MODELE CHROMOSFERY JEDNORODNEJ

Nowe możliwości otrzymania empirycznego rozkładu temperatury w dolnej chromo­ sferze pojawiły się z chwilą zainicjowania obserwacji pozaatmosferycznych widma sło­ necznego. Obserwacje te umożliwiły w pierwszym okresie (początek lat sześćdziesiątych) pomiary widma ciągłego Słorfca w ultrafiolecie, a w późniejszym okresie w dalekiej pod­ czerwieni. Zależność nieprzezroczystości atmosfery Słorfca od długości fali jest tego typu, że dla całej dziedziny widzialnej widma, tzn. między 4000—10 000 A, promieniowanie efektywnie pochodzi z tej samej warstwy, tzn. odnosi się do niewielkiego zakresu głębo­ kości geometrycznych. Zakres ten można nieco poszerzyć, bądź przez pomiary ściemnie­ nia brzegowego na tarczy Słorfca, lecz już przy samym brzegu dokładność pomiarów maleje, bądź przez pomiary widma ciągłego ponad brzegiem w czasie zaćmień. W sumie jednak dostaje się niewiele większy zakres głębokości geometrycznej niż 500 km. Dla dwóch zakresów widma: dla fal krótszych niz 4000 A i dla fal dłuższych niż 10 000 A mamy silny wzrost nieprzezroczystości z długością fali. W pierwszym obszarze duża nie- przezroczystość jest wynikiem fotojonizacji metali, w drugim wynika z przejść wolne- -wolne dla ujemnego jonu wodorowego. Jeśli więc będziemy mierzyć natężenie widma ciągłego w coraz dalszym ultrafiolecie i coraz dalszej podczerwieni, to w miarę oddalania

O modelach chromosfery słonecznej

35

się od zakresu widma widzialnego głębokość optyczna równa jednos'ci dla danej długości fali będzie odpowiadać coraz większym wysokościom w atmosferze słonecznej. Promie­ niowanie o długości ok. 300 n odpowiada tej wysokości w chromosferze, dla której tem ­

peratura elektronowa jest minimalna, a fale dłuższe produkowane są przez atmosferę le­ żącą już w zakresie wzrostu tem peratury. Z warstwy, w której wzrasta tem peratura elek­ tronow a pochodzi również promieniowanie o długości X < 0,16 ju.

Bezpośrednim jednakże powodem skonstruowania pierwszego tzw. modelu odniesie­ nia, znanego jako model URP (Model o f the U trecht Reference Photosphere and Low Chromosphere) ( H e i n t z e , H u b e n e t i d e J a g e r 1964) był fakt, że wyniki obli­ czeń wielu heliofizyków oparte o ich własne modele nie dawały się ze sobą porównywać. Przy zestawieniu tych wyników dominowały rozbieżności, których źródłem były różnice w modelach użytych do rachunków.

Model URP w momencie jego opublikowania w 1964 r. był modelem możliwie naj­ lepiej uzgodnionym z aktualnymi obserwacjami. W części odnoszącej się do fotosfery był wyprowadzony w oparciu o natężenie widma ciągłego Słorfca i jego ściemnienie brzegowe w zakresie widzialnym. Minimalna wartość tem peratury elektronowej wynosiła 4500 ± ± 5 0 ° K, a przejście przez to minimum miało miejsce dla r5 = 0,02 (r5 oznacza głębokość optyczną w kontinuum dla X równego 5000 A). Położenie i wartość tej tem peratury otrzym ano z obserwacji kontinuum i widma liniowego w ultrafiolecie. Natomiast gradient

dT/drs dla r 5 < 0,02 uzyskano z obserwacji zaćmieniowych spadku natężenia emisji na

samym brzegu Słoiica. Model ten dawał Te i Pg w zależności od t s, stąd zaś przy założe­ niu równowagi hydrostatycznej i uwzględnieniu wkładu ciśnienia turbulentnego można było otrzym ać skalę wysokości h. Umownie położono h = 0 dla r s = 1 i taki sposób ra­

chuby wysokości stosuje się na ogół we wszystkich późniejszych modelach chromosfery. Dodatnie wartości h liczy się w górę ku chromosferze, ujemne — w głąb fotosfery. Grani­

cą modelu URP były wartości r s = 10‘4 i Te = 5125°K. W skali wysokości odpowiadało

to h = 635 km. Model ten przytoczony jest na rys. 1.

