у эрупций первой величины Z[A 0,39, второй — 0,49, третьей — 0,58. Ричардсон [72] пытался построить кривую блеска эрупций; он оценивал на ряде снимков интенсивность эрупций (J, 2, или 3) и умножал на их площадь. Однако эти местные интенсивности дали очень неправильные кривые. Вальдмапер [62] строил световые кривые для наиболее ярких участков эрупций; его результата представлены на рис. 77. Так как ширина линии На меняется параллельно г ее центральной интенсивностью, то вместо интенсивностей можно измерять ширину линии, что гораздо удобнее. При применявшейся аппаратуре ширина линии На в факелах достигла 1 А; те участки, где ширины были больше 1 А, считались эрупциями (рис. 77).
Рис. 77. Характерные кривые блеска двух следован-1пих тру г за другом в одном и том же очаге эрушшн. По Вальдмайеру.
Спектр эрупций известен очень плохо. Ричардсон и Минковский [73] нашли в области Х3300—7-11500 А только следующие эмиссионные линии: линии Бальмера от Па до Hi. линию гелия Х10830А и липин Call ХХ8662, 8542, 8498, 3968, 3934 и 3737 А. На краю Солнца в эрупциях были обнаружены липни I laniena ХХ10938 и 10049 А, а также линии гелия ХХ6678, 5876 и 4471 А. Согласно Вальдмайеру, в эруппиях шчречаются Na-jD-линии, 6-чилии (Fe, Mg), .линии По ХХ5018 и 6678 А в эмиссии п многочисленные Липпи металлов в зеленой и синей области спектра. Поведение линии 1)2 и /13 исследовалось на 50 эрупциях [74]; результаты приведены в несколько схематичной форме па рис. 78. В свете линии Не X 5876 А, которая отсутствует в пспозму щепном спектре Солнца, ЭР5пнии с интенсивностями 1 и 2, а также факелы А3 и bi кажутся темными и только эрупции е3—светлыми. Эти «темные Пе-эрупции» объясняются так же, как и темные поля факелов в «ненасыщенных» Ливиях Бальмера (раздел 60). /)2 паб.подается в эмиссии обычно в областях с яркостью е3, иногда е£, яркости порядка в большинстве случаев не оказывают па эту линию никакого влияния. Со-I гласно разделу 78, области b3, bi и сг часто кажутся в свете Л.2
К
176
ГЛАВА VIII. ХРОМОСФЕРА
темными; однако до сих пор наблюдения производились только вблизи от края Солнца.
Непрерывный спектр эрупций настолько слаб, что на фоне солнечного диска его обычно нельзя увидеть. Впервые его наблюдал Юнг [75]. Кэррингтон [76] в 1859 г., а также Вальдмайер 26 июля 1937 г. видели эрупцию в суммарном свете. 31 марта удалось сфотографировать эрупцню вблизи края Солнца через фильтр, пропускающий свет около >3220 А в полосе шириной 50 А [77]. Предположив, что континуум возникает благодаря рассеянию па свободных электронах (это предположение можно считать, нра-
вильным только для слабого непрерывного спектра), Вальдмайер [62] по интенсивности континуума, которая в двух случаях равнялась примерно 2-Ю 3 (континуум центра Солнца принимался за 1), получил для электронной пл о тнос ти зн ачеппс N — —2Л01г смз, что соответствует электронному давлению 1,4 бара и общей плотности вещества, в 300 раз превосходящей плотность протуберанцев. Отсюда следует, что в видимой области спектра излу-
Рис. 7S. Интенсивность линий J)t и 1)а в эрупциях в зависимости от интенсивности (Да. По Вальдманеру.
чение (как в линиях, так и в непрерывном спектре) эрупций мало по сравнению с полным излучением Солнца. Совершенно иначе обстоит дело в коротковолновой ультрафиолетовой области (Х<2000А). По увеличе-
нию ионизации в земной атмосфере во время эрупций следует заключить, что в ультрафиолетовой области (1800А> Х>600А) эрупция излучает столько же, сколько все Солнце педиком, хотя ее площадь занимает всего 1/1000 площади солнечного
диска [78].
Наблюдения Д'Азамбужа [79], Вальдмайера [62], Джповаиел-ли [80], Добби [81] н др. согласно показывают, что при наблюдении на диске эрупцпп выглядят как исключительно яркие факельные площадки и ие обнаруживают заметного движения пи в вертикальном, ни в горизонтальном направлении. При наблюдении на краюСолпца они возвышаются над хромосферой (до 30000 км). Движения в эрупциях, которые очень малы по сравнению с двн" жениями в протуберанцах, состоят в равномерном расширении по всем направлениям до максимума яркости и таком же сжатии после максимума. Быстрее расширение, происходящее вначале, сказывается па контуре линии. Согласно Вальдмайеру, линия
62. ХРОМОСФЕРНЫЕ ЭРУПЦИН	177
На-эрушши в начальной стадии асимметрична, ее длинноволновое крыло простирается дальше, чем коротковолновое. Степень асимметричности увеличивается по направлению от центра Солнца к его краю. Она обусловлена расширением и сильным самообра-щением в липни На; совместное действие этих двух причин уменьшает коротковолновое крыло линии. Для того чтобы объяснить увеличение асимметрии по направлению к краю Солнца, приходится предполагать, что расширение происходит преимущественно в горизонтальном направлении.
После максимума яркости асимметрия исчезает; это связано, повидимому, с тем, что сжатие происходит гораздо медленнее, чем прсдмаксимальное расширение.
Встречаются и такие эрупцин, которые обладают значительными собственными движениями, однако они представляют собой довольно редкие исключения. Па рис. 79 воспроизведен снимок линии На в эрупцпи, имеющей высоту около 22" и показывающей допплеровское с мещеиие~1 А, соответствующее скорости 45kjw/cw. Иногда наблюдаются значительно большие горизонтальные скорости (только на краю Солнца). Скорость вертикального расширения обычно меньше 20 км/сек', эрупцпи с большими вертикальными скоростями встречаются очень редко.
Существует неверное, но довольно распространенное мнение, будто эрупцпи и эруптивные протуберанцы одно и то же. Па диске они отличаются друг от друга без труда: эрупции (в линии На) кажутся яркими и не дают эффекта Допплера, эруптивные протуберанцы — темными и показывают заметный эффект Допплера. Различать их на краю Солнца гораздо труднее, ибо здесь эруптивные протуберанцы также кажутся яркими, но они достигают значительной высоты, в то время как эрупции в основном ограничиваются уровнем хромосферы. Эруптивные протуберанцы (гл. IX) являются характерными спутниками эрупций, однако встречаются эрупции, не сопровождающиеся протуберанцами. На эту разницу, очень существенную для наблюдателей, обратил внимание Ньютон [82]. Г1 ричпиы, вызывающие эрупции, пока совершенно неизвестны. В связи с этим следует упомянуть об интересном явлении, которое наблюдал Эвершед [83]; он видел, как липни ХХ3923, 05 и 3930,45 А в спектре пятна, расположенного рядом с эрупциеп, расщепились на дублеты с расстоянием между компонентами 0,19 А, соответствующим напряженности магнитного поля, равной 10 000 эрстед. До появления эрупции напряженность достигала 2900 эрстед. Очень хотелось бы воспользоваться наблюдением Эвершеда для «•издания теории эрупцпи, но это, конечно, неразумно, ибо оно и поныне остается единственным.
Во время максимума 1917 г. Эллерман [84] много раз наблюдал явление, названное им «водородной бомбой»; мы будем называть его фотосферной эруппией. Возможно, что это явление имеет еще более короткую продолжите (ьность жизни, чем хромосферные эрупции, и выражается, как и последние в появлении эмис-12
4 Вальдмайер
17Н
ГЛАВА VIII. ХРОМОСФЕРА
спайной линии На (для других линии наблюдении нет), которая выглядит как полоса с шириной не менее 30 А. Однако эмиссия появляется только вне ядра линии На, ядро остается невозмущенным, в нем не бывает заметного посветленпн. Следовательно, здесь мы имеем дело с явлениями, происходящими в глубоких слоях, поэтому-то мы и называем их фотосфернымп эрупциями.
G3. Спектрогелиограммы в свете липин гелия и металлов. В свете линии Ds можно г трудом различить волокна и наиболее интенсивные из факельных площадок; последние кажутся темными [85]. То же можно сказать и о линии Не X 10830 а; на снимке, который получил в ее свете Д'Лзамбужа, видны волокна и темные факельные площадки.
Снимки в линиях .металлов, перечисленных в табл. 45, в большинстве случаев аналогичны снимкам в А\. Большое значение для теории имеют спектрогелиограммы, полученные Д'Азамбужа [86] в свете металлических линий при различных положениях щели относительно центров линий. В качестве типичного примера на рис. 57 дан контур линии MgX5184 А. На контуре, и еще отчетливее на самом спектре, можно различить две части: ядро линии, имеющее ширину около 0,2 А (выделено па рис. 57 вертикальными линиями) и протяженные крылья. Это разграничение, установлен-пое экспериментально, имеет глубокий физический смысл. В раз деле 28 мы убедились в том, что расширение линии вызывается совместным действием теплового эффекта Допплера и затухания излучения: первый преобладает в центре линии, второй — в ее кры 1ьях, граница этих двух областей лежит на расстоянии ДХ^ ^-ЗАХГ., где ДХ0—теоретическая допплеровская ширина, вычисляемая по (5.46) и (5.48). Для нашей липин Mg допплеровская ширина равна 0,03 А, т. е. ширина ядра линии 2ДХ ~ 0,18 А в хорошем согласии с наблюдениями. В дальнейшем мы будем называть ядро линии допплеровским ядром, а ее крылья — крыльями, происходящими от затухания. (Затухание складывается из затухания излучения и затухания вследствие столкновений). Сравнительно резкая граница между допплеровским ядром и крыльями обусловлена, согласно (5.44), крутым спадом допплеровской кривой, ор-
-	—(Дм. Ду )~
динаты которой пропорциональны е о , а протяженность крыльев связана с медленным изменением кривой затухания излучения (5.34), убывающей как (ДХ) 2. Согласно Д'Лзамбужа [88]. аналогично ливни Mg Х5184 А ведут себя следующие линии (роу лондонские интенсивности 15—30): MgX3838, Fc Х4О46, Fe Х4144, Са Х4227. Fe4384, Na Х5890А. На спектрогелиограммах, снятых в свете центров этих линий, видны такие же факельные площадки, как и на снимках в А’,. Если удалять щель монохроматора от центра линии факелы становятся менее заметными и па самом краю допплеровского ядра почти совершенно исчезают, затем, вне ядра линии, они вновь становятся более отчетливыми! на расстоянии около 0,2—0,3 А от центра линии факельные пло-
63. СПЕКТРОГЕЛИОГРАММЫ В ПИНИЯХ ГЕЛИЯ II МЕТАЛЛОВ 179
щадки достигают наиоолыней интенсивности, при еще оолыпем удалении от центра линии они вновь ослабевают и исчезают в тог момент, когда интенсивность в крыле начинает превосходить половину интенсивности соседнего непрерывного спектра. Па рис. 80 (схематически) изображен ход изменения видимости факельных площадок При центральном положении щели на спектроге-
Риг. 80. К интерпретации спектрогелиограмм в свете линий металлов. Ординаты: интенсивность и единицах непрерывного спектра вне лилии. Абсциссы: расстояния до центра линии
----------- Контур линии и не возмущенной области.
—------------Контур линии на
факел ыюй площадке.
............Видимость	грануляции.
—. —.	В1ГЩМОСТ1. факель-
ных площадок.
Видимость намерялась в произвольных е шпицах.
шограммах видна еле различимая грануляционная структура; при передвижении щели по направлению к внешним частям линии эта структура становится более отчетливой, на краю допплеровского ядра она представляется наибоее четкой; вне допплеровского ядра грануляционная структура быстро исчезает (рис. 80). Элементы этой грануляции имеют около 5000 к и в диаметре, т. с. они в 4—5 раз крупнее, нежели фотосферные гранулы. Одновременные снимки показывают, что грануляционная <• трхктура в линиях Fe Х4202А, Са Х4227А и Fe Х4384 А тождественна; эта структура аналогична гой, которая наблюдается на невозмущенных участках спектрогелиограмм, снятых в свете крыльев линии IL. Удивительно го, что на коротковолновой стороне допплеровского ядра грануляция видна отчетливее, чем на длинноволновой .
Линии Fe X 4202а и Sill Х4078 А, роулэндовская интенсивность которых не превосходит 8, имеют очень слабые
крылья. В свете центра искровой линии Х4078 А наблюдаются факелы, но они выражены гораздо слабее, нежели те, которые мы видим в свете более интенсивных линий, при приближении к краю Допплеровской» ядра они исчезают. На краю допплеровского ядра, который для слабых линий почти совпадает с краем всей линии, наблюдаются грануляция и налагающиеся на нее темные факельные Идощадки, немедленно исчезающие при выходе из допплеровского вДра. Слабая дуговая линия Х4202 А представляет собой как бы Переход отсильиых дуговых линий к искровой линии XW78A, она
12»
180
ГЛ \ВА VIII. ХРОМОСФЕРА
дает яркие факельные площадки в коротковолновом крыло и темные— в длинноволновом. Линии FeX4140 А и FeX4132 А дают факельные площадки только в свете центра линии, вне допплеровского ядра факельные площадки здесь ле наблюдаются.
При истолковании спектрогелиограмм, получаемых в свете линий металлов, нам поможет рис. 80. В случае дуговой линии (представленной линией MgX5184 А) на факельном очаге вследствие усиления возбуждения количество нейтральных атомов и, следовательно, протяженность крыльев линии уменьшаются, т. е. интенсивность в крыльях возрастает; это следует из риг. 57. Благодаря перегреванию верхних слоев области, занятой факелами, центральная интенсивность линии также увеличивается (раздел 60). Однако интенсивность на краю допплеровского ядра почти не меняется. Вышеизложенное поясняет различие между контуром линии для факелов и для невозмущенной фотосферы; па рис. 80 прирост интенсивности при переходе к области факелов изображен стрелками. Там, где этот прирост особенно велик, т. е. в центре линии и па расстоянии 0,3 А от нее, факельные площадки видны особенно отчетливо и, соответственно, они остаются почти невидимыми на краю допплеровского ядра. Когда мы имели дело с линиями, возникающими с возбужденных уровней, пли с искровыми (представленными на рис. 80 линией Sri 1X4078 А), то в области факелов вследствие усиления возбуждения количество «действующих атомов» возрастает, что ведет к уменьшению интенсивности в крыльях линий. Посветление в центре линии, обусловливаемое эффектом остаточной интенсивности, сохраняется, но здесь оно меньше, чем у дуговых линий. Это объясняет появление ярких факельных площадок в свете центра линии н тождественных с ними но форме, но темных площадок в крыльях.
При интерпретации грануляционной структуры следует, согласно Унзольду [48], исходить из того, что хромосфера находится в состоянии турбулентного движения (раздел 53). Благодаря этому обстоятельству контуры линий, изображенных на рис. 80, при передвижении по диску Солнца слегка сдвигаются в направлении оси абсцисс. Если щель монохроматора наведена на центр линии или па ее крыло, то эти сдвиги вследствие пологости контура не приводят к значительным изменениям яркости, т. е. грануляция не видна. Если же щель установлена на крап допплеровского ядра, где изменение контура линии происходит наиболее резко, небольшие сдвиги в линии вызывают большие колебания яркости Поэтому грануляция на краю допплеровского ядра видна наиболее отчетливо.
Глава де в я т а я
ПРОТУБЕРАНЦЫ
64 Статистические результаты исследования протуберанцев. В разделе Г>8 было доказано, что протуберанцы, наблюдающиеся на краю Солнца, и волокна, выделяющиеся на ого диске в виде темных полосок — одно и то же.
Т а 6 л и на 47
СРЕДНЕ!' ГОДОВОЕ ЗНАЧЕНИЕ БОКОВЫХ НЛ01ЦЧДЕП ПРОТЬ ВЕРЛИЦ! В
Гоя	Гре циее за год	Год	Среднее за год	1 год 1	Среднее за год
1909	455	1920	777	1931	406
1910	371	1921	577	1932	353
1911	182	1922	449	1933	384
1912	126	1923	384	1934	462
1913	122	1924	511	1935	816
1914	346	1925	657	1936	979
1915	785	1926	1285	1937	1085
1916	830	1927	884	1938	1097
1917	1187	1928	836	1939	761
1918	927	1929	868	1940	832
1919	665	1930	471		
Протуберанцы и волокна — две формы проявления одной и том же сущности, и хотя везде, где это возможно, мы будем различать эти понятия, все же не следует забывать, что они равнозначны.
На многих обсерваториях систематически следят за протуберанцами, появляющимися на краю Солнца, измеряют их площади и гелиографические широты [1]. Количество и величина протуберанцев меняются в течение 11-летнего цикла. При измерении протуберанцев пользуются единицей, равной площади прямоуголь нон области, имеющей вдоль солнечного края длину 1° (гелиоцентрическую) и высоту 1" в перпендикулярном направлении (геоцентрически). Табл. 47 показывает ход изменения площади протуберанцев в течение последних трех циклов. 11-летняя периодичность отражается на протуберанцах не так сильно, как на Пятнах; площадь протуберанцев во время максимума только в три раза меньше, чем во время минимума, относительное число пятен — в 20 раз. Отношение площади протуберанцев к относительному числу в момент максиму ма ~ 10, а в момент минимума
182
ГЛАВА IX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
колеблется от 50 до 100. Следовательно, между протуберанцами и пятнами нет прямой связи; максим) м протуберанцев наступает в большинстве случаев до максимума пятен.
Картина станет яснее, если мы обратимся к распределению протуберанцев по широтам. Оно сильно отличается от того, которое наблюдается для пятен. Рис. 81 знакомит нас с распределением протуберанцев по широтам в 1929 1939 гг., т. е. в течение полного цикла [2,3]. В 1929 г., вскоре после максимума наибольшее количество протуберанцев наблюдалось на широте 25°, следовательно, на 10° выше зоны пятен; область распространения
о)
Рис. fit. Распре'юление протуберанцев но гелиографической шпроте и течение 11-летнего цикла. (Из .Islrunom. MittHluugen d. Eidgrn. S'termvnrt., YUrich).
протуберанцев была ограничена не так резко, как зона пятен, она простиралась по обе стороны от экватора примерно на 60 \ Эту область мы будем называть главной зоной протуберанцеоб-разователыюп деятельности. В течение последующих лет максимум сдвигался к меньшим широтам, причем так, что расстояние по широте между зоной пятен и главной зоной протуберанцев оставалось равным 10°; в то же время протуберапцеобразовательная деятельность постепенно ослабевала, и примерно за 1 год перед минимумом главная зона угасла. В 1931 г., т. е. за 2 года до минимума (на северном полушарии уже в 1930 г.), на широте 50 возникла новая зона протуберанцев, называемая полярной. Д” минимума ее широта оставалась почти неизменной (можпо отмстить
ПРОТУБЕР\НЦЕВ 183
IJ_	
!	
£	
I	
:|J_	-"83g§i5F
g	
T	••^SSisss
j		5SS8S??
i	
£	
S	— ^|gS
!	35-4SS8»g
i	sgsssgggg~
?	’SiS^I^SfS
i	-BSSEgsa
i i	-=°=й53з;2^ -?|^5й^шп
? V	’"'мй§2гг“'-=' 'ййййГ
184	ГЛАВА IX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
изменение их широты в течение 11-летнего никла. Полярная и главная зоны нс всегда четко отличаются друг от друга; согласно Барокасу [5], их граница проходит где-то около 10" широты. Встречаемости протуберанцев в низких и высоких широтах относятся, как 6: 4. Очень яркие протуберанцы появляются только б низких широтах. Протуберанцы главной зоны показывают хорошо заметный 11-летний период, их максимум совпадает с максимумом пятен; у полярных протуберанцев периодичность выражена менее ясно, их максимум наступает через два года после максимума пятен. О перемещении главной зоны можно сказать то же, что и о пятнах (рис. 41), т. е. что широта зоны увеличивается с возрастанием максимальной интенсивности цикла.
Многократно подтверждалось [6'(, что протуберанцы, подобно пятнам и факелам, чаще встречаются на восточном краю Солнца, чем на западном.
65. Волокна. Большие протуберанцы наблюдаются на краю Солнца в течение нескольких дней, причем форма их не испытывает значительных изменений, следовательно, они должны быть
Рис. Х2. Пс] смещение протуберанца от в< сточного края (слепа) до западного края (25 февраля 10 марта 1938 г.). Рисунки выполнены на основании наблюдений на спектрогелиоскопе в свете линии На
очень протяженными но долготе. О том же самом говорят спектрогелиограммы (рис. 72), на которых протуберанцы выделяются в виде длинных волокон. Рис. 82 показывает путь такого волокна от его появления на восточном краю Солнца до исчезновения на западном; он кажется почти прямолинейным и сильно наклонен к кругу широты, причем передний в смысле направления вращения конец расположен в более низких широтах, нежели задний. Угол наклона $ уменьшается с увеличением широты <р (табл. 49), [7]; он уменьшается также и в течение развития волокна. Так, например, наклон оси волокна с большой продолжительностью жизни, наблюдавшегося на широте 20 30е при шести последовательных прохождениях через меридиан составлял; 60, 50, 47 , 42, 32 и 26”-
65. ВОЛОКНА

Уменьшение наклона можно объяснить убыванием угловой скорости при возрастании широты.
С размерами волокна можно познакомиться по рис. 82: наблюдение на краю дает его высоту, наблюдение на центральном мери диаве длину, а измерение его наименьшей ширины — толщину. Согласно Петтиту [8], размеры типичных волокон заключаются в следующих границах (в скобках —средние значения): толщина 6000—12 000 км (10 000), высота 30 000- 100 000 км (50 000), длина 60 000—600 000 км (200 000). Следовательно, волокна — это длинные, высокие, но тонкие, т. е. почти плоские образования; Петтит сравнивает их с пламенем фитильной горелки. Руман [9] установил, что в тот момент, когда волокно кажется наиболее узким, оно почти прямолинейно, ио если провести через него прямую, то она не пройдет через центр солнечного диска, следовательно, плоскость волокла не совпадает с плоскостью большого круга, т. е. нс перпендикулярна к поверхности Солнца. Наклон плоскости протуберанца к вертикальной плоскости составляет в среднем 10°, причем вершина протуберанца наклонена вперед по направлению вращения. Из 171 исследованных волокон были наклонены к западу 134, к востоку 36 и стоял вертикально 1. На На-спектро-гелиограммах волокна имеют яркое основание шириной в несколько секунд, которое непосредственно примыкает к волокну и видно по всей его длине. Это обстоятельство, очень важное для динамики протуберанцев, заметил впервые Ройдс [10]. В тот момент, когда волокно кажется наиболее узким, основание, имеющее яркость Ьг (раздел 61), видно по обеим сторонам от него, до этого только на западпой стороне, после — только па восточной.
