1947 г. УСПЕХИ ФИЗИЧЕСКИХ НАУК Т. XXXII, вып. 1 В. Л. Гинзбург

1947 г. УСПЕХИ ФИЗИЧЕСКИХ НАУК Т. XXXII, вып. 1РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИВ. Л. ГинзбургВВЕДЕНИЕВ последнее время (1944—1946 гг.) было обнаружено и началоэнергично исследоваться излучение Солнца в области радиочастот 1 - 1^40 .Одновременно повысился интерес к открытому несколько ранеерадиоизлучению Галактики 13 ~ 1Ϊ . 1 . В ряде работ вопрос о радиоизлученииподвергся также теоретическому анализу is- 24 . Исследованиерадиоизлучения Солнца и космического пространства представляетбольшой астрофизический и, в известной мере, также геофизическийи радиотехнический интерес. Это вполне понятно, так как здесь речьидёт о существенном расширении области спектра электромагнитныхволн, используемой в астрономии. При этом сведения, получаемыепри работе в радиочастотной области, отнюдь не дублируют результаты,которые можно извлечь из наблюдений в инфракрасных, видимыхили ультрафиолетовых лучах. Дело в том, что, например, оптическоеизлучение Солнца обусловлено его фотосферой, имеющейтемпературу TQ = 6000°. Однако, радиоизлучение Солнца отнюдь,вообще говоря, не будет соответствовать излучению чёрного телас температурой фотосферы. Это объясняется тем, что солнечная коронаи хромосфера, прозрачные для света, уже совершенно непрозрачныдля метровых радиоволн; в результате радиоизлучение Солнца в случаедостаточно длинных волн будет обусловлено короной, а не фотоилихромосферой. Таким образом, исследование радиоизлучения Солнцаявляется методом изучения короны, и при этом методом, вполне пригоднымвне затмений.По современным представлениям, внутренняя корона имеет темпе-,ратуру гораздо более высокую, чем фотосфера, и достигающую миллионаградусов (см., например, 25 )*). Из сказанного выше ясно, чтоидущее от короны тепловое радиоизлучение должно отвечать такойже высокой температуре, а не температуре -w 6000° 18 ~ 2 °.*) Имеется в виду температура электронов и ионов; тепловое излучениеБ инфракрасной, видимой и ультрафиолетовой областях не находится в рав-.новесии с частицами и соответствует температуре порядка температуры фотосферы.

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ 27Исследование радиоизлучения Галактики позволяет, в свою очередь,сделать известные заключения о температуре и концентрации электроновв межзвёздном пространстве.Геофизический и радиотехнический интерес изучения радиоизлученияСолнца и мирового пространства связан с общеизвестной зависимостьюмежду резко отражающейся на радиоизлучении солнечнойдеятельностью и геофизическими явлениями и, в первую очередь,явлениями, определяющими распространение радиоволн. Кроме того,«космические шумы» в радиоаппаратуре существенны для определения•её чувствительности относительно земных радиосигналов.В настоящем обзоре в §§ 1—3 сопоставляется имеющийся в литературеэкспериментальный материал, относящийся к радиоизлучениюСолнца и Галактики (использована литература, появившаяся в Москведо марта 1947 г.). Далее в § 4 проводится теоретическое рассмотрениевопроса и обсуждение результатов наблюдений.§ 1. МЕТОД НАБЛЮДЕНИЯОстановимся вначале на экспериментальных возможностях исследованиярадиоизлучения от внеземных источников. Пусть поток энергии(вектор Пойнтинга) от такого источника на Земле равен S \f,где А/—рассматриваемый интервал частот. Тогда средний квадратэлектродвижущей силы в антенне el равен 2ti :l ^ l (1)λ 2 2где λ—длина волны, R n— сопротивление излучения антенны и — D a—её «область вылавливания». Антенна отдаёт, как известно, максимальнуюмощность приёмнику, если его входное сопротивление R = R a;в этом случае мощность, получаемая приёмником, равнаλ 2 2Из (2) ясгго, что величина — D aпредставляет собой просто туплощадь, с которой приёмник собирает поток пацающего излучения.Для полуволнового диполя D as= 3, и, таким образом, вместо (2) можн>написать:P^G aSbf2*.?-Q aSbf, (3)где G a— выигрыш по мощности рассматриваемой антенны по сравнениюс полуволновым диполем («power gain over a half-wave dipole»;см. 7 . п > 27 ). Если антенна состоит из большого числа диполей,то очень грубо 26 :„ 2-площадь антенны ...