ju ż po trzech latach okazało się, że model URP wymaga rewizji. Konieczne było prze­ dyskutowanie nagromadzonego w tym czasie materiału obserwacyjnego. Na konferencji w Bilderberg koło Arnheiin, w Holandii, w czerwcu 1967 r. rozważono możliwości opar­ cia nowego modelu na obserwacjach: a) kontinuum , b) profili linii i szerokości rów no­ ważnych, c) zmian z głębokością optyczną fluktuacji tem peratury i pola prędkości. Osta­ tecznie okazało się, że ustalony model oparty był głównie o pomiary kontinuum i dlatego też otrzym ał nazwę Bilderberg Continuum Atmosphere (BCA) (C i n g e r i c h, d e J a ­ g e r 1967). Istotny postęp tego modelu w stosunku do URP to dwukrotne zwiększenie zakresu głębokości optycznych. Uzyskano to dzięki nagromadzeniu pomiarów widma ciągłego w dziedzinie fal od mikronów do milimetrów oraz w ultrafiolecie. Natomiast główną wadą modelu BCA był brak uzgodnienia między wynikami otrzym anym i z obser­ wacji w podczerwieni i ultrafiolecie. Widmo w zakresie ok. 1600 A wskazywało na war­ tość tem peratury minimalnej Te raczej wysoką, ok. 4600°K i bardzo rozciągnięty w T

obszar minimum. Pomiary kontinuum dla fal 230—300 fi natomiast dawały wartość

tem peratury minimalnej rów ną 4370°K i mniej szeroki obszar minimum. Zasadnicze cechy modelu BCA — to podział przebiegu tem peratury na trzy sekcje: 1) fotosfera dla log t s > 1 , 2 ) bardzo rozciągłe minimum tem peratury elektronowej od log r 5 = —2 do log r 5 = —4,3) dolna chromosfera ze wzrostem tem peratury elektronowej log T s < —4.

;s6 I'aciorek

R y s. 1. Zm iana tem peratury i ciśnienia z ^ ę b o k o śc ią o p ty czn ą T5 dla trzech m odeli: U R P, BC A , H SR A . D la k ażdego z m odeli pod an a je s t rów nież geom etryczna skala głębokości h (k m )

Minimalną wartość Te równą 4 600°K przyjęto, kierując się głównie wyznaczeniami temperatury barwy T o u s e y a (1963) dla X 1600 A. Najsłabiej udokumentowany obserwacjami był obszar między log r

5

= —1 do —2. Natomiast wzrost Te w zakresie log T

5

= —5 do

—6

uzgodniony był zarówno z obserwacjami w ultrafiolecie, jak i w zakre­ sie milimetrowym. Granicą modelu BCA była wysokość h = 2210 km i temperatura 9 500°K . Model ten podany jest razem z URP i omówionym poniżej HSRA na rys. 1.

Charakterystyczne dla modelu BCA rozciągłe minimum temperatury i stosunkowo wysoka wartość temperatury minimalnej nie zgadzała się nie tylko z pomiarami widma ciągłego w podczerwieni, ale również była w sprzeczności z interpretacją profili linii H i K Ca II i Mg II. Niemniej w ciągu dwrfch lat, aż do czasu nowego, poprawionego mode­ lu, spełniał swe usługi jako model odniesienia.

Istotną podstawę do skonstruowania nowego modelu stanowiły wyniki obserwacji w podczerwieni i ultrafiolecie: M a n k i n i S t r o n g (1969), E d d y , L e n a i M a c Q u e e n (1969), P a r k i n s o n i R e e v e s (1969), L e n a (1970), które zgodnie wskazywały na konieczność zawężenia obszaru minimum Te i obniżenia samej wartości minimalnej. Ten sam kierunek zmian w modelu wynikał również z analizy profili linii K i H Ca II (L i n s k y, A v r e

11

1970). Pierwsza poprawka modelu BCA dała model zwa­ ny SA05 opublikowany w 1969 r. G i n g e r i c h (1969) rozesłał ten model tylko do nie­ wielkiej grupy zainteresowanych, a szerszemu gronu mógł być znany jedynie na podsta­ wie niewielkiej wzmianki w „Sky and Telescope” . Cechy charakterystyczne tego modelu

O modelach chromosfery słonecznej 37

— to łagodny spadek tem peratury od wartości 4600°K dla ts - 10’2 do Te = 4200°K dla Ts = 10"4 . Wysokość h odpowiadająca minimalnej wartości Te równa była 550 km. Po­ wyżej minimum tem peratura wzrastała raczej gwałtownie do 10 000°K .