Таблица 49
НАКЛОН ОСЕП волокон в зависимости ОТ ШИРОТЫ ф
30-35
35-40
40—45
45—50
50-55
55—60
5—10 10—15 15-20 20-25 25-30
Характерно для волокон то, что они соприкасаются с хромосферой не по всей своей длине, а только в нескольких точках; Ча рис. 82 видно, как горизонтальное волокно (крона протуберанца) соединяется с хромосферой посредством нескольких вертикальных колонн (корней). Формы протуберанцев настолько
186
ГЛАВА IX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
разнообразны, что невозможно дать им какое-либо общее описание. Встречаются протуберанцы, представляющие собой бесструктурные сгустки хромосферного вещества, которые, находясь в центре
Риг. S3. Распре le.ienne ш> шпроте протуберанцем (—) и волокон (--—) Из li'odaikanal bbs. Bull.
Ординаты - площади в миллионных долях площади солнечного полушария. Абсциссы—ге июгра-фяческие шпроты.
Начиная с 1908 г. в Кодайканале [11J ведется работа ио изучению распределения волокон по гелиографической широте; вследствие тождественности этих образований с и|ютуберанцами статистика дает для них почти одинаковые результаты (раздел 64). Наблюдаются две системы волокон: одна появляется вскоре после максимума активности на широте 40—50", ее широта остается неизменной до минимума, после которого система перемещается в более высокие широты и исчезает к моменту максимума на широте 80", другая возникает на широте 30—40° вместе с первым»
63. ВОЛОКНА
1Я7
пятнами нового никла и передвигается вместе с зоной пятен к более низким широтам. Волокна, принадлежащие к полярной системе, исчезают на 1—2 года раньше, чем полярные протуберанцы; причина этого различия ясна из рис. 83. Оно объясняется условиями видимости волокон. Эвершсд [12] заметил, что па расстоянии 70" от центра Солнца видимость волокон резко ухудшается. Кроме того, в окрестности центрального меридиана количество волокон также невелико вследствие неблагоприятных условий .наблюдения, ибо здесь мы видим волокна с самой узкой стороны [13].
Па рис. 74 дан конту р линии Иу дли волокон; мы убеждаемся, что в Па волокна можно наблюдать вплоть до крыльев линии. Па А-спект|х>гелиограммах они видны лишь на снимках, полученных в свете центральных частей липни (раздел 58). Это объясняется тем, что состояние хромосферы подобно состоянию атмосферы А-звезды, фотосфера же относится к классу С. У звезд типа G линия К гораздо шире, чем Па, у класса обе линии имеют примерно одинаковую ширину. Составим, пользуясь рис. 74, отношение контуров На для волокна и фотосферы:
Так как в атмосфере типа F линии Па и К имеют почти одинаковую интенсивность, контур линии К для волокла можно получить при помощи того же самого множителя g, однако при этом следует учитывать, что в волокнах (как и в хромосфере) происходит турбу-ленция, влияющая на величину ДХ.
L (Ы‘< = g (ДХ -g§-) I (дх)«,.	(9.2)
Эта формула даст наблюдаемую ширину .линии А3(~0,4 А).
Очевидно, что полярные волокна появляются над невозмущеп-ной фотосферой; однако о волокнах, принадлежащих к главной зоне, можно сказать то же: они избегают областей, заня гых пятнами. Если вблизи от волокна возникает пятно, то оно быстро исчезает. Правда, протуберанцы встречаются также и внутри групп пятен, однако это бывают или очень маленькие волокна, или, главным образом, протуберанцы, которые по своей форме и движению не имеют ничего общего с волокнами. Поэтому мы будем называть волокнами лишь те протуберанцы полярной зоны, которые но связ'шы с очагами пятен. Все остальные мы объединим в одну группу под названием «протуберанцы аолнечпых ня ген». Мы не будем пользоваться классификацией, предложенной Петтитом [8J, так как в ней не видно никакой идеи, она основывается на одних лишь внешних признаках.
188
ГЛАВА IX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
66. Возникновение и развитие волокон. О возникновении волокон происходящем довольно медленно, известно пока очень мало. Развитие волокон главной зоны происходит иногда так.
На краю группы пятен или вообще где-нибудь в зоне пятен появляется маленькое, едва заметное волокно. За несколько оборотов Солнца оно поднимается в более высокие широты, увеличиваясь при этом до огромных размеров. На рис. 82 изображено волокно, уже достигшее наибольшего развития. В таком состоянии оно может сохраняться в течение нескольких оборотов Солнца, не меняя сколько-нибудь заметно своей формы, затем оно рассасывается. Эта стадия развития волокна называется стационарной (раньше протуберанцы, находящиеся в стационарном состоянии, ошибочно называли покоящимися). Снимки протуберанцев, достигших высшей точки своего развития, полученные Вальдмане ром и Лио, показывают, что в то время, как их внешняя форма остается неизменной в течение нескольких часов или даже дней, в них наблюдаются многочисленные течения со скоростями, достигающими нескольких км/сек. Наиболее быстрые течения происходят в кронах волокон (раздел 65); вещество перемещается параллельно солнечной поверхности от одного корпя к другому. Обычно все движения в кроне волокна направлены в одну и ту же сторону, однако часто бывает и так, что два соседних параллельных течения оказываются противоположно направленными. В корнях протуберанца скорости течении меньше и направлены вверх пли вниз. На рис. 85 можно пронаблюдать внутренние изменения в стационарном протуберанце; что представляют собой эти дви жения и каким закономерностям они подчиняются, неизвестно Однако мы .можем с уверенностью утверждать, что именно они являются причиной расширения линий в спектре протуберанцев. Ширины линий в спектрах протуберанцев и хромосферы имеют один и тот же порядок. Полуширина линии Па составляет 0,8 4 (рис. 74).
Зачастую стационарное состояние протуберанца внезапно прерывается. Без всякой видимой причины скорости внутренних течений возрастают до 100 км/сек и в протуберанце возникают сложные движения, ведущие к изменению его формы. Такое состояние мы называем стадией активности; оно может продолжаться несколько минут или несколько часов. Когда движения утихают, протуберанец обычно вновь принимает ту же форму, которую он имел до наступления стадии активности. В большинстве случаев стадия активности начинается с того, что из кроны волокна вырывается горизонтальная струя, которая на некотором расстоянии от протуберанца загибается книзу и впадает в хромосферу. На рис. 85 изображен протуберанец в стадии активности. Место впадения газовой струп в хромосферу называют центром притяжения. Иногда вытекание вещества протуберанца придо!-жается так долго, что он весь уходит в хромосферу. Чаше всего вытекание через некоторое время прекращается, но может
Рис. 84. Изменения стационарного протуберанца 10 октября НИ0 г. Интервалы между снимками равны 10 мни. Снимки Вальдмаперя.
Рис. 85. Протуберанец в сталии активности. Вытекание вправо. Снимок Вальдмайера от 22 января 1939 г. Между экспозициями прошло 10 мин.
67 ПОДЪЕМ ПРОТУБЕРАНЦЕВ
189
вновь начаться на том же самом месте (закон повторяемости хромосферных явлений).
Протуберанец может исчезнуть также и путем постепенного меныпения его размеров. Однако существует еще и третий процесс, ведущий к исчезновению протуберанца. Часто приходится наблюдать, как стационарное волокно медленно поднимается вверх и отрывается от хромосферы; чем выше оно поднимается, тем больше становится его скорость и, в конце концов, опо улетает в пространство со скоростью, -достигающей нескольких сотен км/сек (наибольшая из наблюдавшихся скоростей составляла 728 км/сек). Такой подъем продолжается обычно лишь несколько часов, так что конечная стадия существования протуберанца чрезвычайно коротка по сравнению с продолжительностью его жизни, которая зачастую достигает нескольких месяцев.
67. Подъем протуберанцев. Почти все наблюдения (около 50) над случаями подъема протуберанцев собраны в нескольких ра-
Рис. 88. Наиболее высокий аотьсм протуберанца. Наблю тлей Хнкоксом и, Вальдмайером 20 марта
ботах Петтита [14] и Вальдманера [15]. На рш . 86 приведена кривая подъема, который удалось пронаблюдать особенно тщательно. Вначале скорость подъема невелика, затем она увеличивается, причем по форме кривой видно, что возрастание скорости происходит не непрерывно, а скачками. Другие кривые подъема (рис. 87) подтверждают это обстоятельство; скорость подъема увеличивается скачкообразно через 10—100 мин. (чаще всего наблюдаются интервалы, равные 50 мин., среднее значение равно 84 мин.), в промежутках между скачками скорость постоянна. По рис. 86 .можно убедиться, что в угловых точках кривой скорость увеличивается примерно на ту величину, которую она имела До сих пор. Петтит считал, что движение протуберанцев подчи-
|90	ГЛАВА IX ПРОТУБЕРАНЦЫ
пястся <ыюдующему (второму) закону: возросшая скорость всегда представляет собой целое кратное от прежней. Измерения Вальд-манера не подтвердили этого закона, причем Вальдмайер показал, что наблюдения, которым пользовался Иетгит, также не позволяют сделать такого вывода. Для того чтобы спасти закон Петтита, Мак Мас и Петтит [16] предположили, что скорость представляет собой кратное не от второй, а о г третьей с конца скорости. В v ком виде закон Петтита уже гораздо .менее богат содержанием, чем прежде, и подтверждается для тех немногих случаев, на которых его можно проверить. Вальдмайер [15] собрал все те случаи, в которых скорость протуберанцев менялась не только по вели-
350
300
250
5 200
150
Ю0
50
Рие. 87. Подъем протуберанца 25 августа 193Ь г.
чине, ио п по направлению (см. рис. 88, в угловой точке радиальная скорость также меняется скачком). Следовательно, второй закон, если даже он и справедлив для полных скоростей, не версп для вертикальной составляющей, которая собственной измеряется при подъеме. Следует ожидать, что кинематографическая съемка разрешит вопрос о движениях протуберанцев.
Так как скорость подъема увеличивается через правильные промежутки времени на величины, пропорциональные самой скорости, кривая подъема (рис. 86) имеет характер экспоненциальной кривой. Поэтому Вальдмайер [17] предложил составлять график зависимости логарифма высоты Л от времени /: подобные графики почти прямолинейны и характеризуются одним параметром Р=^^' Значения ускорения колеблются между0,10и0,68(Лизме-ряется в 10s км, » I в часах), среднее /> — 0,33 для полярных волокон и р = 0,38 для волокон главной зоны.
Взлеты протуберанцев происходят в областях, где не наблюдается ни фотосферных, ни хромосферных возмущений; причем
68. СТАДИИ АКТИВНОСТИ
НИ
они случаются не так уже редко, как можно было бы подумать, судя по бедности данных наблюдений *, и, невидимому, являются нормальным конном жизни волокна. На рис. 89 можно проследить важнейшие явления, сопровождающие подъем протуберанца (цифры на рисунке означают скорости в км/сек). Вершина волокна быстро поднимается вверх, концы отстают. Во время подъема от волокна отделяются куски, стекающие вдоль его концов обратно в хромосферу; этот процесс не прекращается даже и тогда, когда протуберанец находится на высоте нескольких тысяч километров. Непосредственно перед взлетом протуберанец становится ярче;
с уве (мнением высоты его яркость непрерывно ослабляется до тех пор, пока оп не станет недоступным для наблюдения. За время подъема протуберанец несколько расширяется; объем протуберанца наблюдавшегося 20 марта 1938 г. (рпс. 86), увеличился на высоте 10е км примерно в 4 раза; однако пе может быть и речи о сравнении плотности протуберанцев с плотностью окружающей короны, которая к этой высоте уменьшается в —200 раз. Вальдмайер показал,
Pttr. SS. Подъем протуберанца 15 июли 1938 г. На местах изломов скачкообразные изменения радиальной скорости.
что вероятность появления
угловой точки на кривой подъема в промежутке от Адо h + ДА не зависит от высоты Л. Но так как скорость по мере подъема увеличивается, это возможно лишь в том случае, если скачкообразное возрастание скорости происходит через непрерывно уменьшающиеся отрезки времени; мнение Вальдмайера подтвердилось на некоторых кривых, на которых, наблюдалось много угловых точек. Внезапные изменения скорости происходят в течение одной минусы во всем протуберанце или в нескольких его частях.
Так как при взлете протуберанца в хромосфере всегда появляются интенсивные центры притяжения, то, невидимому, существует тесная связь между динамикой подъема и динамикой стадии активности. Петтит называет поднимающиеся протуберанцы эруптивными, что часто приводит к недоразумениям, ибо термин «эруптивный» применяется ко многим другим явлениям на поверхности Солнца
68.	Стадии активности. Характерные течения, появляющиеся в протуберанце во время стадии активности (рис. 83), исследовали
1 Ричардсон [18] считает взлеты редкими явлениями.
192
ГЛАВА JX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
Мак Мас и Петтит [19], а также Дезо [20]. Верхняя часть рис. 90 изображает силуэт протуберанца; вещество вытекает из его кроны в горизонтальном направлении вправо, затем струи загибаются вниз и впадают в центры притяжения At, А2 и Л3. Траектории, по которым течет газ, изображены стрелками. На нижнем части рисунка даны графики движения (ординаты расстояния от центра притяжения); соответствующие друг другу траектории и графики имеют одинаковые обозначения; цифры дают скорости в к и/сек. Иногда центры притяжения бывают одповременно также и источниками движении, направленных кверху (№№ 2,5, 6). С приближением к центру’ притяжения скорость притягиваемых сгустков
vhn	13*55 -30 20	м*оо -50 ^^-30	|«*в2 so
—36	К/*07 -80 *80 'V	*20 -но х. f—*0	f 4*' V .•
Рис. К9. Польем протуберанца 17 октября 1937 г.
увеличивается, а скорость струй, выброшенных из центра притяжения, уменьшается с удалением от источника. Сгусток ? (рис. 90) делится на две части: одна из них движется обратно по направлению к протуберанцу со скоростью 14 км/сек, а другая — с той же скоростью по траектории 7 к Л2. С« увеличением скорости первоначально округлые сгустки вытягиваются по направлению движения и разделяются, причем обгоняющая часть имеет большую скорость, а отстающая — меньшую. Согласно рис. 90, скорости остаются в течение некоторых промежутков времени постоянными, затем внезапно увеличиваются, т. е. подчиняются первому закону движения поднимающихся протуберанцев. Графики движения 1 и 2, а также 4 и 5 доходят до хромосферы, так что создается впечатление, будто вытекающие струи 2 и 5 возникают за счет втекающих 1 и 4. Измерения не подтвердили второго закона Петтита, хотя он, согласно Мак Масу и Петтиту (см. выше), должен быть справедливым и для движений в активных протуберанцах. Халм [21] в результате критического сопоставления всех опубликованных измерений пришел к выводу, что для активных протуберанцев второй закон, безусловно, неверен, а возможно также и первый и что во многих случаях результаты измерений ложатся на гладкую кривую так же хорошо, как и на ломаную линию. К таким отри-
68. СТАДИЯ АКТИВНОСТИ
193
нательным результатам приводят главным образом истечения с сильно изогнутыми траекториями, ибо для них отношение длины вектора скорости к его проекции сильно меняется за время перемещения. Если же рассматривать только те движения, которые происходят в плоскости, перпендикулярной лучу зрения, то.
Минуты
Рис. !Ю Течения и акнншим протуберанце 9 февраля 1939 г. Измерения Дезо по кинематографическим снимкам Вальдмайсра.
согласно Соперу и Броди [22], оба закона выполняются. Так как истечение из активного протуберанца продолжается иногда в течение нескольких часов, можно предположить, что изменения ско-р< сти происходят всегда па одном и том же месте [23]; однако этого нет,ибо угловые точки завпептне столько от пространства, сколько от времени.
В Вальдманер при обработке снимков активного протуберанца, полученных через короткие щюмежутки времени, качество которых позволяло произвести особенно точное промеривание, обнаружил, что траектории течений не дугообразны, как кажется прп рас-сматривапип рис. 85 и как считали прежде, но составлены из отдельных прямолинейных отрезков.
Валъдмайер
194
ГЛАВА IX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
При приближении к центрам притяжения сгустки, как правило, становятся более яркими. Иногда отдельные сгустки возникают на расстоянии нескольких дуговых минут от края хромосферы, они быстро увеличивают свою яркость и движутся по направлению к центру притяжения. Они ведут себя во всех отношениях так же, как сгустки, движущиеся в активных протуберанцах; Мак Мас и Петтит [14] назвали их корональными протуберанцами, так как они кажутся спускающимися из короны. Однако автор этой книги на многих случаях выяснил, что здесь мы имеем дело с веществом, выброшенным из активных протуберанцев. То, что при этом сам протуберанец часто остается невидимым, не удивительно, ибо вытекающее из протуберанца вещество нередко впадает в центры притяжения, отстоящие от него на 60° (гелиоцентрически) и дальше
69.	Протуберанцы солнечных пятен. Обратимся теперь к протуберанцам, которые встречаются только в группах солнечных пятен. Здесь различают два типа: собствеппо протуберанцы солнечных пятен и выбросы хромосферной материи. Переходной ступенью к протуберанцам солнечных пятен являются те активные протуберанцы, для которых солнечное пятно служит центром притяжения.
Типичный протуберанец солнечных пятен изображен на рис. 91. На высоте от 1 до 2' над группой пятен появляются яркие сгустки (все на одном и том же уровне), остающиеся неподвижными. В одном случае вещество хромосферы медленно поднялось вверх и на высоте 2' собралось в несколько ярких сгустков, по обычно сгустки образуются прямо на месте, возникая как бы из ничего. Эти сгустки служат в дальнейшем резервуарами, из которых хромосферное вещество стекает в пятно по прямым или искривленным траекториям. Так как искривленные траектории часто создают впечатление замкнутых дуд’, то в течение долгого времени полагали, что в протуберанцах солнечных пятен вещество поднимается и вновь опускается по дутообразным траекториям (фоптанообраз-ные протуберанцы); однако кинематографические снимки Мак Маса, Лио и Вальдмайера показали, что движение происходит только сверху вниз. Эти движения происходите постоянными скоростями, увеличивающимися скачкообразно, т. е. подчиняются первому закону Петтита, а в 20% случаев также и второму [1С>]. Согласно неопубликованным наблюдениям автора этой книги, в спектре протуберанцев солнечных пятен проявляется типичный эффект Допплера: каждая отдельная траектория дает только отрицательные или только положительные смещения; па 8/3 высоты траектории эффект Допплера достигает наибольшего значения, в резервуаре и в месте впадения в хромосферу его вот совсем. Подобный ход изменения эффекта Допплера в соединении с возрастанием вертикальной составляющей скорости при уменьшении высоты объясняется чрезвычайно просто: вещество вытекает
Рис. 91. Протуберанец солнечных пятен (негатив) от 7 ноября 19$* Снимок Д’Лзамбужа.
70. ВЫБРОСЫ ХРОМОСФЕРНОГО ВЕЩЕСТВА	195
ltd резервуара в почти горизонтальном направлении, затем его путь быстро загибается книзу и, наконец, оно впадает почти вертикально в хромосферу-
70.	Выбросы хромосферного вещества. Такие протуберанцы мы называем также «эруптивными», ибо они тесно связаны с хромосферными эрупциями. Следовательно, эруптивные протуберанцы встречаются только над очагами пятен. Не всякая эрупцня сопровождается эруптивным протуберанцем; но последний всегда возникает вместе с эруппией; эрупции распространяются только на хромосферу, а протуберанцы, вырываясь из нее с большой скоростью (обычно радиально, но иногда наблюдаются большие отклонения от этого направления), достигают высот порядка нескольких сотеп километров. Скорость эруптивного протуберанца имеет наибольшую величину в момент вылета; она уменьшается от основания протуберанца к его вершине. Со временем скорости всех частей протуберанца уменьшаются, и в конце концов направление движения меняется на противоположное. Вещество опускается вниз по тем же траекториям, по которым оно поднималось. Вскоре после максимума эрупции стекание прекращается. Незадолго до исчезновения эрупции протуберанец достигает наибольших размеров, после этого в нем можно наблюдать только обратные движения. Особенность обратных движений заключается в том, что перед тем как достигнуть хромосферы, стекающее вещество затормаживается и накапливается на высоте 20—50 тыс. км как бы в резервуаре; оттуда оно постепенно стекает в хромосферу. На рис. 92 изображен эруптивный протуберанец, первые два кадра сняты во время подъема, последние два — во время спуска. Когда выбрасывание происходит особенно бурно, отдельные части протуберанца могут совсем покинуть Солнце х; в этот период скорость движения возрастает со временем, как при подъеме волокон (раздел 67). Однако параметр подъема р составляет в среднем 0,36 для волокон и 2,24 для эруптивных протуберанцев [17]. Для стекания справедлив первый закон движения протуберанцев; по поводу второго пока еще нельзя ничего утверждать вследствие недостаточности наблюдепип.
71.	Движения протуберанцев, наблюдающихся в поглощении [26]. Наши сведения о движениях протуберанцев подтверждаются и дополняются наблюдениями над волокнами (на спект-рогелиоскопе). Эти наблюдения особенно ценны тем, что здесь вертикальные движения измеряются не по перемещениям, а по эффекту Допплера (подтверждение больших скоростей, достигающих 700 км/сек) и что можно одновременно видеть хромосферу и фотосферу у подножия протуберанца.
1 Американские наблюдатели называют ати выбросы «surges», а их части, которые уже больше ие возвращаются на Солнце, «ejections».