28 В. Л. ГИНЗБУРГНа метровых и более длинных волнах обычно О а-^ 2—10; в сантиметровомдиапазоне О азначительно выше в силу возможности достигнутьрезкой направленности антенн или, другими словами, возможностииспользовать антенну (зеркало), по площади значительно большую,чем λ 2 . В метровом диапазоне максимальное достижимое значение О авряд ли может превысить 100—200 (в 9 О а-ν- 100).Возможность приёма слабых радиосигналов лимитируется шумамив приёмнике и в антенне; эти шумы, как известно 28 . 28 , обусловленытепловыми флуктуациями в проводниках и дробовым эффектом в радиолампах.В самой антенне с сопротивлением R aсредний квадратнапряжения от флуктуационных тепловых шумов равен 2В > 28 :"

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ 29С единицы поверхности чёрного тела выходит во все стороны поток5 Δ/ = -2-ώ. Отсюда ясно, что поток излучения от нашего «стандарта»на Земле равен:/Λ0\2_ΐ,ΐΐ·ΐο-ΐ8 эрг _1,11·10-» ваттλ 2 \R } λ 2 см" 1 -сек-герц X 1 {вметрах)м 2 мегагещ' ' 'Если приёмник находится ири комнатной температуре, т. е.Т а^ 300°, то, согласно (7), мощность шумов, делённая на Δ/, равна:эрг=410-»У' д я и (11)Δ/ сек-герц мегагерцОтношение (8) в случае (10)—(11) равноη(12)Принимая для N значение 10 и считая, что можно аметить сигнал,когда его мощность превышает -ν. 5°/ 0мощности шумов*, мывидим, что выбранное стандартное излучение будет замечено, если, G >--2000. (13)Таким образом, в этих условиях в метровом диапазоне излучениеСолнца с 7 = 6000° заметно быть не может.Пусть теперь радиоволны излучает корона, причём за излучениеответственна область с температурой Τ и радиусом r=^rfQ. Тогда,аналогично (10),£_ 2я*7\• гоу з 1,11-10-" Т_ηeamm ^\ г [ Я ) ' А 2 (в метрах) TQ ' м 1· мегагерци мощность, делённая на Δ/, согласно (3) и (14), равна*):QI ' "мегагерц *Для дальнейшего удобно ввести эффективную температуру излучателяТ еу и её отношение к TQ:Т. }= Тт? = £; V=%. (16)Измеряя на опыте Ρ для Солнца и зная G a(эта величина можетбыть измерена или рассчитана), согласно (15), определяется температураT efили V.*) Эппльтон и Гей 9 вместо (7) пишут P n= (N— l)kT aAf, т. е. учитываютдля сравнения с сигналом только шум приёмника без антенны. Разумеется,это отличие не играет никакой роли. Далее вместо фактора 0,8 в 9фигурируетзначение 0,41. Причина этого отличия осталась нам непонятной, быть может,она состоит в другом определении О а. Вопрос этот существенен лишь приабсолютных измерениях и калибровке приёмника.

30 В. Л. ГИНЗБУРГСогласно (8), (12), (16) и при условии, что N ^- 10 и минимальноезаметное отношениеизлучение, еслиρ- ~- 5°/ 0, мы видим, что можно заметить• ηо. insV>~ . (17)При λ^> 1 -« G e"10 60 илиОднако, если, как это·ещё возможно, минимальноезаметное значениеР\Р а-1°/о, N=5 ηG = 100, то Г е />·^ 10*градусов., На сантиметровых волнахфактор О аможетбыть больше тысячи итаким образом могут бытьизмерены температуры порядкаГ о— 6000° и дажезначительно ниже.Фотография установки,(антенна в виде зеркала),применявшейся хдля изучениярадиоизлучения Галактикии Солнца при.Х=1,87 м, приведена нарис. 1.Из данных автора можнозаключить, что оноценивает предельнуюРис. 1. Антенное устройство (зеркало) с диаметромоколо 9 м, применявшееся в установке как соответствующую-точность своего приборадля исследования излучения Галактики и Солнцана длине волны λ =1,87 см.V-v-З—4. Площадь зеркаларавна -^-65 л !и noориентировочнойформуле(4), G a-v-40. Поэтому, согласно (17), V min-^50. Это расхождение нереально, так как точность формулы (4) не позволяет исключить значениеG -^-100 и, кроме того, автор 1 считает, что может заметитьρотношение -g-,меньшее 5°/ 0, как принято выше. В 8минимальное заметноезначение g-было порядка 1°/ 0.