Wreszcie ostatni model z tej serii, model HRSA — Harvard Smithsonian Reference Atmosphere, opublikowany w 1970 r. (G i n g e r i c h i irini 1970), to nieco ulepszona wersja modelu SA05. HSRA różni się od SA05 dla r s < 10'3 ; posiada nieco głębsze mini­ mum tem peratury oraz inny wzrost powyżej minimum. Dla Ts = 10 5 i wyżej tem peratu­ ra dopasowana jest do wyznaczerf N o y e s a i K a l k o f e n a (1970). Rozkład tem pe­ ratury w obszarze minimum opierał się na pomiarach widma słonecznego w zakresie 1500—1800 A i 20—700 ju. W ultrafiolecie podział był następujący: X > 1683 A — zakres odpowiadający fotosferze, 1683 > X > 1525 A — obszar przejściowy chromosfera-foto- sfera oraz X < 1525 A — chromosfera. Wymieniony obszar w podczerwieni dostępny jest tylko obserwacjom pozaatmosferycznym. Bardzo niewiele obserwacji wykonano dla za­ kresu 100—200 H, co powoduje dużą niepewność tego modelu dla t 5 = 10"2 . Przebieg tem peratury w samej chromosferze, tzn. powyżej minimum, określony był na podstawie: obserwacji kontinuum Lymana — obserwacje OSO 4, fal milimetrowych, gęstości elek­ tronowych pochodzących z obserwacji zaćmieniowych oraz wyznaczeń wysokości po­ wstawania linii H a . Wykorzystano również obserwacje dla X 912 — 1525 A wykonane na rakietach i OSO 4.

Istotne cechy różniące modele HSRA i BCA — to dalszy łagodny spadek Te od w arto­ ści 4600°K dla log r 5 = —2,2 aż do minimalnej wartości 4170°K dla log t5 = —4, odpo­ wiada to h = 557 km, a następnie nieco ostrzejszy wzrost tem peratury. Stromość tego wzrostu łagodnieje nieco dla wysokości powyżej 1600 km. Granicą modelu jest wysokość h = 1860 km i Te = 8930°K . Ciśnienie całkowite gazu dla tego granicznego punktu wyno­ si 0,15 dyn.cm '2 i jest to wartość, która leży w zakresie ciśnieri przyjmowanych dla pod­ stawy korony. Wszystkie trzy modele zestawiono na rys. 1.

Wskutek tego, że probówano uzgodnić rozkład tem peratury w modelu z obserwacjami kontinuum lymanowskiego, rozkład gęstości elektronowej z obserwacjami zaćmieniowy­ mi oraz jednocześnie by nie popaść w sprzeczność z pomiarami tem peratury dla zakresu fal milimetrowych, model HSRA nie pasuje do żadnej z tych serii obserwacji idealnie. Gęstość elektronowa N e jest dla wysokości 1500 km o czynnik 1,6 mniejsza niż wyniki H e n z e (1969), natomiast dla tego samego obszaru chromosfery otrzym ana z modelu tem peratura jasności dla fal 3 mm jest o ok. 500°K wyższa niż średnia wartość obserwo­ wana. Autorzy modelu sugerują, źe dla atmosfery leżącej powyżej minimum tem peratury nie da się uzyskać uzgodnienia obserwacji z teorią bez uwzględnienia niejednorodności warstwy, tzn. zmiany parametrów fizycznych ośrodka w kierunku prostopadłym do ra­ dialnego.

Ostatnio C h i p m a n (1971) próbował na podstawie analizy obserwacji linii K i H Mgll, tripletu 01, dubletu CII oraz dwóch linii CIII otrzym ać empiryczny rozkład tem pe­ ratury z wysokością w zakresie wzrostu od 10 000°K do 100 000°K . Linie magnezu dały pewną poprawę w rozkładzie tem peratury w górnej części modelu HSRA, natomiast linie tlenu i węgla pozwoliły na stwierdzenie, że wzrost tem peratury w wymienionym wyżej zakresie zachodzi dla Ah ~ 100 km. Próby uzgodnienia tych obserwacji dla wszystkich wymienionych linii w ramach jednego wewnętrznie zgodnego modelu, który dawałby

J. Paciorek

szczegółowy kształt tego ostrego wzrostu, doprowadziły ostatecznie autora do wniosku, że należałoby zrezygnować z liczenia modelu jednorodnego, ponieważ dla zakresu wyso­ kości, gdy temperatura rośnie od granicy modelu H SRA do ok. 60 0 0 0 °K dominujące znaczenie może mieć niejednorodna struktura chromosfery.

3. PRÓBY IN T ER PR E T A C JI N IEJED N O R O D N EJ ST R U K T U R Y CH ROM OSFERY

W dokumencie Postępy Astronomii nr 1/1974 (Stron 46-50)