ГЛАВА IX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
Па рис. 93 даны примеры наиболее важных форм движения протуберанцев. Рис. 93а показывает, как из эрупции, раеполо-жениой в непосредственной близости or пятна, вырастает эруптивный протуберанец Большие отрицательные допплеровские
3 сет. №37
Рис. 93. Дви-кепия в протуберанцах, лнблюданшиеся при по мощи спектрогелиоскопа Вальдмаиером. Ядра пятен и прогу бе ранцы зачернены. Радиальные скорости в км/сек. Стрелы ука зывают направления движений. На рис. 6 и е изображены, кроме того, факельные очаги, па рис. а—-пунктиром—зрупцш)
смещения в начале эрупции указывают на усиленное вытекание, затем появляются положительные смещения, связанные с обратным движением вещества. Здесь мы имеем дело с выбросом хромосферной материи, происходящим в связи с хромосферной эрун дней того типа, который был описай в разделе 70. На том месте, откуда вещество вытекает и куда оно втекает, ни в хромосфере, ни
72. СПЕКТР ПРОТУБЕРАНЦЕВ	J 97
в фотосфере ле заметно никаких; особенностей. Па рис. 936 мы видим большое солнечное пятно, окруженное спиральными волокнами, которые текут к пятну п оканчиваются вблизи от края пол) -тени. Это — волокна, расположенные в глубоких слоях (уровень Наа, раздет 60), которые вряд ли можно наблюдать на краю Солнца в виде протуберанцев. Рис. 93в изображает большое пятно, расположенное вблизи центра солнечного диска, и протуберанцы пятна, относящиеся к типа, представленному на рис. 91. Здесь наблюдаются только положительные скорости, уменьшающиеся сверху вниз («резервуар»), т. е. втекание в пятно, ускоряющееся по направлению книзу. Часто встречаются полные дуги с восходящим движением па одной стороне и нисходящим—на другой. На рис. 93а мы видим такие дуги в группе пятен, слева — широкую открытую, а справа — крутую замкнутую. Рис. 936 показывает волокно в стадии активности; наблюдения производились в частях линии, соответствующих разлпчныхг допплеровским смещениям. Здесь мы вновь убе'кдасмся в существовании движении, направленных впиз, к центру притяжения. На рис. 93е изображен контур активного волокна. Черным выделены области, с различными допплеровскими смещениями. В центре волокна (очевидно, корень в смысле раздела 65) вещество поднимается и па северном конце, раздваиваясь, стекает в дна центра притяжения. Часто наблюдаются двойные многократные стекания по почти параллельным траекториям (рис. 85).
При наблюдении в поглощении первый закон Петтита (а тем более и второй) не подтверждается; за немногими исключениями наблюдаются лишь непрерывно изменяющиеся скорости. Это отчасти подтверждается большой шириной линии На; противоречие необходимо выяснить при помощи более тщательных наблюдений.
Наблюдения протуберанцев на диске принесли разочарование лишь в одном отношении: ожидали, что при помощи этих наблюдений можно будет выяснить, какие именно процессы, происходящие в основании протуберанцев, являются причиной их движения Но оказалось, что под протуберанцами как фотосфера, так и хромосфера имеют свой обычный вид. Центры притяжения появляются главным образам в зоне пятен [27], реже в более высоких широтах, часто они располагаются на краю полутени. Они обладают большими радиусами действия; наблюдались протуберанцы, стекавшие в центры притяжения, отстоявшие от них более чем на 300000x31 [28], однако следует заметить, что другие протуберанцы, расстояния которых до соответствующего центра притяжения не превышали указанного, не подвергались его влиянию.
72.	Спектр протуберанцев. Обычно в протуберанцах наблюдаются только линии Бальмера, линии Call. Н и К, а также линия Не 5876 А- У очень ярких протуберанцев во время затмения и при искусственном затемнении Солнца спектр оказывается
198	ГЛАВА IX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
Таблица 50
ИНТЕНСИВНЫЕ ЛИНИИ В СПЕКТРАХ ПРОТУБЕРАНЦЕВ
X	Этемсит	»	Элемент	A	Элемент
8807	Mg	4572,00	Ti+	3761,33	тн-
8002,17	Cu+	4563.76	Ti+	3759,33	гн-
8542,13	Са+	4549,63	Ti+, Fe+	3685.25	Ti+
8498,06	Са+	4534,03	Ti+, Fe+	3482,95	Mu+
7065,18	Не	4471,54	He	3474,11	Mn+
6678,15	Не	4443,85	Ti^	3441,97	Mn+
5895,99	Na	4395,13	Ti+, V	3441.01	Fe
5889,98	Na	4383.54	Fe	3440.62	Fe
5875,64	Не	4226,74	Ca	3422,71	Crh Fe
5183,58		4215,70	Si4	3421,25	Ci+
5172.65	м»	4077,83	Si+	3394,56	Ti+, Fe
5168,99	Fe+, Fe	4026,28	He	3383,84	Ti+
5167,35	Mg	3968,70	Ca+	3372 84	Ti+
5018,44	Fe+	3933,90	Ca+	3361,24	Ti+, Sc+
5015.68	He	3859,87	Fe	3349,41	Ti+
4713,15	He	3838.30	Mg	3349,00	Ti+
4685,63	He+	3819,63	He	3341 88	Ti+, Fe
4583,86	Fe+	3761,88	Ti+	3322,91	Ti+
гораздо богаче [29]. В табл. 50 мы приводим синеок наиболее важных линий, встречающихся в спектрах протуберанцев. В список не включены 40 наблюдающихся в спектрах протуберанцев линии Ба (ьмера и 26 линий Пашен а от Р6 Х10938 А до 1’31 Х8281 А. Качественно спектр протуберанцев не отличается от спектра хромосферы. Чем ярче протуберанец, тем больше слабых линии наблюдается в его спектре. Однако в количественном отношении спектры протуберанцев сильно отличаются от спектра хромосферы, а также различаются между собой; например, в хромосфере линия Fe* Х5018 А гораздо сильнее, чем соседняя линия Не 7.5017 А, а в протуберанцах — наоборот [30]. Очень желательно произвести измерения на соответственно выбранных линиях спектра протуберанцев для выяснения условий возбуждения. Перепелкин [31] измерял отношение интенсивностей линий Не и /7; он обнаружил, что в момент максимума оно больше, чем в минимуме. .Здесь мы, повидимому, имеем дело с воздействием самообращения, которое очень велико у линии И и мало у Не. Поэтому с увеличением яркости интенсивность 11г возрастает быстрее, чем интенсивность Н, а поскольку' в максимуме протуберанцы ярче, чем в минимуме, то ход изменения отношения интенсивностей Нг/2/ в течение 11-летнего цикла должен быть именно таким, как наблюдал Перепелкин.
Снимки с объективной призмой [32] показывают, что щютубс-раппы имеют во всех линиях одну и ту же форму, т. е. все их части обладают одинаковым хпмп юским составом. Характерны рачли-
72. СПЕКТР ПРОТУБЕРАНЦЕВ
199
чин между снимками протуберанцев в свете Л', На и 7)3, В свете Л' протуберанец кажется наиболее плотным, в На он более разрежен, а в Ь3 мы видим лишь его общие контуры. Так как самообращение в трех указанных линиях убывает от К к На и от На к Г)3, то объяснить эти наблюдения не трудно, ибо в К мы видим самые внешние слои Солнца, в Па — также и более глубокие, а в D3протуберанец оказывается уже почти прозрачным. Спектрофотометрические измерения Мпппаэрта и Сноба [33] показали, что в На действительно наблюдается умеренное самообращение, в то время как линия f)9 практически лишена самообращения. Интенсивность На при небольших толщах слоя пропорциональна интенсивности D3, при больших же толщах первая растет медленнее, чем вторая Остальные члены серии Бальмера практически свободны от само обращения; наблюдения Шварцшильда [34] свидетельствуют о том, что отношения интенсивностей Hp:Hy:HS... не зависят от яркости протуберанца. Дэвидсон, Миннаэрт.Орпстейн и Стрэттон [35] показали, что слабые металлические линии лишены самообра-щепия: измеренные отношения интенсивностей в мультиплетах согласуются с теоретическими значениями. Наконец, из измерений Шварцшильда (см. выше) следует, что в то время как интенсивность липни Нр увеличивается в 18 раз, интенсивность линии К возрастает вдвое, т. е. последняя должна обладать сильным самообра-щением. Все сказанное выше относится к нормальным протуберанцам; в спектрах очень ярких протуберанцев (эрупции на краю Солнца) автор этой книги наблюдал самообращение в линиях Нр и D3.
Так как в очень быстро движущихся протуберанцах пе обнаруживается никакого разделения элементов, атомы всех элементов должны двигаться с одинаковыми макроскопическими скоростями. Поэтому' наблюдения Перепелкина [36], который якобы находил для линий Н и К систематически бблыпие радиальные скорости, чем для соседней линии Не, нельзя считать реальными, они обусловливаются скорее различиями в самообращении или рассеянным светом фотосферы (Пе лежит в крыле линии Н).
Вулли и Ньютон [37] промерили контуры линии Па для нормальных протуберанцев (край Солнца) и волокон (центр диска); эти контуры изображены на рис. 74. Неожиданным оказалось то, что центральная интенсивность на краю (0,12) гораздо больше, чем в центре Солнца (0,02). Это создает впечатление, будто протуберанец монохроматически непрозрачен и светит подобно земным облакам отраженным светом. По от земных облаков отражается все падающее па них излучение, а от протуберанцев — монохроматический свет (рассеяние). Различие в яркости при наблюдении в центре Солнца и на его краю создает трудности при сопоставлении явлений, наблюдающихся в поглощении и излучении. Например, в стадии активности центральная интенсивность па краю Солнца увеличивается, а надиске — уменьшается; наоборот, резервуары протуберанцев пятен (рис. 91), которые на краю очень
200
ГЛАВА IX ПРОТУБЕРАНЦЫ
ярки, на диске еле отличаются от певозму щепной хромосферы и т. д. Только будущие фотометрические исследования смогут внести ясность в ату проблему.
Лио [38] обнаружил, что свет протуберанцев в линии На поляризовал на 8—12°/00; по направление поляризации нс перпенди кулярно к краю Солнца, а наклонено в северном полушарии к северу, а в южном — к югу (до 30°). В липин />3 это явление выражено еще заметнее: наклонения достигают 40°, а степень поляризации 9—15°/00. Еще в 1929 г. Эман [39] указывал, что если свечение протуберанцев есть флуоресценция, то линии Бальмера должны быть сильно поляризованы. Непонятно, почему наклонена плоскость поляризации; возможно, чтоэто связано с магнитным нолем Солнца.
На границе серии Бальмера у А3647 А начинается континуум, интенсивность которого с уменьшением частоты должна, согласно теории, спадать по экспоненте; измерения подтвердили это обстоятельство [40]. Более интересен другом непрерывный спектр протуберанцев, имеющий то же распределение энергии, что и спектр всего Солнца. Он имеется у всех протуберанцев, но наблюдается главным образом у ярких. После поправки за рассеянный свет этот континуум оказывается поляризованным на 15% перпендикулярно к краю Солнца. Очевидно, что второй непрерывный спектр протуберанцев возникает благодаря рассеянию на свобод них электронах. Сделав некоторые предположения, Баумбах [41] вычислил степень поляризации рассеянного света, оказавшуюся равной 16—24%.
Отклонения от термодинамического равновесия, которые намечались в фотосфере и стали заметными в хромосфере, в спектре протуберанцев выражены очень сильно. Для небольших энергий  возбуждения «4 eV) эти отклонения незначительны, но с увеличением энергий возбуждения возрастают невероятно. Линии нейтрального гелия имеют энергии возбуждения порядка 20 eV; для линии Hell 7.4686 А нужно уже 72,5 eV. Отсюда, согласно (5.20), следует, что отношение числа ионизированных атомов к числу нейтральных
Н^. =зе 52,5/АТ.	(9.3)
где Т — поверхностная температура [42] Солнца. Однако, наблюдения дают
Hg И. = й-16.4 / АТ	(9. \ \
Не! е •	'
Следовательно, степень ионизации в (?^кТ раз больше, чем требует теория, так как кТ для поверхностной температуры Солнца равна 0,43 eV, то степень ионизации превышает равновесную в Ю3® раз. Формально мы можем удовлетворить наблюдениям, подставив в (9.3) соответственно более высокую температуру, причем для потенциала возбуждения у = 50 eV Т = 15,700°, для 40 eV
73. ТЕОРИИ ПРОТУБЕРАНЦЕВ
201
Т = 14,400°, для z= 30 eV Т = 12(500\ для Z= 20eV Т= 10 ИЮ , для х = 10 е\ Т — 8400°, а для х<5 eV Т = 5000' (термодинамическое равновесие). Хотя отношение количества высоковозбужденных атомов к количеству атомов в основном состоянии показывает сильные отклонения от термодинамического равновесия, все же можно рассматривать переходы между близкими соседними уровнями энергии также, каки в состоянии равновесия.
Плотность протуберанцев достигает 2-10"14 efcM3, электронная плотность jVe~l0to электронов в см3, что соответствует электронному давлению 7• 10-3 бар. Протубсранцы состоят препму щественно иа водорода, вторым но встречаемости является гелий, которого примерно в 30 раз меньше, чем водорода.
73.	Теории протуберанцев. Стационарные протуберанцы и первый закон движения (постоянная скорость) показывают, что в протуберанцах сила тяжести почти полностью компенсируется какой-то противоположно направленной сплои. Поскольку природа этой силы неизвестна, представляется целесообразным создание нескольких теорий, которые объясняли бы отдельные формы и движения протуберанцев. Все сколько-нибудь серьезные современные теории считают, что сила, противодействующая тяготению, связана с лучевым давлением. Но поскольку последнее действует селективно, т. е. по-разному па каждый атом, то следовало бы ожидать разделения элементов. Наблюдения (раздел 72) показывают, что такого разделения нет, а Мак Кри [43] доказал теоретически, что в протуберанцах обмен импульсами между отдельными атомами происходит настолько быстро и плотности столь велики, что никакого разделения элементов произойти не может; более того, движение регулируется при помощи лучевого дарения, оказываемого на преобладающий элемент (водород), остальные же элементы захватываются водородом при его движении. Все теории [44], считавшие силой, противодейству ющеп тяготению, лучевое давление на атомы Са*, оказались несостоятельными (раздел 56). Предположим, что Солнце - абсолютно черное тело с температурой Т, тогда отношение р. силы лучевого давления к силе тяготения для атома, поглощающего энергию в длине волны X:
где М масса атома, а m масса электрона. Линин серии Лаймана и лаймановскнй континуум, которые являются решающими в вопросе о лучевом давлении па водород, лежат примерно около 900А. Подставив эту величину в (9.5), получим для показательной функции в (9.5)~3-10"и, а для стоящего впереди коэфициента ~2-107, следовательно, 6-10-7, т. с. лучевое давление исчезаю ще мало. Энергия возбуждения в лаймаповскоп области составляет примерно 15 eV, т. е. согласно рассуждениям раздела 72
202	ГЛАВА IX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
мы должны формально считать температуру Т равной —9500°, что примерно вдвое превышает поверхностною температуру Солнца. Это уменьшает экспоненту в (9.5) до 10 1 и дает для р. величину порядка единицы. Для стационарных протуберанцев р должно быть очень близко к единице; это значение может у становиться слу чайно. Допустим, что в некоторый момент р — 1, затем излучение в неймановской области увеличивается, т. е. сила лучевого давления становится больше силы тяготения, и протуберанец начинает подниматься. При подъеме с уменьшением давления возрастает ионизация. Но ионы уже не поглощают и, следовательно, пе испытывают лучевого давления, водород должен нести их, благодаря чему р вновь уменьшается до единицы. Этот «механизм балансирования» предложил Унзольд [45]. Однако его теория педает никакого объяснения законам движения протуберанцев. Допущение, что интенсивность излучения в лапмаповской области должна быть почти в миллион раз больше, чем это следует по формуле Планка для Т = 51'10°, не столь уж фантастично, как может показаться с первого взгляда. Вообще, предположение о наличии избытка в ультрафиолетовом излучении пришлось ввести уже давно для того, чтобы объяснить ионизапию в земной атмосфере [46]. Причина, вызывающая это дополнительное ультрафиолетовое излучение, совершенно неизвестна, возможно, что она связана с аномальным температурным градиентом в областях, занятых факелами (разделы 50, 58).
Динамические процессы, происходящие во внешних оболочках Солнца, особенно наглядно проявляются в протуберанцах, связанных с эрупцпями (рис. 92 и 93а). Так как в эрупциях линия На наблюдается в эмиссии, можно с уверенностью сказать, что резонансная линия La (1215 А) должна быть очень широкой и яркой. По поскольку излучение в этой линии исключительно сильно поглощается хромосферным водородом, последний должен испытывать очень большое лучевое давление, что и вызывает взлет вещества, расположенного над эрупцпей. Вначале подъем происходит ускоренно, но с увеличением скорости поглощение передвигается в коротковолновое крыло эмиссионной линии La, в результате чего ускорение уменьшается и, в конце концов, устанавливается постоянная скорость *у*:
v = с ,	(9.6)
где Да - полу ширина линии La. Через некоторое время эрупция ослабевает, т. о, как интенсивность, так и ширппа линии La уменьшаются, ас ними п скорость, которая к моменту исчезновения эруп-пии оказывается равной нулю (интенсивность линии 1а предполагается изменяющейся так медленно, что между тяготением и лучевым давлением все время поддерживается динамическое равновесие). Начиная с этого момента, на протуберанец действуют лишь
73. ТЕОРИИ ПРОТУБЕРАНЦЕВ
203
обычное лучевое давление и гравитация, и он начинает опускаты я обратно в хромосферу со все возрастающей скоростью. Качественный расчет этого механизма позволяет вычислить по времени г, необходимому для достижения предельной скорости -у*, интенсивность и по «у*—ширину линии La. Для объяснения скачкообразного увеличения скорости Киппенхспер [47] дополнил указанный механизм предположением, что эрупция складывается из много-
численных, следующих друг за другом вспышек, каждая из которых дает протуберанцу дополнительный импульс. Но так как
эрупция имеет продолжительность жизни, равную .> мин. или больше, а перенос импульса происходит в пределах одной .минуты, пришлось, кроме этого, допустить, что вначале эруинин обладают большой скоростью, направленной кверху, которая, однако, быстро спадает до нуля. В таком
случае эрупция может пере- / давать протуберанцу свой импульс лишь в течение того I непродолжительного времени, когда разпость скоростей В протуберанца и арупцип равна пулю. Однако это допол-I нителыюо допущение проти-
воречит наблюдениям.
[ Другое, г Нашей точки Рис. 94. Контуры линии Ха в врунциях зрения также не оправдываемое наблюдениями предполо-
жение ввел Джиовавеллп [48]. Он считает, что отдельные части эрупцип дают вследствие различия в интенсивностях неодинаковые контуры линии La. Ila рис. 94 изображены I схематические контуры La. для эрупцип с большой, средней и малой интенсивностями, а также их результирующая {La показывает очень сильное самообращепие). На чертеже нанесена горизонтальная прямая р= 1. Стабильные движения будут происходить лишь в точках пересечения прямой р. = 1 с результирующим контуром, Iстабильное движение кверху - в точках A. L, G и стабильное движение вниз — в С и F. Точка Р будет увеличивать свою скорость до тех пор, пока опа не достигнет Е, В будет замедляться, пока не достигнет скорости, соответствующей точке .4. Скачкообразное изменение скорости от Д до Ё может наступить в том случае, если интенсивность линии III вырастает настолько сильно, что В будет лежать над прямой р 1 и т. д.
Предположение Джпованеллп кажется слишком надуманным, ибо в эрупцип мы имеем дело не с дискретными, но с непрерывно меняющимися контурами La. Кроме того, за время существования эрупцип точки пересечения будут непрерывно передвигаться ®доль оси X, так что первый закон остается необъяепенны.м.
До сих пор мы пытались объяснить движения протуберанцев только при помощи лучевого давления и гравитации. Кмппснхей-
204	ГЛАВА LX. ПРОТУБЕРАНЦЫ
ер [47J привлек сюда внутреннее трепне и магнитные силы. Еще в разделе 69 мы указываем па то, что протуберанцы, возникающие над группой ничей, существенным образом отличаются от протуберанцев, несвязанных с пятнами. Возникает естественная мысль, что это различие обусловливается наличием сильных магнитных нолей в окрестности пятна. Когда напряженность магнитного поля пятна Н меняется, «пробное тело», состоящее из вещества протуберанца, приобретает индуцированный магнитный момент
(9.7)
где а — электрическая проводимость, аг — радиус пробного тела (предположение: небольшая скорость протуберанца). Следовательно, вектор М параллелен или аитппараллелен вектору Н в зависимости от того, увеличивается II или уменьшается, и соответственно сила, которая действует в поле II на М, направлена от пятна, если Н увеличивается (возникающее пятно), и к пятну, если Н уменьшается (исчезающее пятно). Однако еще не вполне ясно, каким образом можно связать эту теорию с наблюдениями; мы встречаемся в подавляющем большинстве случаев со втеканием в пятна, а наблюдающиеся иногда вытекания (рис. 93а) располагаются вне пятен.
Когда смотришь иа движения протуберанцев, снятые на кипо-пленку (рис. 85 п 92 — отдельные кадры из фильма о протуберанцах), создается впечатление, будто они представляют собой гидродинамический процесс. Характерной чертой течений, происходящих в протуберанцах, являются траектории в виде отдельных липин (рис. 85). Это явление объяснил и пытался проверить экспериментально Цанстра [49]. Пусть имеем идеальную жидкость, текущую между двумя параллельными пластинами, отстоящими друг от друга на расстоянии Л. Течение исходит из одной точки по радиальным направлениям. Скорость течения обозначим через V, расстояние до источника течения — через г, отдачу источника -через Q; тогда
(9.8)
(9.9)
(9.Ю)
теперь
В сочетании с уравнением Бернулли это даст:
р -;	р г-2 = const, £ (р + Ц- pv*) = О
где р—гидродинамическое давление а р — плотность.
dp _'рЛ* dr ~~ I» *
Здесь удобно ввести полярные координаты г, &. Внесем
в наш поток возмущение, увеличив в небольшом секторе Дб- ве ш-чину к па 8к, таким образом, чтобы на границах сектора Д& при-
73 ТЕОРИИ ПРОТУВЕРЧНЦЕВ 205
ращение 8к обращалось в нуль; это не нарушит неразрывности. После возмещения скорость будет равна:
В декартовых координатах основное уравнение гц (родвнамнки дчя координаты х имеет вид:
(9.13)
(9.14)
Направим ось х по радиусу г. тогда vx — V. г>и—0. и мн подучим из (9.12):
>К> _	I ар UV
dt	р dr	dr
Подставив сюда (9.10) и (9.11), будем иметь:
~ = 2 — = 2 ~ Ъи.
Так как к положительно, 8vи	имеют одинаковые знаки; это
означает, что небольшое течение дотаю увеличиваться: течение нестабильно. Таким образом, следует ожидать, что при условиях нашего опыта внутри сектора ДО будет происходить вытекаиие с большой скоростью; оно действительно наступает, если выбросить из пульверизатора узкий радиальный луч жидкости. Вернемся теперь к протуберанцам. Представим себе, что все пространство по правую сторону от протуберанца, изображенного на рис. 85, заполнено веществом, стекающим вправо и вниз в хромосферу. Это течение должно быть нестабильным; если где-либо произойдет случайное увеличение скорости, там возникает луч, обладающий большой скоростью. В результате этой большой скорости происходит возбуждение вследствие столкновений, луч начинает светиться и становится видимым.