\ \ \ \ У V У V V \ \ *4\Y\Y\ivjg\\\\\\\\\\\\\\\1ШШШΡΨΊ^ΡΤΨΨΤΓΤΤΓI I I I I I.LL.μ,ΟΟ 3 00 2 30 2°° Ι 30 Ι 00 0 30 5-\/№г Z¥

•32 В. Л. ГИНЗБУРГЗапись уровня шумэз в приёмнике с течением времени 1 показана•на рис. 2 и 3 (λ =1,87 м). На рис. 2 максимум соответствует условиям,в которых зэркало напразлено на центр Галактики (см. § 3),•а на рис. 3 один из максимумов соответствует центру Галактики, адругой Солнцу. Различные кривые отвечают разным дням. Перемещениемаксимума от Солнца на рис. 3 вызвано изменением положения"Солнца относительно центра Галактики.§ 2. ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦАЭкспериментальноэ исследование радиоизлучения Сэлнца показало,что это излучение может быть обнаружено во всём изучавшемся диапазонеот 1,25 ел до 12 метроз. При этом на метровых волнах наблюдаетсяобычно лишь спорадическое излучение, возникающее в периодыповышенной солнечной активности (большие пятна, факелы).Зто спорадическое излучение достигает иногда огромной величины —АвторДайк иБерингер 10Саусвор; 2tПаусей и др. 5»Ребер *° *)Паусей и др. 8Паусей 12Риль и Вонберг 8Ребер хЛовелиБенведПГей*Эппльтон и Гей 9Эппльтон sλ1,25 см1,25 см3 см10 см25 см50 см62 см1,5 м1,5 м1,72 м1,87 м4,14 м4—6 м2—12 м>7,5 мРадиоизлучение СолнцаΤв градусах10 000~200012 00020 000-ν-6 000

РА1И0ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ 33ему^соответствует значение V до 1,3· 10 8 , т. е. значение T efдо 2· 10 1аградусов (см. 11 , λ = 4,14 м)\ Именно наличие таких вспышек с 1/^>10 4позволило обнаружить радиоизлучение Солнца на метровых волнах спростыми антеннами, для которых О а п . Гигантский «всплеск»3 УФН, т. XXXII, вып. 1

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ .45Vн-ZI/0"'10°/О'\1/600 то /soo /ж 2ооо то\'\\:. 6. Радиоизлучение Солнца при л =4,14 м; '£> шохя ]94(ϊ ι.Sam/nВремяΡικ\ 7. Радиоизлучение Солнца при λ = 4,14 ,и; 2 августа 1946 г.Шклла врекени растянут;: rio срапу.'.чтт"; рис. (>.

636 ; В. Л. ГИНЗБУРГIс '••••-i—-•••••./1ifI1ι1wг / sI/' • \1/IV \ι г з ν s s 7 δ з ю π /гДни февраля 13МгРис. 8. Сравнение относительных величин:а) радиоизлучения,б) поглощения радиоволн в ионосферном D-слое,с) отношения площади солнечных пятен к площадивидимого диска.чРис. 9. Снимок Солнца 5 февраля 1946 г.

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ 37на рис. 5. Значение 5 = 0,25-Ю" 18 ваттм 2мегагерцсоответствуетT ef=3'i0 &градусов и в то же время меньший поток от Солнца никогдане наблюдался, несмотряна то, что аппаратура, повидимому,вполне позволяла заметитьтакой поток (иначе утвержденияавтора были бы бессмысленны).Наблюдения' относятся к«спокойному» периоду и свидетельствуютпоэтому в том женаправлении. Заметим, что самРебер 1не указывает значенияΤ ер Эппльтон 3 , а за ним рядаиторов приняли это значениеравным 6000°, что, однако, ошибочно.Дело в том, что Реберизмерял в основном излучениеГалактики, не носящее резконаправленного характера, иРис. 10. Спектр радиоизлучения Солнца.относил интенсивность излу- Значки Χ, Π и Δ соответствуют разнымнаблюдателям.чения к 1 квадратному градусупутём деления всей интенсивности,улавливаемой прибором, на телесный угол, в котором антеннавоспринимала приходящее излучение; этот угол, повидимо-, 8аттSмг герц13~'°Iff*ю"т»ю гбΊ- 0,5 квадратногоградуса, и поэтому для полученияинтенсивности отСолнца на квадратный градусизмеренную полную интенсивностьнужно умножитьна 2, а не делить на 50.Отсюда следует, что интенсивностьизлучения Солнцаполучится из значенияРебера г10-10~ 18 м г 'Мгц-кв.град.умножением на-^-50, что даётT ef-^ 10 6 °, как это и принятов табл. 1.Специальные измерения6 ) 7 - s привели к обнару-