Глава десятая
КОРОН V
14. Форма вороны и ее изменения в течение 11-летнего цикла. Корона — самая внешняя часть атмосферы Солнца; она простирается па расстояния, равные нескольким солнечным радиусам. В причудливых формах короны мы вновь узнаем «патологические» хромосферные явления, увеличенные до грандиозных разме|юв. Снимки, полученные во время затмения (рис. 95), показывают, что корона имеет лучистую структуру; форма ее заметно меняется от затмения к затмению. Раньяр (1881 г.) и Гапский (1887 г.) заметили, что форма короны зависит от фазы в 11-летнем цикле. В момент максимума корона имеет округлые очертания, ее лучи располагаются вокруг всего диска Солнца. На рис. 95 мы видим характерную корону эпохи максимума. Во время минимума коро-нальные лучи ограничиваются шпротами <60° и направлены не по радиусам, во почти параллельно экватору; в полярных областях наблюдаются короткие лучи (рис. 96) 1>. Локайер [1], па основании многочисленных данных наблюдения подтвердил зависимость формы короны от фазы цикла и обнаружил, что корона особенно тесно связана с протуберанцами; последние в эпоху максимума также встречаются почти по всему диску Солнца, а во время минимума ограничиваются широтами <60° (рис. 81). Для того чтобы охарактеризовать изменения формы короны с количественной стороны, Бергстрапд (2] пытался разделить коропалгные лучи, подобно протуберанцам, на полярные и низкоширогные, что невозможно сделать без некоторых предположений; Людендорф [31, не делая никаких специальных допущений, предложил характеризовать корону эллиптичностью е ее изофот
14-11+VIII 1 е~ ivj-v+VI
(ЮЛ)
Здесь V — полярный диаметр корональноп изофоты, IV и М — диаметры, наклоненные к полярному' на 22,5°; I — экваториальный диаметр изофоты, II и VIII — диаметры, наклоненные на 22,5° к экваториальному. Диаметр изофот измеряется в единицах, равных диаметру лунного диска в момент затмении. На одном
*) Американские наблюдатели считают, что во время затмения 1937 г. они открыли новую форму короны, названную ими «globular Corona». Однако, как пе трудно убедиться по снимкам, сделанным во время этого затмения [Л. J., 87 (1938), 74], корона 1937 г. представляла собой характерную корону эпохи максимума.
74. ФОРМА КОРОНЫ И ЕЕ ИЗМЕНЕНИЯ
207
и том же изображении короны величина е зависит от расстояния изофоты до края Солнца:
е = Й0 + 6„(Я—I).	(10.2)
где
/? = _*_(1 + Ц_|_ VIII)	(10.3)
и «и, Ьо — положительные постоянные, которые для каждой формы короны имеют различные значения. Согласно (10.2), степень сжатия зависит от расстояния Л; формула (10.2) пригодна только до R — 2, для больших R степень сжатия вновь уменьшается. На расстоянии, равном лунному радиусу, от края Лупы степень сжатия равна а0-|- Ьо или, отнесенная к радиусу Солнца а + Ь; эти величины, вычисленные для различных затмении, приведены в табл. 51. Если Л/х— момент прошедшего максимума активности, а Afs— момепт следующего, т — момент минимума, расположенного между Л/j и Л/2, то фаза <р в момент Т, если Мг<.Т<тг равна
т — М! ’
и если т<^Т<Z V2, то
Т— т
9 Mt — т "
(10.4)
(10.5)
1 а б л и ц а 51
СТЕПЕНЬ СЖАТИИ КОРОПЫ ПРИ РАЗЛИЧНЫХ ЗАТМЕНИЯХ
Год	aft	<р	1ОД	а+ь	V
1918	0,2-3	—0,87	1!Ю1	0,25	-0,04
1929	0,12	—0,83	1923	0,22	+0,02
1908	0,08	—0,78	1914	0,19	+0,25
1896	0,24	-0,67	1925	0,13	+0,31
1930	0,27	—0.57	1926	0,07	+0,50
1898	0,18	—0,47	1927	0,04	+0,81
1932	0,20	—0,24	1893	0,00	+0,82
1900	0,30	—0,17	1905	0,01	+0,85
1922	0,26	-0,15			
Из табл. 51 видно, что если не принимать во внимание, очень неправильную корону 1918 г., то ветчина а -f- Ь увеличивается от ф = — 1 до 0и уменьшается от<р = Одо 1. Наибольшее значение в Н~ b (~0,26) достигается за 1—2 года до минимума, а наименьшее значение (~0) за 1—2 года до максимума. Полярные протуберанцы (раздел 64) (4] точно так же опережают максимумы нят-иообразовательной деятельности. Поскольку изменения формы изофот происходят главным образом вследствие появления коро-
208
ГЛАВА X. КОРОНА
нальных лучей в высоких шпротах, они оказываются статистически тесно связанными с полярными протуберанцами. Людепдорф, исследовавший связь между формой короны и различными солнечными явлениями, обнаружил, что зависимость формы короны пятна наилучшим образом проявляется в корреляции формы короны с относительными числами пятен, имевшими место за три месяца до затмения; кроме того, форма короны тесно связана с протуберапцеобразоватсльноп деятельностью за период, на месяц предшествующий затмению. Однако неясно, меняется ли форма короны быстро, как пятна и протуберанцы, или же она испытывает изменения, связанные с фазой в 'll-летием цикле, ибо опа показывает почти одинаковую корреляцию как со средними годовыми, так и со средними месячными числами встречаемости протуберанцев. Бернхеймер [5] считает, что детали структуры короны могут быть непосредственно связаны с другими солнечными явлениями, но форма короны, как целое, обусловливается только фазой 11-летнсго цикла и не должна реагировать на короткоперноди-ческие вариации пятнообразовательной и протуберанцеобразова-телыюй деятельности. Наблюдения над короной вне затмений вскоре внесут ясность в этот вопрос.
Корона построена из дуг и лучей. Дуги, часто многочисленные (концентрические), появляются чаще всего над протуберанцами и, невидимому, удаляются от Солнца со скоростями, достигающими нескольких км/сск [6]. Основной частью коропальпой дуги является не светящаяся оболочка, а темная область, окружающая протуберанец. Если предположить, что такие области возникают вследствие усиленного поглощения, мы придем к невероятно высоким плотностям. Остается допустить, что в непосредственном соседстве с протуберанцами сильно уменьшается электронная плотность.
Лучи встречаются трех типов: короткие полярные лучи (рис. 96). длинные главные лучи (рис. 95), очень широкие у основания и суживающиеся к концу, которые часто бывают связапы с протуберанцами, и, наконец, длинные топкие лучи, сохраняющие по всей своей длине одинаковое сечение х. Во время максимума эти лучи часто расширяются в полосы. Вследствие недостаточной контрастности детали короны плохо видны на фотографиях; с ними можно познакомиться по многочисленным рисункам короны, выполненным с фотографий [8].
75. Распределение яркостей и плотностей в короне. Яркость короны определялась почти при всех затмениях в спектрально пераз.юясепном свете визуально, фотографически, болометрически и фотоэлектрически. Измерения подлежат исправлению за рассеянный свет атмосферы и за ту долю света короны, которая экрани-
1 Согласно Кэмпбеллу, Муру и Бэкеру [7] ось симметрии полярных лучей совпадает с осью вращения, а пе с магнитной осью.
75. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЯРКОСТЕЙ И ПЛОТНОСТЕЙ В KOPUIIE
209
руется луной. Лучшие результаты получаются при определении поверхностной яркости на отдельных участках короны и последующем суммировании. В табл. 52 сопоставлены результаты наиболее интересных измерений [9]. Различные измерения, выполненные во время одного и того же затмения, иногда сильно отличаются друг от друга; однако все же можно заключить, что в течение ll-летнего никла полная яркость короны меняется мало [10] или совсем не меняется. Полная яркость короны равняется в среднем 0,5 яркости полной луны пли I-10"* яркости Солнца.
Таблица 52
ПОЛНАЯ ЯРКОСТЬ КОРОНЫ. (3\ ЕДИНИЦУ ПРИНЯТА ПОЛНАЯ ЯРКОСТЬ ЛУНЫ)
Тод 8UTMCUIIH	Ваб.’ио датель	Способ	Яркость
190.	Фабри	Визуально .	...	0,55
	Кпопф	ft	-	0,62
	Шварцшильд	Фотографически .	. .	0,17
	Графф	» • . . •	0.26
1908	Хббот	Болометрически . . . .	0,40
19IS	Кунц и Сгебинг	Фотоэлектрически . . .	0,50
192L	Бриггс		0,33
	Росс	Фотографически .	. .	0,60
	Росс	। Визуально ...	...	0,77
1925	Кунц и Стеббинс	Фотоэлектрически . . .	0,43
	Кинг	Фотовизуально		0,40
	Паркхурст	Визуально ......	0,27
	Петтит и Никольсон	1 Болометрически ....	0,47
1926	Стетсоп, Кобленц и др ।	Фотовизуалыю ...	0,52
1936	Шаронов	Визуально		0,50
	। 'митинская	Фотографически ....	0,40
	II иконок	। Фотоэлектрически . . .	0,60
	Ригшш	Полное излучение . . .	0,62
193.	Рихтмср и Стеббинс	Фотографически	. .	0,50
	Стеббинс и У ай (форд	Фотоэлектрически . . .	0,47
Во время затмения измеряют также, как правило, спадание яркости короны в радиальном направлении [11]. Баумбах [12] подверг критической обработке все имеющиеся результаты; полученный им средний ход спадания яркости в короне представлен и табл. 53, Там г означает расстояние до центра Солнца (выраженное в солнечных радиусах), h —расстояние до края Солнца, выраженное в минутах, 1 — яркость в миллионных долях яркости центра Солнца. Спадание яркости измерялось сколько-нибудь удовлетворительно только до h = 20'; при больших расстояниях “т края результаты измерений слишком сильно отличаются .друг Ст ДРуга. Так как области, яркости которых разнятся на восемь звездных величин (различие между внешней и внутренней коронами), нельзя промерить на одном и том же снимке с одинаковой
ВальлмаПер
210
ГЛАВА X. КОРОНА
степенью точности, при будущих измерениях следует ослаблять внутреннюю корону, тогда мы будем иметь дело только с небольшими различиями в яркостях. Делались многочисленные попытки выразить спадание интенсивности через отрицательную степень расстояния. Однако все предлагавшиеся законы (см. у Клюбера ]. с.) были просто интерполяционными формулами. Согласно Баумбаху, здесь нельзя обойтись одночленной формулой; на основании табл. 53 закон спадания интенсивности можно представить в виде:
ч 0,0532 . 1 425	2,565	._ _
1	+ ~УГ + “77* ’	(1°Л>)
где /(?•) — полное излучение вдоль луча зрения, проходящего на расстоянии г от края Солнца; важнее зпать количество энергии, излучаемое 1 см3 на расстоянии г [отдачу F(r)]. Для перехода от /(г) к F(r) напишем для F(r) такой жестепенной ряд, как в (10.6); тогда каждому члену	разложения /(г)будет соответствовать член
в разложении F(r). Из (10.6), согласно Бау мбаху, следует: г, .	0,0304 , 1,452 , 4,157
В (10.6) и (10.7) первый член относится к самой внешней, третий— к самой внутренней частям короны. Хотя па фотографиях (рис.95) корона кажется неодинаково развитой по различным направлениям, се изофоты очень близки к окружностям и имеют лишь небольшие выступы на главных лучах. Клюбер [14] исследовал на двух снимках, полученных во время затмения 1929 г. зависимость скорости спадания интенсивности от позиционного угла. Пользуясь формулой I = Clhn, он получил для п значения, колебавшиеся между 1,9 и 2,9; однако эти вариации обусловливались специфическим положением корональных лучей в день затмения, и было бы ошибкой заключить отсюда, что у экватора яркость спадает, как правило, быстрее, чем па полюсах. Эти вариации можно скорее об ь-яснить тем, что па корональных лучах п больше, чем между лучами. Зависимости скорости спадания яркости от формы короны, т. е. от фазы в 11-летнем цикле, установить пока не удалось.
В дальнейшем мы убедимся (раздел 77), что в спектре короны наблюдается то же распределение энергии, что и в солнечном спектре. Благодаря малой плотности короны поглощение и, следовательно, тепловое излучение [15] не играют в ней никакой роли: корона излучает солнечный свет, рассеянный ее частицами (электроны, иопы, атомы). Однако рассеяние па тяжелых частицах в 103 раз меньше, чем рассеяние на электронах, и поэтому мы можем им пренебречь. Кроме того, коэфициепт рассеяния на тяжелых частицах пропорционален X-1, в то время как процесс рассеяния в короне, согласно наблюдениям, не зависит от длины волны. Шварцшильд предположил [13], что свечение короны происходит
Рис. 9п. Солнечная корона во время затмения 19 нюня 1930 г. Снимок Mnxaii юва. N внизу, Е слева.
Рис. 96. Структура короны в окрестности северного полюса Солнца во время затмения 28 мая 1900 г. Снимок получен экспедицией Смитсопшнскон обсерватории в Уатесборо (Сев. Каролина).
76. ПОЛЯРИЗАЦИЯ КОРОНЫ
211
благодаря рассеянию фотосферного света ва свободных электронах. Коэфициент рассеяния па свободных электронах не зависит от длины волны и равен <т = 0,66-10"^4. Следовательно, отдача
F(r) = иА (г) $	= <тА (И / (г).	(W.8)
где N — электронная плотность, i — яркость солнечного диска (видимая с расстояния г) и J(r) функция освещенности. Баум-бах (см. выше) вычислил J(r) в предположении, что i уменьшается по направлению к краю Солнца; no F(r) и J(r) можно вычислить электронную плотность А(г); результаты приведены в табл. 53. Электронн ая плотность в самой внутренней части коровы (—109слГ3) близка к плотности внешних слоев хромосферы (<—10й см"3). Допустив, что на каждый электрон приходится один ион и что средний молекулярный вес р. = 2, получим, что плотность короны у края Солнца составит 10-1В г/см3.
76.	Поляризация короны. С тех пор, как Секки в 1860 г. обнаружил, что свет коровы частично линейно поляризован (электрический вектор поляризованного света направлен по касательной к краю Солнца), измерения поляризации короны [16] производились при каждом затмении. Если рассеяние происходит на свободных электронах, должна наблюдаться именно такая поляриза-ция. Так как степень поляризации р= Ji + lT (It — интенсивность тангенциальной, 1Г— радиальный компонент электрического вектора) можно вычислить точно, то измерения поляризации представляют собой лучший способ проверки электронной теории короны. При рассеянии на 90° рассеянный свет подвергается полной линейной поляризации. Поэтому па больших расстояниях степень поляризации выше, чем на малых, где рассеяние происходит под самыми различными углами. По той же причине для больших потемнений к краю (коротковолновой свет) степень поляризации должна быть выше. Исходя пз электронных плотностей, приведенных в табл. 53, Баумбах [17] вычислил степень поляризации короны (для длин волн Х4330 А и Х5700А получилось практически одно и то же). Результаты вычислений и наблюдений сопоставлены на рис. 97. Мы убеждаемся, что отдельные ряды наблюдений сильно отклоняются друг от друга. Вблизи от края Солнца наблюдения показывают следующее из теории сильное увеличение степени полярпзации. Вообще (особенно на больших Расстояниях) наблюдаемая степень поляризации меньше теоретической; этого и следует ожидать, так как на свет короны налагается деполяризованный свет неба. Сделав соответствующие предположения для учета этого наложения, Баумбах вновь подсчитал степень поляризации (рис. 97); полученные величины
212
ГЛАВА X. КОРОНА
оказались ближе к наблюдаемым, нежели вычисленные без учета рассеянного света. То обстоятельство, что свет, рассеиваемый в атмосфере и в приборах, понижает степень поляризации, следует также и из того, что измерения па наиболее сложных приборах дают самые малые степени поляризаций и что, согласно Фесенкову, поляризация на экваторе выше, нежели на полюсе (рис. 97); соответственно корона в эпоху минимума в 1914 г. была у экватор^ гораздо ярче, чем у полюса. Кон полагал, что он нашел зависимость поляризации от длины волны, однако этот факт еще не подтвердился. Согласно Дюфаю и Груне [18] р не зависит от X. Однако
Дюфаи
Рис. 97. Поляризация солнечной короны. По Баумбаху. Ординаты, степень поляризации. Абсциссы: внизу — расстояние до края Солнца в дуговых минутах, наверху — расстояние до центра Солнца, выраженное в солнечных радиусах.
короны,
пычнеленная поляризация для света короны, смешанного с рпсеянным светом.
следует отметить, что незначительные различия могут произойти вследствие наложения на свет короны рассеянного света неба, зависящего от X. Поэтому было бы очень интересно учесть все указанные выше обстоятельства при наблюдениях во время’будущих затмепий. Здесь следует указать, что уменьшение степени поляризации на больших расстояниях можно объяснить иначе (раздел 81 )•
77.	Непрерывным спектр короны. В 1868 г. Райе открыл непрерывный спектр внутренней короны, а в 1871 г. Жансен — фраунгоферовы липни в спектре внешней коровы. Переход оТ внутренней короны к внешней происходит примерно на расстоянии 10' от края Солнца. Фраунгоферовы линии становятся видимыми на расстоянии 4' от края Солнца и при удалении от Солнна
77. НЕПРЕРЫВНЫЙ СПЕКТР КОРОНЫ
Т я б л и ц а 53
СПАД4ПНЕ ЯРКОСТИ И ПЛОТНОСТИ В КОРОНЕ (ПО БАХМБАХЬ)
	•	Яркость1 j	Отдача F	Электронная плотность N
1,00	0,00	4,04	,	5,64	4,58 - 10"
1,03	0,48	2,76	1 3,62	3,11
1,06	0,06	1,95	2,39	2,29
1,10	1,6	1,28	1,45	1,56
1,2	3,2	5,47 • 10-’	5,10- Ш-«	7.04- 10’
1.3	4,8	2,84	2,27	3,84
1,4	6,4	1,66	1,17	2,38
1,6	9,6	7,04  10~»	4.05 • 10-«	1,11
1,8	12,8	3,56	1,72	6,13- 10е
2,0	16,0	2,05	8,38 • 10-’	3,73
2.2	19,2	1,31	4,57	2,50
2,4	22,4	9,06  10-я	2,75	1,79
2,6	25.6	6,65	1,77	1,35
2.8	28,8	5,12	1,22	1,10
3,0	32,0	4.07	8,72 • 10-«	9,13 • 105
3,5	40 0	2,57	4,43	6,32
4.0	48,0 I	1,75	2,60	5,12
5,0	64,0	1	9,68- 10-<	1,13	3,81
6,0	80,0	6.08	5,76- 10 •	2,49
8.0	112,0	2,94	2,10	1,63
10,0	144,0	1	0.96	1,10
увеличивают свою интенсивность. Людендорф [19], Гротриан [20] и Мур [21]согласно пришли к выводу, что ширины фраунгоферо-вых линий не зависят от расстояния и равны их ширинам в спектре Солнца. Увеличение полного поглощения с расстоянием обусловлено не расширением линий, а уменьшением их центральных интенсивностей. Гротриан пытался представить спектр короны как результат взаимного наложения чисто непрерывного спектра Jk и фраупгоферова спектра Jf- Он измерял центральные интенсивности Cs и Ск в спектрах Солнца и коровы в единицах соседнего континуума. Пусть / = /к4-//г—интенсивность спектра короны вне линии поглощения, Jr-- центральная интенсивность линии фраунгоферового спектра, a Jr-—общего спектра короны Тогда
“ F
С к =
(10.9)
JK _ JR' — JR _ СК К ~ CS^F _
- Ск:—Cs + Ск	*	<10ЛО)
JF 1—GK
Пользуясь этой формулой, Гротриан получил, что на расстоянии до 3' чисто непрерывной спектр составляет 100% спектра короны.
211
ГЛАВА X. КОРОНА
при 3,4'—86%, при 5,7'—82%, при 8,0'—75%, при 10,2' 68%, при 12,6'— 62%, при 14,6'— 57%, при 19,6'—40%, прп 17' — Jk-Jf Приведенные доли представляют собой минимальные значения, так как Фраунгоферов спектр может отчасти состоять из рассеянного света атмосферы. Мур [22] заметил, что на восточной и западной сторонах короны фраунгоферовы линии испытывают красное смещение, которое на расстоянии 20' соответствует радиальному истечению со скоростью 30 км/сек. Поскольку Мур наблюдал расширение линий, напрашивается предположение, что да расстоянии 20' интенсивность рассеянного света атмосферы, содержащего несмещенные линии, равна интенсивности свечения короны. В таком случае скорость истечения должна была бы увеличиться до 50—60 км/сек. Сейчас очень нужны более точные измерения этого красного смещения.
Шварцшильд (1905 г.) полагал, что свет короны краснее, чем свет Солнца. Людендорф [19] исследовал распределение энергии в спектре коропы для области XX 3820—4840 А, а Гротрпан [20] для XX 3400—6500 А. Как в чисто непрерывном спектре, так и в фраунгоферовом спектре (вне линий) распределение энергии с точностью до 10% совпадаете распределением энергии в общем излучении Солнца (измерения от 1,4' до 22, 6'). Однако Регипи [23] обнаружил недавно большие расхождения между спектрами Солнца и короны. При равных полных яркостях интенсивность короны для Х<4100Апочтипа30% меньше, между Х4100и Х5800А почти на 30% больше, а для Х>5800 А снова меньше, чем интенсивность солнечного спектра. Но Регнни пользовался в качестве спектра сравнения спектром искусственного источника, его результаты кажутся мепее достоверными, нежели результаты Грот-риана и Людендо|>фа, у которых спектром сравнения был солнечный спектр Во время того же самого затмения (1936 г.) Виаро [24] также пришел к выводу, что свет коровы имеет несколько иной состав, нежели свет Солнца, причем на расстоянии 10' показатель цвета (лгаио— т5БОО)‘ па половину звездной величины больше, чем па расстоянии 3'.
Гротрпан обратил внимание на особенность в спектре короны, которая может иметь значение для ее теории: при Х3800 А кривая распределения энергии в спектре Солнца имеет провал вследствие скопления многочисленных фраупгоферовых линий; в чистом непрерывном спектре коропы эта часть кривой также понижена, но отдельные линии, конечно, замыты.
78.	Эмиссионные линии спектра короны. В 1896 г. Харкнесс открыл первую корональную линию (зеленую Х5303 А). С тех пор почти прп каждом затмении обнарулыгвались новые линии, но эти открытия часто оказывались ошибочными. Особенно отличился в этом направлении Секигутп [25], который «открыл» в 1936 г. 11 новых линий, ошибочными были также открытия Танака [26]. Насколько наивно и некритично можно относиться к научным
78. ЭМИССИОННЫЕ ЛИНИИ СПЕКТРА КОРОНЫ
215
проблемам, показывает случай с линией Х6776 А, которую однажды уже нашел Митчелл и которая оказалась интенсивной линией Х3388 А в дпффракционном спектре второго порядка; одпако Секп-гути обнаружил эту линию при помощи призменного спектрографа. В табл. 54 приведен список корональных линий, там где это известно, указаны элементы, которым они принадлежат [27]. Спектр коропы исследован на участке 7.7.3300—12 200 а; однако вполне возможно, что нам известны не все линии, имеющиеся в этой области. С другой стороны, принадлежность некоторых из линий, внесенных в табл. 54, спектру коропы еще не подтверждена с достаточной уверенностью; это в особенности относится к линиям Х4412 А и Х5536 А.
Ни одна из корональных линий не была обнаружена ни в спектрах земных источников света, ни в спектрах звезд за одним исключением: Адамс и Джой [28], а также Мюллер [29] нашли в 1933 г. в спектре новоподобпой звезды RS Змееносца короналыше линии ХХ3987, 4087, 4232, 5303 и 6374 А. Структура этих линий была подобна структуре линии Пе+ Х4686 А.
В табл. 54 приведены все имеющиеся в настоящее время оценки интенсивностей корональных линий; они получены в непосредственной близости от края Солнца Гротрианоми Лио. Интенсивности выражены в миллионных долях излучения, испускаемого участком солнечного спектра шириной в 1 А в той же длине волны. Измерения Гротрпапа и Лио хорошо согласуются между собой, но не следует забывать о том, что интенсивности корональных линий меняются с течением времени и в зависимости от позиционного угла. Излучение короны во время максимума, невидимому, интенсивнее, нежели во время минимума. Яркость всех эмиссионных линий составляет около 2% общей яркости короны.
Многочисленные попытки отождествления корональных липли [30] долго оставались безуспешными. В1939 г. Гротриан [31] показал, что разница между основными термами спектра FeX составляет Av = Зр2А>—3p2Z\ — 15,685-103сл1-1, т. е. очень близка к частоте красной корональной линии v = 15,683-103 см~1. Но поскольку отождествление относилось лишь к одной линии, всегда оставалась возможность, что здесь мы пмеем дело со случайным совпадением. Однако Эдлепу удалось отождествить большое количество корональных линий. Их список дан в табл. 54. Мы видим, что источниками корональных линий являются высоко-ионизировапные элементы Fe, Са и Ki; энергии возбуждения этих запрещенных линий лежат между 230 и 660 eV.
Согласно Гротрпану [32], интенсивность эмиссионных линий в области от 0,8 до 5 пропорциональна интенсивности континуума (с локальными отклонениями), откуда следует, что отношение количеств атомы : электроны не зависит от расстояния, т. е. от давления. Обычно эмиссионные линии наблюдаются не дальше 6—7' от края Солнца. В особеппо активной области короны Вальдмайеру [S3] удалось проследить зеленую линию до расстояния 10'(рис.98).
216
ГЛАВА X КОРОНА
Таблица 54
ЭМИССИОННЫЕ ЛИНИИ СПЕКТРА КОРОНЫ
Длина волны в Г-А	Интенсивность по Гротрпану	Интенсивность по Лио	Отождеств lenue по Эдлену	Потенциал возбуждение
3328	2,8	-	Са XII	589
3388,10-»-0,07	44,4		Fe XIII	323
3.54,1	5,6	—	—	
3601,0	4.4	—	Ni XVI	455
3642.9	—	—	Ni XIII	350
3800,8	—	—	—	—
3986,9	0.8	—	Fe XI	261
4087,4	1.2	—	C.i XIII	655
4231,6	3,2	— 1	Ni XII	318
4312	—		—	
4358,6			—	—	—
4412	—	—			—
4567	1.2	—	—	—
4586			—	—	—-
5116.03+0,02	4,8	2,6	Ni XIII	350
5302,86 ±0.02 5536	ПО	120	Fe XIV	355
5694,42 ±0.07	—	1.3	—	
6374.51 ±0.03	11,2	28	Fe X	233
6701,83 ±0,05	8,0	3,3	Ni XV	422
7059,62 ±0.05	—	4	—	—
7891,94 ±0,10	—_	29	Fe XI	261
8024,21 ±0,10		1,3	Ni X\	422
10746,80 + 0,15	1 —	240	Fc XIII	325
10797,95 ±0,15		150	Fe XIII	325
Уже давно было известно, что корональпые линии имеют значительную ширину (рис. 98) [34], например, эквивалентная ширина линии X 5303 А составляет 0,80 А, Х6374 А — 0,97 А и Х6702 А 1,07 А. Эти ширины пропорциональны длинам волн линии, т. е. у называют на допплеровское расширение. Если допустить, что расширение линий обусловливается изотропным распределением скоростей, налагающимся на тепловое движение (турбуленцня). то средняя скорость по лучу зрения окажется равной 25 км/сек (раздел 28). Кроме того, Вальдмайер [35] пришел к выводу, что полученные Лио контуры линий XX 5303, 6374 и 6702 А говорят за существование радиального, направленного кнаружи истечения коронального вещества.
По сдвигам линий на восточном и западном краю Солнца Лш> [37] наше.1, что экваториальная скорость короны в пределах ±30° совпадает со скоростью вращения Солнца, а Вальдмайер [38] получил 1,8 ± 0,6 км/сек. Измерения сильно затруднены большой шириной линий и местными течениями во внутренней короне; большую точность можно получить но снимкам, сделанным дальше от солнечного края. Далее, оба наблюдателя просле
79 НАБЛЮДЕНИЕ КОРОНЫ В МОНОХРОМАТИЧЕСКИХ ЛУЧАХ 217
дили за вращением короны по интенсивности монохроматических лучей, которые через 14 дней после первого наблюдения вновь появились на противоположном краю Солнца. Обнаруженные Вальдмайером [38] внутренние течения проявлялись в локальных сдвигах линий, указывавших на скорости до 4 км!сек.
79.	Наблюдение короны в монохроматических лучах. Вследствие затруднении, встретившихся при отождествлении корональ ных линии, раньше пытались разбить их на группы по признаку сходства. Сходство в поведении двух линий оценивалось по изменению их интенсивности при передвижении вдоль края Солнца и в радиальном направлении и, главным образом, по положению максимума их интенсивностей. Согласно Фаулеру и Локайеру [39], существуют следующие группы:
4087
4232
4586
5303
8301
3987
4567
4359
По Кэмбэллу и Муру [40]:
3388
3601
5303
3454
3643
3801
3987
4567
4332
По Дэвидсону и Стрэттону [41]:
3388	3454	3601	3987
3987	3643	4087	3801
6374	5303	3643
По Гротрпану [42]:.
6702	4567	5303	3388
5116	4087	4232	3328
По Лио [43]:
5303 .4388 5116 6702 7059 8024
10747 10798
6374
7892
Классификация Лио, несомненно, наиболее совершенна, ибо она основана на самом большом экспериментальном материале. Вальдмайер [33й] проследил за поведением трех линий, принадлежащих трем группам Лио: ХХ5303, 6374 и 5691 А. Статистически красная и зеленая корональпые линии ведут себя одинаково, но в отдельных случаях наблюдаются сильные отклонения. Парис 99 изображены два одновременно снятых контура, на которых интен-
218
ГЛАВА X. КОРОНА
сивиости, измеренные па одном и том же расстоянии от края Солнца (—Г), отложены вверх; получающиеся контуры подобны изофотам (искаженным). Эти монохроматические изофоты выглядят совершенно по-разному. Красные лучи на позиционных углах 73, 262 и 341° не видны в свете зеленой линии и, наоборот, зеленые лучи при 178, 228,305 и 308е не видны в свете красной линии. При осреднении по многим контурам все различия отпадают; интенсивности <инип ХХ5303 и 6374 А показывают высокую степень корреляции и одно и то же распределение по гелиографическим широтам. Числа короналышх лучей, наблюдаемых в каждом 5-градусном интервале, приведены в табл. 55. В двух первых строках приняты во внимание только почти одновременные наблюдения па ( красной
Рис. 09. Монохроматические контуры короны 3 октября 1940 г. Слева — в свете красной линии X 6374 А в 7Ь 05 мирового времени; справа в свете зеленой линии Х5303 А в 6Ь35. По Вальдмайеру.
и зеленой линиями от января до июля 1940 г.; каждый луч снабжался весовым мпехкителем соответственно его интенсивности. Третья строка содержит отдельные наблюдения от января до марта 1940 г., а четвертая — от февраля до апреля 1939 г. Две последние строки дают число корональных лучей без весовых множителей. По табл. 55 мы убеждаемся, что монохроматические корональпые лучи встречаются почти исключительно па широтах < 65°; наибольшее количество лучей и самые интенсивные из них появляются в зоне пятен, па экваторе их встречаемость достигает минимума. В 1939 г. средняя широта главных лучей равнялась 15°, в 1940 г.— 10°; в то же самое время широта зоны пятеп уменьшилась с 14 до 11°. Как красные, так и нелепые корональпые лучи точно совпадают с зоной пятен и в течение 11-летпего цикла совершают такие же перемещения, как зона пятен (раздел 36). Это обстоятельство имеет очень большое значение, ибо по наблюдениям во время затмений (белый свет) заключили, что корональпые лучи связаны
Рис. 98. Зеленая короиальная линия X 5303 А. Щель была расположена перпендикулярно к краю Солнца. Верхний край изображения отстоит от края Солнца на Я’. Снимок Вальд-манера от 3 октября 1940 г.
Рис. 100. Одновременный снимок красной X 6374, 31 А (слева) и зеленой X 5302, 86 А (справа) корональных линий. Снимок Вальд-майера.
79. НАБЛЮДЕНИЕ КОРОНЫ В МОНОХРОМАТИЧЕСКИХ ЛУЧАХ 219
с протуберанцами, по не с пятнами. С увеличением широты количество корональных лучей, а также и их интенсивность убывают п при 50° достигают минимума. Вторая зона корональных лучей располагается на 60 75°; ее средняя широта нс испытала в течение двух лот значите пятых изменений, так что пока неясно, как зависит положение второй зоны от фазы в 11-летпем цикле. На рис. 99 лучи, расположенные при позиционных углах 178° и 356°, являются характерными лучами 62-градусной зоны. На ши роте 80—85° имеется, невидимому третья зона корональной активности.
Таблица 55
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ КОРОНАЛЬНЫХ ЛУЧЕЙ ПО ГЕЛИОГРАФИЧЕСКОЙ ШИРОТЕ
Наибольшие значения набраны жирным шрифтом
Гелиографическая широта в градусах
Количество зеленых корональных лучей . . Количество красных корональных лучей .
Зеленые корональпыо лучи в 1940 г. . .
Зеленые корональные лучи в 1939 г. ...
78
61
18
22
На рис. 100 мы видим почти одновременные снимки красной и зеленой корональных линий (щель была расположена вдоль солнечного края). В структуре упомяну тых линий наблюдаются существенные различия: интенсивность зеленой линии распределена по позиционным углам гораздо равномернее, чем интенсивность красной; это выражается в том, что красные корональные лучи вообще кажутся более резко ограниченными, нежели зеленые. Вальдмайер [33а] придерживается того мнения, что это различие обусловлено самообращением, так же как и различный внешний вид протуберанцев в лучах D3 и Па. На самом деле наблюдения показывают, что зеленая коропальпая линия, там, где она наиболее интенсивна, представляется в виде эмиссионной линии шириной около 2 А внутри которой содержится линия поглощения Шириной 0,4 А, в то время как в линии Х6374 А самообращение очень слабо пли его нет совсем. Вообще вопрос о самообращевим в зеленой корональной линии пока еще не выяснен.
Желтая линия Х5694А редко имеет такую интенсивность, чтобы ее можно было наблюдать, причем она появляется только в зоне пятен и только в те моменты, когда непрерывный спектр очень Интенсивен.
ГЛАВА X. КОРОНА
81. ТЕОРИИ КОРОНЫ
221
80.	Изменения формы короны. Мы уже говорили в конце раздела 74 об отдельных наблюдениях над изменениями структуры короны, производившихся во время затмений. 16 февраля 1939 г. Вальдмайер [33 а] наблюдал две корональные дуги в монохромати ческом свете линии Х5303 А в течение двух часов; опц двигались
Рис. 101. Изменения формы короны, наблюдавшиеся в монохроматическом свете лилии X 5303 А. По Вальдмаиеру.
снизу вверх со скоростью порядка 10 км/сек. Кроме того, тот же автор много занимался исследованием контуров короны. Изменения, происходящие в течение дня, отчасти реальны, отчасти вызываются вращением (1олнца. Па рис. 101 слева мы можем наблюдать такой случай. На восточной стороне луч находился на широте 4-20° 22 и 23 января, а луч на широте —10°, наблюдавшийся 23 января, 22 января только намечался. От 23 до 25 января форма
коропы совершенно изменилась; только луч на широте 4- 62г (западная сторона), который был виден уже 22 января, все еще выделяется (лучи в высоких широтах при переходе через край Солнца видны дольше, чем в низких). В остальном вид коропы на западной стороне 21 и 22 января был почти одинаковым, но 23 и 25 января произошли сильные изменения. Правая сторона рис. 101 показывает, как меняется вид коропы в течение полусуток (21 и 22 февраля). На восточной стороне лучи, расположенные на широтах 4"Ю° и 4-24°, видны на всех четырех рисунках, но их форма испытала за это время значительные изменения. В SE-квадрапте главный л уч, находящийся на шпроте —16°, за сутки, от 21 до 22 января, сильно уменьшил свои размеры; то же произошло в с лучом на широте —42". На западной стороне господствует луч па широте —62°, который виден па всех четырех рисунках. Вообще за изменениями проследить не трудно, так как здесь промежутки времени меньше, чем на левой стороне рис. 101. Отчетливо видно, как исчез главный луч на широте 4-25° и образовался другой, на широте 4-9°, а также возникли экваториальные минимумы; кроме того, изменились лучи на широтах —11° и —20° и появился луч на —40°.
Продолжительность жизни корональных лучей меняется от одного часа до нескольких, яедеть, средняя продолжительность жизни составляет 1—2 дня. Лучи развиваются несимметрично во времени; продолжительность прогрессивного и регрессивного развитий относится, как 1 : 3.
81.	Теории коровы. Упоминавшееся в разделе 75 рассеяние па свободных электронах объясняет совпадение распределений энергии в спектрах коропы и Солнца, а также зависимость степени поляризации от длины волны. Однако при попытке объяснить возникновение фраупгоферовых линий возникают затруднения. При Т — 5000° для термической скорости электронов из соотношения m<v*~ ЗкТ получаем:
<п~500 км/сек.	(10.11)
В визуальной области спектра этой скорости соответствует эффект Допплера порядка 5 А. Отсюда следует, что слабые фраун-гоферовы линии должны быть совершенно замыты и, действительно, внутренняя корона дает чисто непрерывный спектр. Однако указанное расширерие недостаточно для того, чтобы полностью замыть интенсивные линии; но так как последние во внутренней короне также отсутствуют, то следует приписать электронам скорости, которые значительно превосходят тепловые. В конце раздела 77 мы уже указывали на то, что полоса при Х3800 А, правда сильно расширенная, присутствует в спектре коропы. Гротриан [44] вывел отсюда «ширину замывания», равную 60 А, которая приводит к скорости порядка 6000 км/сек. Таким образом мы вновь встречаемся с явлением, уже знакомым нам по хромосфере и нротубе-
222
ГЛАВА X. КОРОНА
ранцам — сильным отклонением от термодинамического равновесия.
Второе затруднение — появление фраунгоферовых линии на больших расстояниях от края Солнца. В разделе 77 говорилось о том, как Гротрпап разложил спектр короны на чисто непрерывный и фраунгофоров спектры. Континуум возникает благодаря рассеянию на быстрых электронах, а фраунгоферов спектр — от рассеяния на пылевых частицах. Для того чтобы рассеяние не зависело от длины волны, размер частиц должен быть больше, чем длина волны. Гротриан считает, что этп частицы имеют диаметр 3 р. Они поляризуют свет очень слабо, так что вследствие увеличения фраунгоферовой составляющей спектра степень поляризации при удалении от Солнца должна уменьшаться. Это уменьшение многократно наблюдалось (рис. 97); в разделе 76 было показано, что оно может произойти также из-за влияния рассеянного света атмосферы. Рессел [45] полагает, что космическая пыль не может существовать в непосредственной близости от Солнца, она должна очень быстро испариться. Очень хотелось бы связать это пылевое облако с зодиакальным светом. Яркость зодиакального света уменьшается с возрастанием углового расстояния d от Солнца примерно как (cosec экстраполяция в обратном направлении дает вблизи от Солнца величину, близкую к наблюдаемой яркости короны; но это еще ничего не доказывает, так как корона и зодиакальный свет настолько удалены друг от друга, что, каков бы ни был ход изменения яркости, всегда найдется такая экстраполяция, которая свяжет эти два явления, хотя бы между ними и не было никакой зависимости. Коропа наблюдается примерно до расстояния 2° от Солнца, а зодиакальный свет только при d>18°. Кроме того, против объединения короны с зодиакальным светом можно возразить, что в то время как первая сферична, второй сильно сгущается около эклиптики. Но все же в высоких широтах на азимуте Солнца иногда наблюдается слабый зодиакальный свет при столь низких положениях Солнца под горизонтом, что здесь не может быть и речи об обычных сумеречных явлениях. Следовательно, зодиакальный свет имеет большую протяженность также и в направлении, перпендикулярном эклиптике, т. е. более «коро-поподобен», нежели обычно полагают. Хонда [46] считает, что он наблюдал зодиакальный свет во время затмения 1936 г., а Смайли [47], что в 1937 г. он даже сфотографировал его. Однако наблюдавшееся ими явление гораздо ярче, чем зодиакальный свет, и здесь речь идет, невидимому, о частицах, разлетающихся из короны. Считать это зодиакальным светом нельзя. Во время полной фазы общая яркость неба слишком велика для того, чтобы увидеть зодиакальный свет на расстоянии 20° от края Солнца. Но корону можно постепенно проследить до больших расстояний, а также возможно и приближение с другой стороны; там, где полное затмение Солнца происходитнедалеко под горизонтом, зодиакальный свет должен быть виден до ма.гых расстояний от Солнца.
81. ТЕОРИИ КОРОНЫ
223
Во всяком случае все попытки создать статическую теорию короны обречены на неудачу. Ее неправильная лучистая структура указывает на то, что она не является атмосферой в обычном смысле этого слова, по скорее представляет собой картину ква-зистационарных течений. Немногочисленные наблюдения над движениями в коропе подтверждают, что вещество короны течет по направлению от Солнца. Штёрмер [48] пытался представить коро-нальные лучи как траектории быстрых электронов, удаляющихся от Солнца в его магнитном поле. Однако благодаря очень сильному электростатическому отталкиванию между электронами образование лучей — пучков электронов невозможно. Более того, следует считать, что хотя вещество в корональных лучах и ионизировано, по, как целое, нейтрально. Частица с массой т, зарядом е и скоростью v опишет в магнитном поле II траекторию с радиусом кривизны р:
Р = ^.	(W.12)
Штёрмер получил для быстрых электронов (ц — порядка скорости света) траектории, близкие по форме к корональпым лучам. Но геометрия лучеп (р) не изменится, если быстрые электроны заменить медленными ионизированными, но в целом нейтральными облаками газа, так чтобы произведение mv сохранило свое значение (действительно, наблюдения показывают, что корпускулярное излучение Солнца обладает скоростями от 1000 до 2000 км/сек) Следовательно, медленные ионы движутся по тем же траекториям, что и быстрые электроны. Медленные электропы, сопровождающие ионы в нейтральных облаках, движутся по спиралям с малы ми радиусами, их роль сводится к компенсированию заряда ионов. Идею о корпускулярном излучении Солнца, поддерживающем корону (путем непрерывной передачи импульса) в динамическом равновесии разработал Росселанд [49], в то время как Ноулинг [50] я Ферраро [51] выполнили более подробные исследования движения газов в магнптном поле Солнца.
Совершенно по-новому подошел к проблеме короны Киппенхейер [52]; в заключение мы приведем основные идеи его работы ради их своеобразия. Киппенхейер считает, что магнитное поле Солнца прекращается очень близко от солнечной поверхности, т. е. что пространство, занимаемое короной, находится практически вне влияния магнитных сил» В экранирующей зоне напряженность быстро спадает от 50 эрстед (раздел 17) до 0; следовательно, здесь Поле очень неоднородно. Когда облако ионизированного газа, вылетающее с большой скоростью из Солнца, пересекает это неоднородное поле, облако получает электрический заряд. Заряд вследствие электрического притяжения постепенно исчезает вповь. Но его исчезновение связало с появлением магнитного поля. Киппенхейер подсчитал, что для полного исчезновения заряда потребуется несколько часов, т. е. в течение того времени, когда
224
ГЛАВА X КОРОНА
/*иг. 102. Корональные тучи: слева при большой скорости истечения (корона эпохи максимума), справа при малой скорости истечения (корона эпохи минимума). По Кпппенхеймеру.
газиные облака пролетают через корон у, они остаются электричес ки заряженными. Благодаря магнитному взаимодействию между отдельными облаками газа получаются траектории, близко напоминающие наблюдаемые корональные лучи. Вычисленные траектории зависят в основном от параметра A^v ®, где <v —скорость облака, вылетевшего из Солнца. Для небольших значений получаются траектории, направленные почти но радиусам, для больших значений А только экваториальные .лучи направлены радиально, а лучи в высоких широтах, которые вблизи от края Солнца перпендикулярны к нему, затем сильно изгиба ются и наконец становятся параллельными экватору (рис. 102). Следовательно, большие значения А дают типичную корону эпохи минимума, а малые А типич ную корону максимума. Очень привлекательно в этой
теории то, что опа объясняет характерную форму короны при помощи вполне допустимого предположения, будто скорость эмиссии корональной материи во время максимума больше, чем во время минимума.