38 В. Л. ГИНЗБУРГжению весьма интересного обстоятельства—круговой поляризации радиоизлученияСолнца. Во время прохождения большой группы пятен черезмеридиан 26 июля 1946 г. на волне λ = 1,5 м оказалось, что излучение,поляризованное по кругу направо, интенсивнее излучения, поляризованногопо кругу налево, в 7 раз (см. рис. 12 ϋ ). Через пять дней, напротив,левополяризованное излучение было в 5 раз интенсивнее правополяризованного.Большой интерес представляет выяснение распределения яркостирадиоизлучения по солнечному диску и в районе пятен. К сожалению," J0\—!5№О, !ьЗпемяРис. VI. Поляризация радиоизлучения Солнца приλ = 1,5 м\ 26 июля 1946 г.а) правая круговая поляризация, Ь) антепг.а направленане на Солнце, с) левая круговая поляризация.решение этого вопроса весьма трудно, так как, если не говоритьо сантиметровом и дециметровом диапазоне, то создать антенны снаправленностью, меньшей 0,5 градуса, практически невозможно.Некоторый успех, повидимому, может быть достигнут при использованииинтерференции двух антенн 8 , находящихся на расстоянии внесколько длин волны — в этом случае получается многолепестковаядиаграмма направленности, причём раствор отдельных лепестков можетбыть весьма мал. Более прямой и надёжный метод, предложенныйпокойным акад. Н. Д. Папалекси, состоит в проведении наблюденийрадиоизлучения но время затмений. В этой связи Бразильская экспедицияАН СССР по наблюдению полного солнечного затмения 20 мая1947 г. по инициативе акад. Н. Д. Папалекси включила подобныеизмерения в план своей работы.15 !§ 3. ИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИКИЕщё в 1932—1933 гг. Янским 13 было обнаружено на волне 14,6 м,что из космического пространства на землю приходит довольно интенсивноерадиоизлучение. Излучение это максимально в направлении

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ 39tia центр Галактики и вообще Еелико в области Млечного пут:;. Этотрезультат был затем подтверждён в ряде работ, проведённых на волнахот 1,5 м и длиннее 14 - 17 . На существование радиоизлучения внегалактическогопроисхождения никаких прямых указаний ещё нет.Интенсивность радиоизлучения Галактики естественно характеризоватьнекоторой эффективной температурой ,T tp определяемой кактемпература Τ чёрного излучения такой же интенсивности, как наблюдаемаяна опыте в данном направлении. Как известно, поток чёрногоизлучения с температурой Τ в телесном угле ΔΩ равен:κ=Mi = -r- U4π2,76- 10-и;λ 2 (в метрах)6,6·10-2ίλ 2(в метрах)8,4-Ю- 17X' J (в метрах) м гваттм г- мегагерц · стера дианваттм 2 -мегагерц·квадраты, градусваттмегагерцквадратн-градус'В табл. II приведены измеренные значения К и T ef.Радиоизлучение Галактики (в максимуме)Таблица IIЛнтор в метрах Кваттм г -мгц-кв.гр.T ef в градусах[поформуле (18)jIПримечанияЯнский ISГей и др. 1δМоксон J7Ребер14,64,77,53,31,51,87^150 0003,17-10-18 10 00020 000-30 0003000300—4001,12-UW 7 6000См 2зСм. рис. 14См. рис. 15Повидимому, значенияошибочны (вовсяком случае дляI = 1,5 м).См. рис. 13Надежными представляются измерения Ребера J и Гея и др. 15 .Измерения Янского 13вряд ли позволяют сделать уверенные заключения.Измерения Моксона 17для А = 1,5 м и ). = 3,3 м противоречатизмерениям 1·15и, повидимому, содержат существенную ошибку.Радиоизофоты (линии одинаковых значений К) Галактики представленына рис. 13 и 14. По данным Ребера 1 (рис. 13) главный максимумрадиации находится в Стрельце (направление на центр Галактики), вторичныемаксимумы в Лебеде, Кассиопее, Малом Псе и Корме. Гавныйми-