Если стать на крайнюю точку зрения, полностью отвергающую статические теории короны и считающую корону стационарным течением, направленным от Солнца, то на расстоянии г отношение плотности короны р(г) к плотности края Солнца р(1)
где v (г) скорость течения на расстоянии г. По так как плотность, согласно (10.7), убывает гораздо быстрее, чем г2, то следует допус-стить, что v сильно увеличивается с г. С возрастанием г показатель у г в ф-ле (10.7) уменьшается и, невидимому, приближается к 2 (на больших расстояниях плотности, приведенные в табл. 53, становятся довольно неуверенными). Следовательно, мы должны считать, что вещество короны покидает Солнце с небольшой скоростью а при удалении от Солнца его скорость возрастает, стремясь к постоянному пределу. Это представление подтверждается паблюде ниями над движениями протуберанцев в средней п внешней короне, которые также движутся ускоренно (раздел 67) и достигают, наконец, предельной скорости, порядка 1000 км/сек.
ЛИТЕРАТУРА
К ГЛАВЕ 1
1.	Относительно диаграммы Рессела п спектральной классификации см. Э. и Б. Стрёмгрен. Астрономия (ГТГЛ, 1941). Уиаольд, Физика звездных атмосфер, 1949.
2.	Ilertzsprung, Potsdam Publ., 6'3 (1911), 39; Ар. J., 42 (1913), 114.
3.	Hecht, Astronom. J., 44 (1934), 25.
4.	W. W. Morgan and Ph. C. Keenan, P A. S. P., 61 (1939), 355.
5.	Guthnick u. Prager, Verbff. Berlin— Babelsberg 1. Heft 1 (1914); II, Heft 3 (1918).
6.	Stebbins, Lick Bull., 13 (1927), 1.
7.	Stebbins and Jacobsen, Pop. Astr., 45 (1927), 494.
8.	W. E. Bernheimer, Seeliger — Festschrift (1924), 472.
9.	W. Becker, S. B. Preuss. Akad., 28 (1933).
10.	Wadsworth, Phil. Mag., 38 (1894).
11.	Langley, Ann. d. Phys. (3), 19 (1883), 226.
12.	Abhot, Aldrich and Fowle, Smithson. Ann., 2 (1908); 4 (1922); 8 (1913).
13.	Muller, Potsdam Publ., 22 (1912) № 64.
14.	Wilsing, Potsdam Publ., 22 (1913). № 66; 23 (1917), № 72.
15.	Rosenberg, Nova Acta, Halle, CI (1914), № 2.
16.	Lindblad, Nova Ada, Upsala, в (1923), № 1.
17.	Fabry et Buisson, С. B. Acad. Sc. Paris 176 (1922), 156.
18.	Plaskett, Publ. Dom. Astr. Obs., 2 (1923), 242.
19.	Pettit, Ap. J., 75 (1932), 185; 91 '1940), 159.
20.	Fowle, Smithson. Ann., 6 (1932), 110.
21.	G. F. W. Mulders, Diss. Utrecht 1934.
22.	G. F. W. Mulders, Zs. f. Ap., 8 (1933), 62; 10 (1935), 297; П (1935), 132.
23.	Czerny, Erg. d. exakt. Naturwiss., 17 (1938).
24.	Langley, Ann. d. Phys. (3), 19 (1883), 226.
25.	Rubens u. Schwarzschild, B. Preuss. Akad. (1914). 702.
26.	A. Adel и. M. Sliplier, Ap. J 84 (1936), 354.
27.	Fabry el Buisson, G.-Hands Beitr., 24 (1929), 1.
28.	Gotz, Stmhlentherapie, 40 (1931). 690
29.	Regener, Physik. 7... 35 (1934), 788
30.	Kiepenhener, Zs. f. Ap., 14 (1937), 348.
31.	Meyer, Schein ti. Stoll, Helo. Phys. Acta, 7 (1934), 670.
32.	Kiepenheuer, Naiurwiss., 26 (1938), 678; Nadir. Ges. Wise. Gottingen, math- phys. KI. 8 (1938), № 9.
33.	Waldmcier, Zs. f. Ap., 14 (1937), 240.
34.	K. Angstrom, Ap. J., 9 1899). 332; Nova Ada Upsala (33), 16 (1893)
35.	S. P. langley, Smithson. Ann , 1 (1900); 2 (1908), 119.
36.	C. G. Abbot, Smithson. Ann., 2 (1908), 39; 3 (1913), 64; 5 (1932), 89.
37.	Lyot., Bull. Soc. Astr. France, 51 (1937), 205.
38.	Abbot, Smithson. Ann., 5 (1932), 89.
39.	Abbot, Gerlands Beitr.. 16 (1927), 344.
40.	Priugsheim, Physik der Sonne. Leipzig, 1910.
41.	Langley, Smithson. .Inn., 2 (1908), 119.
42.	Abbot, Ap. J 87 (1913), 134.
43.	Dorno, Veroff. Preuss. Meteorol. Inst., 6 (1913), №303.'
44.	Wilsing, Potsdam Publ.. 25 (1924), № 80.
45.	Abbot, Smithson, bin., 3 (1918).
46.	Abbot, Smithson. Ann., 4 (1922).
47.	Abbot, Smithson. Ann., 5 (1932).
15 Вальдмайер
226
ЛИТЕРАТУРА
48.	Abbot and Aldrich, Smithson. Misc. Coll., 87 (1932), № 15.
49.	C. Gorczynski, C. R- Acad. Sc. Paris, 138 (1904), 255.
50.	Ch. Dufour, C. R. Acad. Sc. Paris, 136 (1903), 712.
51.	S. P. Langley, Ap. J., 1» (1904). 305.
52.	Angstrom, Geogr. Ann., (1921), 162.
53.	Bernheimer, Seeliger-Festschrift (1924), 464.
54.	Baur, Meteorol. Z., 46 (1930), 47.
55.	Smithson. Ann. 4 (1922), 186.
56.	F. Baur, Zs. /. Ap., 4 (1932), 180; W. Bernheimer, Meteorol. Z. 46 (1930), 190.
57.	Eckersley and Knox-Shaw, HellivanObs. Bull., 14(1914); 17 (1915); 23 (1921); 80 (1924).
58.	Biscoe, Ap. J., 46 (1917), 355.
59.	Калитин, Известия главной Астроном. Обе. Петрограда, I (1920), № 2.
60.	Stenz, Circ. Krakau, 16 (1923).
61.	Granquist, Medd.Ver. Akad. Nobelinst., 6 (1919),	13.
62.	Bernheimer, Seeliger-Festschrift, 1924, 452.
63.	C. F. Marvin, Monthly Weather Rev. 63 (1925), № 7.
64.	Ill- Rep. Solar and Terr. Relationships, 1931, стр. 16; Smithson. Ann.. 6 (1932), 252.
65.	F. Baur, Zs. f. Ap., 4 (1932), 180.
6b. Kron, V. J. S 49 (1914), 68.
67.	Abbot, Smithson. Ann., 4 (1922).
68.	Bernheimer, Seeliger-Festschrift, 1924, 469.
69.	Kimball, Monthly Weather Rev., 63 (1925), 7.
70.	F. Linke, Meteorol. Z., 41 (1924), 74.
71.	Smithson. Ann., 6 (1 )32)
72.	C. G. Abbot, Smithson. Misc. Coll., 85 (1931), № 1.
73.	Smithson. Misc. Coll., 87 (1932),	4.
74.	Bond, Smithson. Misc. Coll., 87 (1932), № 9.
75.	Abbot, Smithson. Misc. Coll., 8» (1933), № 5.
76.	Handb. d. Astrophvs. Дополи, том, стр. 344, Berlin. 1936.
77.	Abbot, Smithson. Misc. Coll., 77 (1925), № 5.
78.	Dobson, Proc. Roy. Soc- London, lOi (1923), 252.
79.	Pettit, P. A. S. P . 38 (1926), 21; At>. J., 75 (1932), 185; результаты измерении опубликованы в Bulletin for character figures of solar phenomena Цюрихской обсерватории, № 24 (1933), № 44 (1938).
80.	Bernheimer, Naturwiss., 16 (1928), 526: Solar and Гегг. Relationships Rep. Ill, 16 (1932).
81.	Gotz, Strahlungsklima von Arosa, Berlin, 1926
82.	Solar and Terr. Relationships Rep. IV, 41 (1936).
83.	Bernheimer, S. B. Akad. Wiss. Wien Ila, 142 (1933), 449.
84.	G. Muller u. E. Kron, Potsdam Pull., 22 (1912), № 64; C. G. Abbot, Ap. J., 34 (1911), 197; J. Wilsing, Potsdam. Pull., 22 (1912), № 66.
85.	Milne, Phil. Trans. Roy. Soc., 223 (1922), 252.
86.	Milne, M. N.. 81 (1931), 375.
87.	Woolley, M. N., 93 (1933), 691; 94 (1934), 713.
88.	Zollner, Photometr. Untersuchungen, Leipzig, 1865.
89.	Fahrv, C. R. Acad. Sc. Parts, 137 (1903), 1242.
90.	Gore,' M. N., 63 (1903), 164.
91.	Pickering, Harv. Ann., 61 (1908), 56.
92.	Цсраскпи, Труды Моск. Обе., 6 (1911), 23.
93.	Birck, Diss. Gdttingen, 1909.
94.	King, Harv. Ann., 60 (1912), 245.
95.	Wilsing. Potsdam Publ., 22 (1913), № 66.
96.	Lindblad, Nova Acta Upsala (4), 6 (1923), № 1.
97.	Fabry et Buisson, C. R. Acad. Sc. Paris, 175 (1922), 156.
98.	Brill, Veroff. Berlin — Babelsberg VII, 1 (1927).
99.	Woolley, M. N. 04 (1934), 713.
ЛИТЕРАТУРА
227
К ГЛАВЕ Л
1.	R. Emden, Gaskugeln. Leipzig, 1907.
2.	R. Emden, Thermodynamik der Himmelskdrper. Encyckl. d. math. Wise. Bd. VI, 2, 24; Leipzig, 1926; A. S. Eddington, Internal constitution of the Stars, Cambridge, 1926; J. H. Jeans, Astronomy and Cosmogony, Cambridge, 1929.
3.	B. Stromgren, Handbuchd. Astrophys. VII, 121, Berlin, 1936; Erg. d. exakt. Naiurwiss., 16 (1937), 465.
4.	S. Chandrasekhar, Stellar Structure, Chicago, 1939.
5.	F. Paneth u. W. Koeck, Z. physik. Chem., Feslband (1931), 145.
6.	A. Haas, Kosmolog. Probleme der Physik. Leipzig, 1934.
7.	A. Eddington, Halley Lecture, Camb ridge, 1931.
8.	A. Kuiper P. A. S. P., 47 (1935), 201.
9.	Росселаид, Астрофизика на основе теории атома, Москва, 1936.
10.	Eddington, М. А . 92 (1932), 471.
11.	Stromgren, Zs. f. Ар., 4, (1932), 118. См также Р. ten Bruggencate, Die Haufigkeit des Wasserstoffs in Slernatmospharen, V. J. S., 75 (1940), 203; B. Stromgren, Festschr. f. E. Stromgren, Kopenhagen, 1940.
12.	Литература к этому разделу: С. F. Weizsacker, Die Atomkerne. Leipzig, 1937; IL A. Bethe и др., Bevs, of Modern Phys., 8 (1936), 82; 9 (1937), 69, 245; G. Gamow, Zs. f. Ap., 16 (1938), 113; Ap. J., 89 (1939), 130; R. u. К Dopel, Zs. f. Ap., 14 (1937), 139.
13.	Weizsiickcr, Physik. Z , 38 (1937), 176.
14.	C. F. Weizsacker, Physik. Z., 39 (1938), 633.
15.	Bethe, Physic. Bev., 55 (1939), 434; см. также M. Waldmeier, Die Sterne, 19 (1939), 217.
К ГЛАВЕ III
1.	Sporer, Publ. Astron. Ges. XIII, Leipzig, 1874.
2.	Wolfer, Publ. Eidgen- Sternwarte I, Zurich, 1897
3.	Casella, London.
4.	Hale and Fox, Ap. J , 25 (1907), 293.
5.	H. C. Vogel, A. JV., 82 (1873), 291.
6.	N . C. Duner. Ofv. Vet. Akad. Forh. 1890; A. N., 2968 (1890); Recherches sur la rotation du Soleil. Upsala 1891.
7.	G. E. Hale, Ap. J., 27 (1908), 219.
8.	St. John, Ap. J , 32 (1910), 50.
9.	Mitchell, Ap. J , 88 (1913), 407; 71 (1930), 11.
10.	Ap J . 27 (1908), 213.
11.	Annual Bep. Mt. Wilson, 1934—1935, 169.
12.	Ap. J. 27 (1908), 213.
13.	Abetti о Novakova Pubbl. B. Oss. Arcetri, Fasc. 46 (1929), 27; Reghini, Publ. B. Oss. Arcetri, Fasc., 48 (1931), 7.
14.	Newall, JM. N., 82 (1921), 101.
15.	Halm, M. N., 82 (1922), 479.
16.	St. John, P. A. 5. P., 30 (1918), 318; Publ. Amer. Astron. Soc., 34 Meeting .(1925), 290.
17.	St. John, Trans. Intern. Astr. Union, 4 (1932), 43; Перепелкин E. Я., Zs. f. Ap. J., 6 (1933), 121; Белопольский A.,Zs. f. Ap-, 7 (1933), 357; Storey, M. A., 92 (1932), 737.
18.	H. W. Newton, JM. JV., 95 (1934), 60.
19.	Evershed, M. N„ 85 (1925), 607.
20.	Перепелкин E. Я., Zs. /. Ap., 6 (1933), 121.
21.	Abetti e. Reghini, Pubbl. B. Oss. Arcetri, Fasc., 49 (1931), 25.
22.	Evershod, Al. N., 88 (1927), 126; 89 (1929), 250.
23.	Перепелкин E. Я. и Газе В. Ф., АН, 236, (1929), 117.
ЯЬ Перепелкин Е. Я., Доклады АН СССР, 1930.
2°. Циркуляры Нулкоаск. обе., I (1932).
15*
228
ЛИТЕРАТУРА
26. Exershed, .И. N.. 95 (1935). 503.
27 P. Harzer, .4. A’.,127 (1891). 17; J. Wilsing, A. M., 127 (1891), 233; J. Jeans, M. N., 85 (1926), 328; Росселанд, Астрофизика на основе теории атома. R. Emden, Zs. f. Ар., 12 (1936), 233; Rosseland, Astrophys. JVorvei>ica 11 (1936), № 3; Walter, VJS., 72 (1937), 334.
Waldmeier (пока не опубликовано).
Chapman, Mature, 124, Suppl. (1929), 19; If. A., 89 (1928), 57, 80.
Ferraro, Observatory 61 (1938), 241.
Haalck, Gert. Beitr. Geophys., 52 (1938); Z. Geophys., 14 (1938).
Hale, Ap. J.. 88 (1913), 27; F. H. Seares, Ap. J 88 (1913), 99.
Seares, Ap. J.. 47 (1918), 206.
Chapman. M. M-, 89 (1928), 57; Cowling, M. N., 90 (1929), 140; Gunn. Physic. Rev.. 32 (1938), 133; Ap. J., 69 (1929), 287; Ferraro, Ilf. A. 95 (1935), 280.
A. van Maanen, P 4. J. P., 34 (1922), 24.

J. Evershcd, M. A., 99 (1939), 217, 438.
Rosa, Sludi intorno ai diametri solari. Rom 1874.
Armellini, Rend. Lincei, 6, 2 (1925), 293; 5, 33(1924), 330; 6. 5 (1927), 133;
6, 9 (1939), 368.
Hilfiker, Bull. Obs. Neuchatel, 1884.
R. Wolf, Astron. Mitt., № 61. Zurich, 1884.
Cullen, M. N., 86 (1926), 344.
Нашу, Annuaire Bureau d. Long., I (1929)
B. Meyermann, A. N., 269 (1939), 114.
Ambronnu. Schur, Gbttingen, Abh. N. F., 3 (1905), № 3.
Ambronn u. Schur, Gbttingen, Abh. M. F., Л (1905), № 3.
Chevalier, Ann. Obs. 7.6-Se, 6 (1912), часть 2
Hayn, A. A., 220 (1912), 113.
W. Schaub. A. M., 265 (1938), 161, 171, 271.
40.
41.
42.
43.
44.
45.
46.
47.
48.
К ГЛАВЕ IV
1.	A. Unsold, Zs. f. Ap., 8 (1934), 32, 225.
2.	R. Emden, Thermodynamik der Himmelskorper. Encykl. d. math. Wiss VI, 2, 24. Leipzig; 1926
3.	Schuster, Ap. J., 21 (1905), 1.
4.	Schwarzschild, Machr. Ges. Wiss. Gbttingen, 1906, 41.
5.	Eddington, Internal constitution of the stars. Cambridge (1926).
6.	Hilbert, Physik. Z . 13 (1912), 1056; 14 (1913), 592; 15, 878 (1914),
7.	Schwarzschild, .S’. B. Akad. Wiss. Berlin, 1914, 1183.
8.	Milne, Handb. d. Astrophys. Ill, 3/1, Berlin, 1930.
9.	Hopf, Cambridge Tracts in mathematical Physics. № 31 (1934).
10.	Pickering and Strange, Proc. Amer. Acad., 2 (1874), 428.
11.	Secchi, A. A.. 34 (1852), 219.
12.	Julius, Ap. J. 23 (1906). 312; 37 (1913), 225.
13.	Minnaert, M. N., 89 (1929), 197.
14.	Harzer, A. N.. 235 (1929), 307; Bayer. Akad. Wiss. UUnchen, 8 (1931)
15.	Vogel, Pogg. Ann.. 148 (1873), 161; Monatsber. Preuss. Akad., 1877, 104.
16.	Very, Ap. J., 16 (1902). 73.
17.	Abbot, Smithson. Ann., I (1900); 2 (1908); 8 (1913); 4 (1922).
18.	Schwarzschild und Villiger, Ap. J , 28 (1906), 284.
19.	Schwarzschild, Astron. Mitt. Gottingen, 13 (1906).
20.	Moll ii. van der Bill, В. Л. M. 1 (1922), 170; J VVesselink. B. A. N-, № 328, (1939).
21.	II. Kienle, Z. Phy sin 47 (1928), 426; A. Juska, Verdffentl. d. Univ. Stern-warte Gottingen, 7 (1929); 0. lleekniann u. H. Siedentopf, Verbffentl-d. Univ. Sternwarte Gottingen, 8 (1929).
22.	Moll, Burger u. van der Bilt. B. .1. N., 3 (1925), 83.
23.	len Bruggencate, Grotrinn, v. d. Pahlen, Zs. f. Ap.. 16(1938), 70.
24.	Raudcnbusch, A. M., 266 (1938), 301.
ЛИТЕРАТУРА
229
25.	Abbot, Smithson, Ann., 4 (1922), 254.
26.	Milne, Phil. Trans. Roy. Soc. London (A), 223 (1922), 201.
27.	Minnaert, Zs. /. Ap., 13 (1937), 196.
28.	Lindblad, Nova Acta Upsala (4), 8 (1923), № 1.
29.	Milne, Phil. Trans. Roy. Soc. London (A), 223 (1922), 201.
30.	Lindblad, Nova Acta Reg. Sci. Upsal. IV, 6 (1923), № 1.
31.	Unsold u. Mane, Zs. /. Ap., 5 (1932), 1
32.	Minnaert, B. A. N. 2 (1924), 75.
33.	Unsold, Zs. /. Ap., 8 (1934), 260
34.	>нзольд, Физика звездных атмосфер, ИЛ Москва, 1949.
35.	В. Stromgren, Festschr. fur Е. Stromgren, Kopenhagon, 1940.
36.	S. Chevalier, Ann. Obs 'Lo-Si, 8 (1911), Tafel IX, XIV.
37.	J- Janssen, Ann. Obs. A/eudon, 1 (1896), 103.
38.	Ганский, Известия Пу лк. обе., 1 (1905), 81.
39.	Ten Bruggencate u. Grotrian, Zs. f. Ip., 12 (1936), 323.
40.	A. N., 288 (1937), 397.
41.	Ганский, Известия Пулк. обе., I (1905), 81; 3 (1908), 1.
42.	S. Chevalier. Ann. Obs. Zo-S6. 8 (C) (1912), 14; Ap. J., 27 (1908), 12.
43.	Ten Bruggencate u. Grotrian, Zs. f. Ap., 14 (1937), 341.
44.	P. ten Briiggencale, <s./. Lp., 18 (1938), 374.
45.	Strebel u. Thuring, .4. N., 258 (1933), 17.
46.	Strebel, Zs. /. .1/»., 6 (1933), 313.
47	Strebel ii. Thtirimr, Z. /. Ap., 6 (1932), 348.
48.	Thuring, Л. A'., 264 (1937), 117.
49.	И. H. Plaskett, .1/. V . 98 (1936), 402.
50.	Ph. C. Keenan, Ap. J., 88 (1938), 360; 89 (1939), 604.
51.	M. Waldmeier, Helv. Phys. Acta, 13 (1940), 14.
52.	Benard, Ляп. Chim. et Phys. (7), 28 (1901), 62.
53.	M. Waldmeier, llelv. Phys. Acta, 13 (1940), 13.
54.	A. Unsold, Zs. i. Ap., 1 (1931), 138; 2(1931), 209; см. также [351.
55	Siedentopf, L A'., 247 (1933), 297; 249 (1933). 53; 255 (1935), 157; L. Bier-marui, .1. A , 264 (1938), 361, 391.
К ГЛАВЕ V
1) Photographic map of the normal solar spectrum, Johns Hopkins Press, Baltimore, 1887 1888.
2. lp- J , 1 ДО 8, 1895—1897.
.3. St. John, E. Moore, L. M. Ware, E. F. Adams, П. D. Babcock, Revision of Rowlands preliminary table of solar spectrum wave iengtlis, Carnegie Inst. Washington, 1928.
4 Babcock, P. A. S. P.. 41 (1929), 274; 47 (1935), 321; 48 (1936), 206.
Jj. Baumann n. Mecke, Das ullrarote Sonnenspektruin fadpzig, 1934.
\6) M. Minnaert , G. F. W. Mulders, J. Houthast. Photometric Atlas of the Solar Spectrum. Utrecht, 1940.
7, M. Minnaert u. J. Houtgast, Zs. /. Ap., 16 (1938), 354.
8. C. W. Allen, Mem. Com. Solar Obs. Canberra, 6 (1934); 8 (1938); M N-, 98 (1936), 843; Ap. J., 88 (1938), 125.
ч Ch. E. St. John, Proc. Nat. Acad, of Sc. Washington, 13 (1927), 678.
10.	H. D. Babcock, P. A. S. P , 42 (1930), 209.
11.	Alt. Wilson. Contr., № 365(1928): 11. N Russell, Proc. Vd. Acad, of Sc Washington, 11 (1925), 314.
12.	Ch. E. St. John. Proc. Nat. Acad, of Sc. Washington, 16 (1929), 789.
13.	Ap. J.. 77 .(1933). 195
14.	Ch. E. Moore, Ap. j., 86 (1937), 79.
15.	Новые работы no отождествлению линий: Mt. Wilson Contr., 364 (1928): 370 (1928); 398 (1934); P. A. A. P . 42 (1930), 254 , 42 (1930), 346; 43 (1931), 76; 44 (1932), 175; 47 (1935), 274; 50 (1938), 221; Zs. f. Ap . 6 (1930), 330; 7 (1933), 272; Ap. J . 80 (1934), 59.
230
ЛИТЕРАТУРА
16.---R. S. Richardson, Ap. J., 73 (1931), 216; 77 (1933), 195; P. 4. S. P , 49 ” '	mj37TT2U7J~M7T3. Adam, M. N., ’98 (1938), 544.
17-	H- D. Babcock, Proc. NaV Acad. Sc., 16 (1929), 471.
tKDTff. ilcnzbi; А ЛГЛСР7ГИ (1932), 41.
19.	Schuster, Phil. Map., 5 (1903), 243; Ap. J , 21 (1905), I.
20.	Schwarzschild, Nachr. Ges. TF/'ss. Gdttingen, 1906, 41; Sitzungsber. Akad. Berlin, 1914, стр. 1183.
21.	V. Weisskopf u. E. Wigner. Z. Physik, 63 (1930), 54.
22.	A. Unsold, Z. Physik, 46 (1928), 765.
23.	C. W. Allen, M. N., 100 (1939), 12.
24.	K. Schwarzschild, Sitzungsber. Akad. Berlin, 1914, 1183.
25.	A. Unsold, Z. Physik, 44 (1927), 793; 46 (1928), 765
26.	II. N. Russell, Ap. J , 70 (N29), 11.
27.	С. H. Payne, Stellar Atmospheres, Cambridge, 1925.
28.	F. Behrend u. G. Berg, Chemische Geologic, 1927.
29.	P. ten Bruggencate und J. Houtgast, Zs. f. Ap. 20 (1941), 149.
30.	B. Stromgren, Festschrift, f. E. Stromgren, Kopenhagen, 1940.
31.	H. Russel, Mt. WHson Contr., 49Q, 1934; см. также F. E. Roach, Ap. J., " 89 (1939X 99;
i32i HaIe”uT"Aclams, Ap. J., 25 (1907), 300.
33.	A. D. Thackerav, P. Л. 51. P., 48 (1936), 119.
34.	A. Unsold, Z. Physik 46 (1928), 765.
35.	H. H. Plaskett, M. N , 91 (1931), 870.
M- Minnaerl u. Houtgast, Zs. f. Ap., 12 (1936), 81.
SJ. Houtgast, Zs. j. Ap., 16 (1938), 43.
M. G. Adams, M. JV 98 Ц938), 112.
С. E. St. John, M. N., 84 (1923), 93.
40.	M. N., 88 (1927), 126.
41.	M. N. 90 (1929), 186.
42.	M. N„ 90 (1930), 762.
43.	M N. 91 (1931), 260.
44.	Ch. E. St. John, Ap. J. 67 (1928), 195.
45.	J. Halm, .4. A'., 173 (1907), 273; W. Adams, Ap. J , 31 (1910), 30.
46.	Freundlich, v. Brunn, Bruck, Zs. f. Ap., 1 (1930), 43. См. также Винь and Meggers, Publ. Allegheny Ohs., 6, 105.
47	Evershed, M. IV., 95 (1935), 504; 96 (1936), 152.
48.	Allen, Ap. J., 85 (1937), 165.
49.	Ten Bruggencate, Zs. /. Ap., 18 (1939), 316.
50.	A. Unsold, Zs. f. Ap , 12 (1936), 56; C. A. Allen, M. N., 100 (1939), 4.
51	P. ten Bruggencate und J. Houtgast, Zs. j. Ap., 20 (1940), 149.
52.	A. Unsold, Z. Physik, 59 (1930), 353.	t
53.	A. Unsold, Sommerfeld-Festschrift, Leipzig, 1928; Zs. f. Ap., 4 (1932), 319; S. Rosseland, Ap. J.. 63 (1926), 218; В Stromgren, Zs. f. Ap., 10 (1935), 237.
54	Woolley, M. N., 90 (1930), 170; 94 (1934), 631.
1. Schwabe, Л. Л., 495. 1843.
2. R. Wolf, Astron. Mitt. Zurich, 1—83, 1856—1893
3. R. Wolf. Handbuch der Astronomie, m. II, стр. 413, 1892; И. II. Гигиег, M. Л1 2 3 4 5 6 7 8., 73 (1913). 549, 714: A. Schuster, Proc. Roy. Soc., 77 (1905), 13b; H. Kimura, M. IV., 73 (1913), 543; H. II. Clayton, Smithson. Misc. Coil., 98 (1939), № 2; S. Oppenheim, A. W., 232 (1928), 369; A. Jatho, Ann. Hydrogr. 1938, 392.
4. M. Waldmcier, Astron. Mitt. Ziirich., № 133, 1935.
5. II Turner, M. N., 14 (1913), 94.
6. H I udendorff, Zs. f. Ap., 2 (1931), 370.
7. M. Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich, № 133, 1935.
8. Stewart and Panofskv, Ap. J., 88 (1938), 385; 91 (1940), 72
ЛИТЕРАТУРА
231
9.	Gleissberg, Zs. f. ip., 18 (1939), 199.
10.	B. Thuring, Vergff. Л. Sternwarte Munchen, I (1938), № 13.
11.	J. Halm, A. N., 156 (1901), 33.
12.	J. Q. Stewart and F. C. Eggleston, Physic. Rev., 55 (1939), 1102.
13.	M. Waldmeier, A. N, 259 (1936), 267.
14.	R. Wolf, Astron. Mitt. Zurich, № 14, 1862.
15.	W. Gleissberg, Gasette astronomigue, Anvers, 27 (1940), 15
16.	W. Brunner-Hagger und A. Liepert, Astron. Mitt. Zurich, № 140, 1941.
17.	M. Waldmeier, Verh, d. Schuetz. Natf. Ges., 1935, 301.
18.	E Frankel, Pub. d. Eidgen. Sternwarte Zurich, Bd. 5, 1913.
19.	M. Waldmeier, Zs. f. Ip., 16 (1938), 283.
20.	W. Maunder, M. N., 77 (1917), 621.
21.	Carrington, M. N., 19 (1858), I.
22.	Sporer, Potsdam, Publ., 2 (1881).
23.	VV. Maunder, M. N., 82 (1922), 534.
24.	M. Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich. As 138 (1939), 470.
25.	W. Maunder, M. N., 77 (1917), 621.
26.	A. S. D. Maunder, M. N., 67 (1907), 451.
27.	Rod4s, Transactions, 1. A. U. Stockholm Meeting, стр. 43, Cambridge, 1938, см. также VV. Brunner, Publ. Eidgen- Sternwar'e Ziirich, VII, 6, 1940.
28.	VV. Gleissberg, A. N., 263 (1937), 13; (1939), 81.
29.	Minnaert, A. N„ 269 (1939), 48.
30.	M. Waldmeier, Astronom. Mitt. Zurich. № 138 (1939), 460.
31.	M Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich, A* 138 (1939), 468.
32.	Dobbic, Observatory, 62 (1939), 289.
33	R. J. Pocock, M. N„ 79 (1918), 54.
34.	Gleissberg, Publ. Istanbul Observatory, № 12, 1940.
35.	M. Roumens, C. R. Acad. Sciences, Paris, 201 (1935), 127.
36.	W. Brunner — Ilogger, Astron. Mitt. Ziirich, As 137. 1939.
37.	Wolfer. Publ. Eidgen. Sternwarte Ziirich, 2 (1899).
38.	Wolfer, Mem. Soc. Spettr. /tai., 29 (1901).
39.	Brunner — Ilogger, V. J. S., 72 (1937), 354.
40.	Sanford, P. .1. 5. P., 47 (1935), 180.
41.	Обзорная работа H. M Losh, Publ Obs. Univ. Michigan, VII (1939), As 5.
42.	E. VV. Maunder, M. N., 50 (1890), 361.
43.	M, H. Гневышев, Циркуляры Пулк. обе., 24, 1938.
44.	Zs f. Ap , 16 (1938), 285.
45.	A. H. Joy, Ap. ./. 49 (1919), 167.
46.	W. Brunner, Astron. Mitt. Ziirich, А» 124 (1930).
47.	M. Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich, As 138 (1939), 439
48.	Chevalier, Ann. Obs. U-Se. 11 (1919), 10.
49.	M. Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich, № 140 (1941).
50.	Carrington, Observations of the spots on the Sun, London 1863.
51.	Sporer, Potsdam, Publ., 1 (1879), 92.
52.	W. Brunner, Publ. d. Eidgen Sternwarte Ziirich, 5 (1913).
53.	H. F. Newell, M. N„ 84 (1924), 528.
54.	M. N. 85 (1924), 185
55.	M. .V. 85 (1925), 553.
56.	M. Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich, № 138 (1939), 451.
57.	G. E. Hale, Ap. J., 28 (1908), 315.
58.	SJ^Nicholson P. .15 P., 45 _(19 i^^l
59.	G. E. Hale and S. B. Nicholson, Magnetic Observat ions of Sunspots, Papers of the Mt. Wilson Observatory, т. V, ч. I и II, 1938.
60.	С. E. Hale, M. N., 82 (1922), 168; P. A. S. P . 34 (1922), 59,
61.	Ap. J.. 49 (1919), 153 ; 62 (1925), 270.
62.	S. Rosseland, Ap. J., 62 (1925), 387; T. G. Cowling, M. N.. 94 (1933), 39.
63.	R. B. King, Ap. J.. 80 (1934), 136.
64.	Evershed, M. N., 99 (1939), 217.
232
ЛИТЕРАТУРА
65.	Е. Pettit and S. В. Nicholson, .!/>. J , 71 (1930), 153; T. W. Wormell, Jf. N., 96 (1936), 736; A. J. M. Wanders, B. .1. TV., 1 (1934), 237.
66.	По M. Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich, № 138 (1939), 447.
67.	M. Minnaert u. A. J. M. Wanders, Zs. /. Ap., 5 (1932), 297.
68.	Wormell, I/. N. 96 (1936), 736.
69.	A. J. M. Wanders, Zs. /. Ap., 10 (1935), 15.
70.	R. S. Richardson, Ap. J., 78 (1933), 359.
71.	R. S. Richardson, Ap. J., 90 (1939), 230.
72.	C. G. Abbot, Smithson. Ann., 2. (1908), 233.
73.	Pettit and Nicholson, Ap. J., 71 (1930), 153.
74.	M. Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich, № 138 (1939), 448.
75.	M. Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich, J<s 140 (1941), 551.
76.	Secchi, Le Soleil, Paris, 1877.
77.	Ганским, Иввестия Пулк. обе., 1 (1905), 81; 3 (1908), I.
78.	S. Chevalier, Ann. Obs. Z6- Si. VIII, 1914; J. Janssen, Лпп. Obs. Mention, 1 (1896).
79.	Vgl. Kodaikanal Obs. Bull., № 1, 4, 6, 8, 11 (1905—1907).
80.	Adams, Fowler. Hale. Ap. J., 24 (1906), 185; 26 (1907), 75; 27 (1908), 45; 80 (1909), 86.
81.	Ch. E. Moore, Ap. J. 75 (1932), 222, 298; A tonne lines in the Sunspot Spectrum, Princeton 1933—1934.
82.	Ten Bruggencate u. von Khiber, Zs. f. Ap., 18 (1939), 284.
83.	Ten Bruggencate, Zs. f. Ap., 18 (1939), 330.
84.	R, S, Richardson, P. A. S, P., 48 (1931), 761,42 (1930), 121: 44 (1932), 250- 467nmj- t54; 47 (1935), 27; Ap. J., TA 216; 77 (1933), 155.	-----------------—-
86.	Heurlinger, Diss. Lund, 1918.
87.	Birge, Ip. J., 65 (1922), 273.
88.	Minnaert, B. A. A7., 5 (1929), 176.
89.	S. R. Richardson, Ap. J., 73 (1931), 216; 77 (1933), 195.
90.	J. Evershed, M. A., 6» (1909), 454; 70 (1910), 218; Kodaikanal Obs. Bull. № 15 (1909).
91.	St. John, -4p. J.. 37 (1913), 322; 38 (1913). 341.
92.	J. Evershed, Kodaikan.il Obs. Bull., № 51, 1916.
93.	St. John, Ap. J., 37 (1913), 322.
94.	Abetti, Pubbl. B. Oss. Arcetri, Fasc., 50 (1932).
95.	Calamai, РиЫ. В Oss. Arcetri, Fasc., 52 (1934), 39.
96.	G. E. Hale, Ap. J., 28 (1908), 100, 315; Proc. Nat. Acad. Sci. Washington, 11 (1925), 691. То же недавно подтвердил Ричардсон, P. A. S. P., 52. (1940), 282.
97.	H. N. Russel, Astrophysic. J., 54 (1921), 293.
98.	M. R. Petrie, M. N., 90 (1930), 480.
99.	E. A. Milne, M. N., 90 (1930), 487; См. также Козырев, Циркуляры Пулк. Обе. 2, 1932.
100.	Н. Siedenlonf, A. N., 247 (1933), 297 ; 249 (1933), 53; 255 (1935), 157.
101.	S. Rosseland, Ар. J  68 (1926), 342.
102.	L. Biermann. A. N., 263(1937), 185.
103.	Е. Walker, А. IV . 263 (1937), 253
104.	М. Waldmeier, Astron. Mitt. Ziirich., № 140 (1941).
105.	V. Bjerknes, Ap. J., 64 (1926), 93.
К ГЛАВЕ VII
1.	Greenwich Photoheliographic Besults, 1901—1933.
2.	M. IV., 84 (1923), 96.
3.	M. Ц., 85 (1924) 189.
4.	E. W. Maunder, M. N., 80 (1920), 724.
5.	Waldmeier, Helv. Phys. Acta., 18. 14 и Verhandlg. Schneiz. Natf. Ges., 1939, стр. 31.
6.	Ten Bruggencate, Zs. f. Ap., 19 (1939), 59.
ЛИТЕРАТУРА
233
7	Chevalier, Ann. Obs. Z6-Se 8 (1912), C—1.
8.	H. H. Flasket t, M. N., 96	)36), 423.
9.	Waldmeier, Astron. Mitt. Zurich, № 138 (1939), 447.
10.	Janssen, Ann. Obs. Meudon, I (1896), 112.
11.	P. Kremer, Proc. Amsterdam Acad., 88 (1930), 379; E. St. John, Contr.
Jeff. Phys. Labor. 1Б, Hall — Festschrift.
12.	R. S. Richardson, P. A. S. P., 45 (1933), 195.
13.	T. W. Wormell, M. N., 88 (1936), 736.
14.	В. Амбарцумян и И. Козырев, Циркуляры Пулк. обе., № 2 (1932), 6.
15.	Raudcnbusch; А. Л., 268 (1939), 323.
16.	II. Strebel, Sits. Вег. Вауг. Akad. Miinchert, Math-naturwiss. Abt., 1928.
367.
К ГЛАВЕ VIII

1.	Secchi, Le Soleil, II, Table A, Paris, 1877.
2.	Перепелкин, Zs. f. Ap-, 6 (1933), 245.
3.	Dyson, Phil. Trans. (A), 206 (1906), 449; Davidson and Stratton, Mem. R. A. S., 64 (1927), 138; Mitchell, Ap. J , 71 (1930), 1; 72 (1930), 146; L. d’Azambuja, Ann- Obs. Meudon, 8 (1930), 11, 80.
4.	Respighi, itti 4cc. Lincei, Sess., 1, 1869; Sess. VI, 1872.
5.	Mt. Wilson Contr. № 451 (1932), 12; Tokio Astr. Bull., № 90 (1933); Бюлл. Казанск. Астр. обе. им. Энгельгардта, № 3, 1934; Бюлл. Ташкентской обе., № 3, 1934; Bull. Czech. Astr. Soc. Juli, 1934.
6.	Rend, dei Lincei, Ser., 6, 3 (1926). 140: Pubbl. Osserv. Arcetri № 40 u дальнейшие номера.
7.	Oss. e Mmorie R. Osserv. Arcetri, Fasc., 56, 1933.
8.	Young, The Suu, London 1892, стр. 206.
9.	Fowler and W. ij. Lockyer, Phil. Trans. (A), 197 (1901), 151.
10.	Newall, Proc. Roy. Soc., 64 (1898), 43; Lord, Ap. J., 13 (1901), 149; Ever-shed, Phil. Trans. (A), 201 (1903), 457.
11.	Frost, Ap. J., 12 (1900), 307; Mitchell, Ap. J., 15 (1902), 97.
12.	Cillie and Menzel, Harvird Cite., № 410. 1935.
13	Menzel, P. A. 5. P., 89 (1927), 259.
14.	Menzel, P. A. S. P., 89 (1927), 359.
15.	Contr. Princeton Univ. Obs., 9 (1929).
16.	Bowen and Menzel, P. A. S. P.. 40 (1928), 332.
17.	II. W. Babcock, P. 1. J. P. 44 (1932), 323.
18.	Evershed, M. N„ 89 (1929), 566: 87 (1927), 350; Ap. J., 8 (1898), 119
19.	Thackeray P. A. S. P., 48 (1936), 330.
Abetti, Mem. Soc. Astron. Jtal. V, № 4, 1931.
H D. and II. W. Babcock, P. A. S. P., 46 (1934), 132.
S. A. Mitchell, ip. J., 71 (1930), 1; 72 (1930), 146.
Davidson and Stratton, Mem. Roy. Astron. Sue., 64 (1927), 105.
Campbell and Menzel, Lick Obs. Publ., 17 (1930).
M. G. Fracastoro, Rend. R. Accad. d'Italia, Ser., VII, 1 (1939).
•A. D. Thackeray, M N., 07 (1937), 672.
Ap. J.. 80 (1909), 222; 41 (1915), 116.
A. Unsold, Ap. J. 69 (1929), 209; Zs. /. Ap., 8 (1931), 77.
E. Перепелкин и О. Мельников, Бюлл. Пулк. обе., 14 (1935), № 122. Вязанпцьш, Циркуляры Пулк. обе., 16 (1936), 3.
31.	Menzel, Publ. Lick Obs., 17 (1931).
32.	P. ten Bruggencate, Zs. /. Ap., 18 (1939), 316.
33.	M. Waldmeier, Zs. f. Ap., 15 (1938), 44.
34.	E. Перепелкин, Циркуляры Пулк. обе., 2. 1932.
35.	Pannekoek u. Minnaert, Verhand. £. ikad. Wet. Amsterdam, 13 (1928), № 5. Menzel, Lick Obs. Publ., 17 (1931); Menzel’ and Cillie, Harvard Circ. № 410, 1935; Mitchell and Williams, Publ. Leander Me Cormick Obs., Б (1933), 197; Ap. J , 77 (1933), 197.
35a. Pannekoek n. Minnaert, Verh. Acad. Wet. Amsterdam 18, № 5 (1928).
234
ЛИТЕРАТУРА
36.	Е. Перепелкин и О. Мельников, Бюлл. Пулк. обе-, 14, № 122 (1935). Gillie and Menzel, Harvard Obs. Cir. № 410, 1935, Cillie and Menzel, Harvard Circ. № 410, 1935.
37.	G. Cillie, M. IV., 92 (1932), 820.
38.	B. H. Menzel u. G. G. Cillie, Ap. J 86 (1937), 88; L. Goldberg, Ap. J., 89 (1939), 673.
39.	Menzel, M. N. 91 (1931), 628.
40.	Woolley, M. IV., 96 (1936), 515.
41.	Pannekoek, M. IV., 98 (1928), 694.
42.	Cillie and Menzel, Ap. J . 85 (1937), 88.
43.	Thackerav, M. IV., 97 (1937), 688.
44.	A. Unsold, Z. Pfasik, 46 (1927), 782.
45.	Woolley, M. N-, 98 (1937), 3.
46.	Ph. C. Keenan, Ap. J , 75 (1932), 277; 76 (1932), 134, 139; 88 (1936), 47
47.	Pannekoek, В. A. IV., 4 (1928), 263.
48.	Унзольд, Физика звездных атмосфер, ИЛ, Москва, 1949.
49.	McCrea, М. IV., 89 (1929), 718.
50.	Е. A. Milne, М. IV., 84 (1924), 354; 85 (1925), 111, 739; 86 (1926), 8, 578; 87 (1927), 697; 88 (1928), 188, 493; S. Chandrasekhar, М. IV., 94 (1934), 14, 726; W. Н. McCrea, М. N. 89 (1929), 483; 89 (1929), 718; 95 (1935), 80, 509; S. Rosseland, Publ. Vniv. Obs. Oslo, 5 (1933).
51.	Публикуется четыре раза в год в «Quarterly Bulletin on Solar Activity», Eidg. Sternwarte, Zurich.
52.	Pettit, P. A. S. P.. 48 (1936), 332.
53.	С. P. Butler, M. IV., 84 (1924), 134.
54.	С. P. Butler, M. N.. 82 (1922), 334.
55.	G. E. Hale and F. Ellerman, Publ. Yerkes Obs., 3 (1903), 1: L. d'Azambuja, Ann. Obs. Meudon, 8 (1930), II, Tafel III.
56.	L. d’Azambuja, С. B-, 187 (1928), 201.
57.	G. E. Hale, Ap. J , 28 (1908), 100.
58.	G. E. Hale and F. Ellerman, Proc. IV at Acad, of Science. 2 (1916), 102-
59.	T. Royds, M. IV., 85 (1925), 464.
60.	L. d’Azambuja, Bull. Astrononiique, XI (1939), 358.
61.	M. Waldmeier, Zs. f. Ap.. 14 (1937), 91.
62.	M. Waldmeier. Zs. f. Ap., 20 (1940), 49.
63.	G. E. Hale, Ap. J., 78 (1931), 379.
64.	Quarterly Bulletin on Solar Activity, Eidg. Sternwarte Zurich.
65.	M. Waldmeier, Zs. /. Ap., 16 (1938), 276.
66.	R. S. Richardson, Annual Report Mt. Wilson Obs. 1935—1936, стр. 171
67.	R. G. Giovanelli, Ap. J 8» (1939). 555.
68.	L. d'Azambuja. Bull. Soc. Astron, de France, 53 (1939), 97.
68a. M. Waldmeier, Zs. /. Ap., 20 (1940), 46.
69.	A. Colaceviche M. Viaro, Mem. Soc. Astron., Ital., XII (1939), 2.
70.	R. G. Giovanelli, Ap. J . »1 (1940), 340.
71.	Abetti e Colacevich, Mem. Soc. Astron. Ital., XIII (1940), 5.
72.	R. S. Richardson, Ap.J .90(1939), 368,M. Waldmeier,Zs.f.Ap., 20(1940), 46.
73.	R. S. Richardson and R. Minkowski, Ap. J.. 89 (1939), 347.
74.	M. Waldmeier, Zs. f. Ap., 20 (1940). 62: Naturwiss., 24 (1936), 638.
75.	Young, The Sun, London 1892, главы 5 и b.
76.	Carrington, M. IV., 20 (1859), 13.
77.	J. C. Bobbie, W. Moss, A. D. Thackerav, M. N., 08 (1938), 606. M. Wald meier, Zs. /. lp., 20 (1940), 62.
78.	M. Waldmeier, 7s. f. lp., 14 (1937), 229.
79.	L. d’Azambuja, Bull. Soc. Astron, de Frame, 58 (1939), 109. M. Waldmeier, Zs. f. Ap., 20 (1940), 48.
80.	R. G. Giovanelli, Ap. J., 91 (1940), 334.
81.	J. C. Bobbie, W. Moos. A. D. Thakeray. M. IV., 98 (1938) 606.
82.	H. W. Newton, M. N., 95 (1935), 650.
83.	J. Evershed, Kodaikanal Obs. Bull. № 22. 1910.
литература
235
84.	Е. Ellerman, Ар. J., 46 (1917), 298, то же наблюдал ранее Mitchell Ар. J 30 (1909), 75.
85.	М. Waldmeier, Naturwiss., 25 (1937), 715.
86.	L. d'Azambuja, C. R-, 205 (1937), 554.
87.	L. d’Azambuja, Ann. Obs. Meudon, 8 (1930), 11.
88.	L. d'Azambuja, C. R., 185 (1927), 637.
К ГЛАВЕ IX
1.	Систематические сообщения в 1st гоп. Mitt. Eidgen. Sternwarte Zilrich. Ymmagini spettroscopice del bordo solare, Arcetri-Firenzey Mem. Soc. Astron. Itaiiana', Kodainanal Obs. Bulletin.
2.	Astron. Mitt. Zurich, № 121—139, 1930-1940.
3.	Ricco, Mem. Spettr. ital. Ser., 2, 3 (1914), 17; Lockyer, M. N., 63 (1903), 481: 82 (1922), 323; Bocchino, РиЪЫ. Arcetri. № 51. 1933; Barocas, Ap. J ; 89 (1939), 486.
4.	Astron. Mitt. Zurich, № 121, 1930.
5-	Barocas, Ap J.. 89 (1939). 486.
6.	Sykora, Mem. Spettr. Hal., 26 (1897), 161; J. Evershed, Kodaikanalu Obs. Bull., S (1912), 509.
7.	T. Royds and M. Salaruddin,Kodaikanal Obs. Bull. № 111, 1937.
8.	E. Pettit, Ap. J . 76 (1932), 9.
9.	M. Rourrens, C. R-, 201 (1935), 127.
10.	T. Royds, Kodaikanal Obs. Bull. № 63, 1920
11.	Halbjdhrl. Публикации в Kodaikanal Obs. Bull.
12.	J. Evershed, ‘Mem. Kodaikanal Obs. т. I, ч. II, 1917.
13.	L. d’Azambuja, Ann. Obs. Meudon, 6 (1922), 1.
13a. Pettit, Ap. J., 76 (1932), 9.
14.	E. Pettit, Publ. Yerkes Obs., 3, IV (1925), 205; Ap. J , 76 (1932), 9; 84 (1936); 88 (1938), 244.
15.	M. Waldmeier, Zs. f. Ap.. 15.(1938), 299; 18 (1939), 241.
16.	R. McMath и. E. Pettit, Ap. J.. 88 (1938), 244. M. Waldmeier, Zs. f. Ap., 15 (1938), 299.
17.	M. Waldmeier, Zs. f. Ap., 18 (1939), 241.
18.	R. S. Richardson, P. A. S. P.. 50 (1938), 299.
19.	R. McMath and E. Pettit, Ap. J.. 85 (1937), 279; 88 < 1938), 244
20.	Dezso, Publ. Eidg Sternwarte, Zurich. 1 (1940), II. 2/3-
21.	Hulme, M. N , 99 (1939), 634.
22.	H. E. Sawyer and J. Brodie, Publ. [Tnio. Obs. Michigan, 7. № 3, 1938.
23.	R. M McMath and H. E. Sawyer, P. A. 5.	51 (1939), 175.
24.	R. M. McMath and E. Pettit, P. 1. 5. P„ 4!) (1937), 240.
25.	E. Pettit, Ap. J., 84(1936), 319; R. McMath и. E. Pettit, Ap. J. 85 (1937), 279; M. A. Evcrshed, M. JV., 73 (1913), 422.
26.	R. McMath и. E. Pettit, Ap. J.,88 (1938), 244. M. Waldmeier, Zs. /. Ap., 18 (1939), 241. G. E. Hale, .lp. J.. 71 (1930), 73; 73 (1931), 379; II. W. Newton, .11. A., 94 (1934), 472; 95 (1935), 650; Greenwich Photo-heliographic. Results, начиная c 1930 r.
27.	Ph. C. Keenan, Ap. J. 82 (1935), 369.
28.	F. Slocum. Ap. J 86 (1912), 265.
29.	S. A. Mitchell, Ap. J., 71 (1930). I; W. Grotrian, Zs. f. 4P„ 2 (1931), 106;
B.	Lyot, C. R., 206 (1938), 648: Сообщения о спектрах протуберанцев систематически публикуются в Kodaikanal Obs. Bull.', Ast гопоту and Astrophysics, J ihrg. 1892, стр. 50, 821.
30.	M. Waldmeier, VJS, 74 (1939), 229.
31.	E. Я. Перепелкин, Циркуляры Пут. обе. 9, 1933; <Ns 1U, 1934.
32.	E. Pettit, Ap. J , 76 (1932), 9; B. Lyot, C. R.. 202 (1926), 392; VAstronomic, 51 (1937), 203; Перепелкин, Циркуляры Пуля. обе., 8, 1933.
33.	М. Minnaert und С. Slob, Proc. Amsterdam lead., 33 (1930), 65.
34.	K. Schwarzschild, Astron. Mitt. Gottingen, 1906, Toil 13.
35.	Davidson, Minnaert, Ornstein and Stratton, V. A , 88 (1928), 536.
236
ЛИТЕРАТУРА

36.	Е. Я. Перепсчкип, Доклады АП CtiCP, 1930, 37; Zs. /. Ар., 1 (1030), 32b; 8 (1936), 338.
Woolley and Newton, JUT. .V.. 07 (1937). 531.
В. LvOl, L'Astronomic, 61 (1937), 217.
Y. Ochmami, 1/. N., 8» (1929), 479.
Davidson. Minnaert, Ornstein and Stratton, M. .V., 88 (1928), 536.
S. Baumbach. A. N. 267 (1938), 277.
42.	E. Pettit, P. .1. A. P., 51 (1939), 289.
43.	W. H McCrea, AL Я , 95 (1935), 509.
44.	E. A. Milne, 1/. IV., 84 (1924), 354; 85 (1925), 111, 86 (1926), 8; 87 (1927), 697; 88 (1928), 188, 493 и особенно 86 (1926), 459; R. S. Pike, M. N., 88 (1927), 3.
45.	Унзольд, Физика звезтаих атмосфер, ИЛ, Москва, 1949.
46.	М. Waldmeier, Zs. /. Ар., 14 (1937), 229.
47.	Kiepcnheuer, Zs. /. Ар., 15 (1938), 64.
48.	В. G. Giovanelli, Ар. J., 91 (1940), 83.
49.	Zanstra, М. N., 99 (1939), 499.
К ГЛАВЕ X
1.	W. J. S. Lockyer, М. IV 63 (1903), 481; 82 (1922), 323; 91 (1931), 797.
2.	Bergstrand.ZrWo for Math. Astr. och Fys., 22 (A) (1930), № 1; 25 (A) (1934), № 4; M. N., 95 (1935), 436.
3.	H Ludendorff, Sitz-Ber. Preuss. Akad., Berlin, 1928, 185; 1934 , 200.
4.	G. Abetti, Oss. e Mem. Arcetri, Fasc., 56, 1988
5.	Bernheimer, M. A., 98 (1938), 598.
6.	Miller and Marriott, Ap. J., 61 (1925), 73; Horn d’Arturo, Publ. Bologna I, № 8 (1926); H. H.von Kliiber, Zs. j. Ip., 4 (1932) 1; M. Waldmeier, Zs. /. Ap., 20 (1940). 195.
7.	Campbell, Moore and Baker, P. 4. .S’. / ., 35 (1923), 163.
8.	W. H. Wesley. Mem. R. .4. A„ 41; Phil. Trans. (A), 180, 119; 226, 363; Hamburgiscbe Finstemisexpedition, 1905, Hamburg. 1912; J. Nakagawa, Bull. Kivasan Obs. A yoto, 1937.
9.	F Dvson and R. Wooley, Eclipses of the Sun and Moon, Oxford (1937), 117.
10.	Ap. J., 74 (1931), 122.
11.	K. Schwarzschild, Astron. Milt. Gottingen, 18(1906), 1; R. K. Soung, Lick Obs. Bull-, 6 (1911), № 205; O. Bergslraud, Obs. I psala, 1919; E. S. King u. M. Harwood, Harvard Circ., 812 (1927); E. Pettit and S. B. Nicholson, Ip. J., 62 (1925), 202: Stetson and Andres, ip. J., 69 (1929), 227; А. Михайлов, Тртды Астр, ннсг., 4 (1929), 2. Балановский u Перелел-кпп, If. IV.. 88, (1928), 740; Н. von Kliiber, Zs. f. Ap., 2 (1931), 289; 3 (1932), 142; 4 (1932). I; II. Turner, Proc. Roy. Soc., 68 (1901), 36; II. T. Stetson, W. W. Coblentz, W. Arnold u. W. A. Spurr, Ap. J., 66 (1927), 65; J. A. Miller. Sproul Obs. Publ. (1936) № 13; S. A. Korff, P. .1. A. P.. 45 (1933), 205.
12.	S. Baumbach, .1. A.. 263 (1937), 121.
13.	K. Schwarzschild, Astron. Mitt. Gdttingcn, 13 (1906).
14.	II. von Kliiber, Zs. f. Ap., 2 (1931), 289; 8 (1933), 142.
15.	M. Minnaert. Zs. f. Ap.. 1 (1930), 209
16.	R. Young, Lick Obs. Bull., 6 (1911), 166; E. Pettit and S. B. Nicholson, Ap. J., 64 (1926), 136; В. Г. Фесенков, А. Ж. 12 (1935), 309; J. Dufay et H. Grouiller, Lyon Publ., 2 (1936), 129; C. R., 196 (1933), 1574; J J. Johnson, P. 4. S. P , 46 (1934), 226; W. II. Cohn, Ip. J., 87 (1938), 284.
17.	S. Baumbach, A. A., 267 (1938), 273.
18.	Dufay et Grouiller, C. R 196 1933), 1571.
19.	II. Ludeudorff, Sits.-Ber. Preuss. Akad. Wise., 5 (1925), 83.
20.	W. Grotrian, Zs. f. Ap., 8 (1934), 124.
21.	J. II. Moore, P. Л. S. P. 46 (1934), 298.
22.	J II. Moore, P. Л. S P 35 (1923), 333; 45 (1933), 147.
ЛИТЕРАТУРА

23.	G. Regli ini. Rend. R. iecad. Rom., 1940, 716
24.	M. Viaro, Rend. R. Accad. Rom, 1940, 158.
R. Sekiguti, Nature, 140 (1937), 724.
Tanaka, Proc. Phys. Math. Sue. Jap,,,. 19 1937), 693.
W. W. Campbell and J. 11. Moore, P. .4.5. P. SO (1918), 349; C. R. Davidson and F. J. M. Stratton, Mem. Roy. tstron. Soc., «4 (1927), IV; W. Grot-rian, Zs. f. Ap.. 2 (1931), 106; 7 (1933), 26; B. Lyot, L 'Astronomic, 62 (1937), 206; C. R.. 206 (1938), 648; Zs. f. Ap. 6 (1932), 73; M. N., 9» (1939), 580.
28.	Adams and Joy, P. 1. .S'. P 45 (1933), 249; 46 (1934),. 223.
29.	Muller, A. N. 250 (1933). 175.
30.	II. Rosenthal, Zs. f. \p., 1 (1930), 115; Goudsmitand Wu, Ap. J , 80(1934), 154; Beuller, Zs. f. Ap.,9 (1934), 387; M. Waldmeier, Die Sterne, 18 (1938), 1.
31.	W. Grotrian, Naturwiss., 27 (1939), 214.
32.	W. Grotrian. Zs. f. Ap., 7 (1933), 26.
33.	M. Waldmeier, Zs. f. Ip., 20. (1941). 246.
33a. Waldmeier, Zs. /. Ap., 20 (1940), 174.
34.	Wright and Curtis, J. Opt. .brier , 21 (1931), 154; B. Lvot, C. R., 202 (1936), 391.
35.	M. Waldmeier, Zs. f. Ap., 15 (1938). 44.
36.	B. Lyot, L‘Astronomic, 51 (1937). 203.
37.	B. Lvot, M. N., 98 (1939), 591.
38.	M. Waldmcier, VJS., 74 (1939), 229.
39.	Fowler and Lockyer, Phil. Trans. Series (A), 197 (1901), 151.
<0. Campbell and Moore, P. 1. <У. P 30 (1918), 3«9.
d. Davidson and Stratton, Mem. R. A. S„ 64 (1927), 105.
12. Grotrian. Zs. f. Ap., 7 (1933), 26.
43.	Lvot, M. N., 99 (1939), 580.
44	W. Grotrian, Zs. f. Ap., 3 (1931), 199.
45.	H. N. Russell, Ap. J.. 69 (1939), 49.
46.	AL Honda, Nature, 140 (1937), 682.
47.	С. H. Smiley, Nature, 141 (1938), 121.
48.	C. Slormer, Videns/cabselkabets Skrifler, Oslo, Math.-nat. KI 4, 1913; № 12, 1916.
49.	S. Rosseland, Univ. Obs. Oslo. Publ. X 5, 1933.
50.	Cowling, M. N., 80 (1929), 140.
51.	Ferraro, M. V , 95 (1935), 280.
52.	К. O. Kicpenheuer, Zs. /. .4/»., 10 (1935), 260.
ОГЛАВЛЕНИЕ
Предисловие	 ..	....	. .	5
ГЛАВА ПЕРВАЯ	
Излучение Солнца				
1. Яркость и колебания яркости. Показатель цвета. .	7
2. Распределение энергии в спектре Солнца. . .	9
3. Границы солнечного спектра		12
4. Солнечная постоянная		14
5. Колебания сачнечной постоянной		16
6. Колебания ультрафиолетового излучения. . . .	19
7. Температура Солнца		21
ГЛАВА JB Т О Р А Я
Внутреннее строение Солнца и источники его анергии. ........
8.	Внутреннее строение Солнца........................	.
9.	Возраст Солнца. источники энергии и содержание водорода. .
10.	Ядерные реакции в недрах Солнца.................
ГЛАВА ТРЕТЬЯ Вращение (олнца ............................................
И. Определение элементов вращения по видимому движению пятен.................................................
12.	Определение гелиографических положений..........
13.	Рациональные способы определения гелиографических положений............	...................................
14.	Спектроскопическое исследование вращения Солнца..
15.	Результаты исследовании периода вращения.........
16.	Теория вращения Солнца......................
17.	Магнитное папе Солнца.............
18.	Изменение формы и размеров Солнца. . .
ГЛАВА ЧЕТВЕРТАЯ Фотосфера .	....	................
19.	Лучевое равновесие фотосферы.....................
20.	Потемнение к краю и распределение температур.в фотосфере............................................ ...
21.	Строение фотосферы и газовое давление ....	....
22.	Тонкая структура фотосферы. Грануляция .	....
23.	Теория грануляции........................... ...
е-	ГЛАВА ПЯТ;А1Я
Линейчатый спектр Солнца
24.	Состав линейчатого спектра......................
25.	Качественный химический анализ атмосферы Солица. . . .
26.	Истолкование фраунгоферовых линии...............
27.	Теория ионизации................................
28.	Эквивалентная ширина фрцунюферовых линий........

ОГЛАВЛЕНИЕ
29.	Количественный химический	анализ	атмосферы Солнца. .	100
30.	Изменение центр — край	контуров	линии....... 103
31.	Красное смещение.................................... 103
32.	Конвекция, расширение вследствие давления, остаточная интенсивность............................................ 107
ГЛАВА ШЕСТАЯ
Солнечные пятна
33.	Статистическое исс щдовашге пятнообразовательной деятельности.................................................. НО
34.	11-летиий период солнечной активности. . .	111
35.	Короткопериодические колебания. ...	'.............. 118
36.	Распределение пятеп по гелиографической широте. .	.118
37.	Избыток пятен на восточной стороне Солнца........... 120
38.	Еще о закономерностях в распределении групп пятен . .	124
39.	Продолжительность жизни пятен........'.............. 125
40.	Развитие, классификация и структура групп солнечных пятеп....................................................... 126
41	Собственные движения пятеп........................... 129
42.	Магнитные свойства солнечных пятен. .	.	132
43.	Фотометрия солнечных пятен........................ .	136
44.	Структура отдельного пятна.	.	139
45.	Спектр'солнечных пятен. ...	...	140
46.	Течения в солнечных пятнах.	. .	144
47.	Основы теории пятен ....	. .	145
ГЛАВА СЕДЬМАЯ
Солнечные факелы
48.	Факельные очаги и их структура................. 150
49.	Тонкая структура факелов....................... 152
50.	Спектроскопические и фотометрические исследования факелов............................................... 153
ГЛАВА ВОСЬМАЯ
Хромосфера
51.	Хромосфера, ее структура п высота. . .	.	136
52.	Спектр хромосферы....................................... 138
53.	Кинематическое состояние хромосферы. . .	159
54.	Строение хромосферы...................................   161
55.	Спектрофотометрия хромосферных линий.................... 163
56.	Теория хромосферы....................................... 165
57.	Хромосфера, проектирующаяся на диск Солнца........	166
58.	Спектрогелиограммы в'свето линий. Са Л.................. 167
59.	Факе.тьиые площадки и флоккулы в свете К2............... 168
60.	Спектрогелиограммы в свете Па........................... 170
61.	Процессы, происходящие в хромосфере при возникновении солнечных пятен......................................... 172
62.	Хромосферные эрупцпи.................................... 173
63.	Спектрогелиограммы в свете линий гелия и металлов. . . .	178
ГЛАВА ДЕВЯТАЯ
Лротуберапц
64.	Статистические результаты исследования протуберанцев. .	181
65.	Волокна......'................................   184
66.	Возникновение и развитие волокон................ 188
67.	Подъем протуберанцев............................ 189
240
ОГЛАВЛЕНИЕ
68.	Стадия активности.................................. .191
69.	Протуберанцы солнечных пятен. .	.	194
70.	Выбросы хромосферного вещества...................... 195
71.	Движения протуберанцев, наблюдающихся в поглощении. .	195
72.	Спектр протуберанцев................................ 197
73.	Теория протуберанцев............................ .	201
Г ЛАВА- ДЕ СНЯТАЯ
Коропа]
74.	Форма короны и ее изменения в течение 11-летнего цикла. .	206
75.	Распределение яркостей и плотностей в короне.... 208
76.	Поляризация короны.............................. 211
77.	Непрерывный спектр короны............. ...	212
78.	Эмиссионные линии спектра короны................ 214
79.	Наблюдения короны в монохроматических лучах. .	.	217
80	Изменение формы короны.......................... 220
81.	Теории короны........................... .	.	221
Литература..	.225
Редактор С. Полоска»
Технические редакторы: JB. Корнилов и А. Виллвнвва. Корректор М. Шулимвнко
Сдано п пропав! дство 19/ХП 1949 г. Подписано к печати 4/П1 1950 г. А-02145. Печ. л. 16 4-11 вкл. Уч.-лздат. л. 17,3. Формат. 62x94*/,. Изд. №*/,...
Зак. 2718. Цена 16 р.
2-я типография Издательства Академии наук СССР.
л?
39. Продолжительность ;кпзнп няген. Маундер [42| псследо-1° 1^<,Ч<>ЛЖ,’Те-'1,1,01*ть ж,,:,и“ иятеп в эпоху минимума от 1886 до 388J г. На этом довольно скудном материале выяснилось, что ч. ТН ’I суЩрств.У101И“1‘ в течение одного дня, встречаются наиболее • пп2Т0‘ величением продолжительности жизни встречаемость **ьо СПадает- Гпевышсв исследовал вопрос о продолжительности 19'^ИИ. пятен нп °‘»<’»авпн гринвичских наблюдений 1912 темиП ’ ОХВ8ть,,!аю,й,,х около i ООО групп. Он пользовался лишь Роце рР5,,г,ами» которые возникали и исчезали нл видимом стоил- it ,П"а’ <,В,|Д,П,ОЙ стороной» он считал область от -73 до 73е
еВтрального меридиана). Вероятность р того, что пятни
ГЛХВХ VI. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
с продолжительностью жизни, равной I дням, возникает и исч ласт на видимой стороне равна
Р = ~-ййг >	(b.2b)
где 5 суточный угол поворота. Если исчезновение пятна произойдет только при следующем обороте, то справедлива формула
«т.«.	(0.27)
Умпожив число наблюдавшихся групп па Чр, получим общее
число всех групп с продолжительностью жизни, равной t дням. Па рис. 43 представлены результаты работы Гневышева. Встречае-
Рис. 43. Продолжительность жизнп групп пятен по Гнепышеву. Абышссы: продолжительность жизни в днях. Ординаты: относительная встречаемость.
мость быстро падает с увеличением продолжительности жизни. Она не связана с интенсивностью пятнообразовательной деятельности, по средняя п родолжи тельное ть жи зин заметно зависит от широты; на широте 40° опа составляет 2—3 дня, увелм-
чивается с уменьшением широты и при 7’ достигает максимального значения-
5 дпей. Величина и про-
должительность жизни пя
ген изменяются параллельно; можно считать за правило, что группа с продолжительностью жизни, равной 10 дням имеет максп мальную протяженность—опа занимает 10 4 площади полушария, группа, существующая 40 дней, захватывает уже 4-10~4 площади полушария.