•до-90Рис. 13. Линии одинаковой интенсивности рчдиоитчгния Г

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ 41нимум лежит в Персее. В минимуме интенсивность радиоизлучения примернов 50 раз меньше, чем в максимуме. Внегалактические объекты(туманность в созвездии Андромеды и др.) заметного излучения./г'Рис. 14. Линии одинаковой интенсивности радиоизл)чения Галактики; цилиндрическаяпроекция, пунктиром обозначен галактический экватор. Интенсив, , , „ „, ватт , . _нос"Ь в единицах 1,Ы0- 21 —- ; λ = 4,7 м.М'-герц-стераОианне дали (в' минимальное значение которое можно заметитьваттК, 2-10~ 19rain "'' 1 и м" 2·· мегагерц-квадраты, граду с)Гей и др. 16 * обнаружили флуктуации в интенсивности радиоизлученияв направлении на Лебедь. Поскольку диаметр Солнца — 0°,5,из табл. I и II ясно, что, например,при λ =1,87 м, для Солнца1\ 1 KQ~2SO=±6- \0~ 1S [TQ~ 6000; см.10,000 \ (10)], а для Галактики К= 1,12 · 10~ 1Т .Если, как это обычно имеет место,направленность антенны значительнобольше 0°,5, отсюда ясно,\что излучение Солнца с T~~TQ В\ч период, когда Солнце находится в.1,000\\ области, близкой к центру Галактики,замечено быть не может (в метровомдиапазоне).s\ Для волн длиннее 10-н15 метровдолжно начать сказываться влияниеионосферы. Если для данной100длины волны ионосфера уже совершеннонепрозрачна, то описанная¥0 SO 70 /00 ISO ZOOЧастота 6 мегагерцах аппаратура в принципе может быть,Рис. 15. Частотная зависимость использована для измерения температурыионосферы. При этом сущест-эффективной температуры излученияГалактики. Верхняя кривая —максимальная интенсивность (центрвенно, чтобы ионосфера поглощалаГалактики); нижняя кривая — минимальнаяинтенсивность. поглощения. Например, врадиоволны, а не отражала их без.области.

42 В. Л. ГИНЗБУРГ'гиромагнитной частоты (при Η --0,5 гаусс, Vy—214 м) поглодгниелесьма сильное и. таким образом и:пускаэмог ионосферой тепловоерадиоизлучение можэт иметь эффективную температуру, равную температуресоответствую дей о"5ла:ти иодэсфэры.§ 4. ТЕОРИЯМИ ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙДля интерпретации наблюдений радиоизлучения Солнца и Галактики•необходимо в первую очергдь знать, какоза олтическая толщина солнечнойкороли и межззёздного газа для радиоволн различной длины.Солнечная коронд представляет собой, как известно, практическиполностью ионизирозанный газ. Концентрация электроноз в короне•определяется эмпирической формулой Баумбаха (см. 29 ):= 10 s (0,036 η- 1 . 5 -[- 1,55 η-° + 2,99η- 1β ) см~ 3 , i (19).где η = — , г —расстояние от центра' Солнца и TQ —радиус фотосферы.Значения /V приведены в табл. III (см. ~ ь ). Значение η = 1,00 втаблице III соответствует оснозанию короны (г — го^-15 000 км,η—.1,02). Приведённые концентрации в отнэшзнии вяеиней короны•(η^>1,6) справедливы ллшь если рассеяние света в этой области•обусловлено электронами, а не, скажем, космической· пылью 25 ! 29 .Таблица IIIКоицеатрацил элгктрииэв в юрэ;и но формуле Бау.мбахаNN1,001,031,061,101,201,31,41,61,84,58-10»3,11-1082,29-1031,56-10»7,04· 10 13,84-10^2,38-1071,11-10·!6,13-1062,02,22*42,62,83,03,54,05,03,37-1062,50-1061,79-1061,35-1061,10-1 ϋ«9,13-10»6,32-10*5,12-1053,81-105Поскольку концентрацля ионоз всех элементоз, кроме 'водорода,в короне весьма мата 25 по сравнению с Ν, из условия квазинейтральностнкороны следует заключить, что концентрация протонов в коронепримерно равна N.Дтя определения оптической толщины короны τ нужно рассмотреть.распространение в ней радиоволн 18 . Волны эти с циклической частотой

РАДИ ЖЗЛУЧКНИК олнцл н ГАЛАКТИКИ 43и к и коэффициент поглощения тс для ионизирозт-юго газа, так жы 3 °:Ϊ =1 _ 1 Ξ £ ! * 1 _ 3,19.10''-^, (20)ν 1—«2 2km ν 1—л 2 4t£?,V> , o ,. _ у. = •—— · = = = Г " , UI>ν (см. нижг). Ослаблзние помере приближения к Солнцу интенсивности радиэилны, патающэйизвне на корону и распространяющейся пэ рпиусу, определяетсявыражением:( )(22)где τ, по определению,—оптическая тэлщина (этэт общэпринятый термин,конечно, не особенно подходит в примзнэнии к радиоволнам, но мыего сохраним). Разумеется, аналогично можно определить τ для нерадиальныхнаправлений.В случае короны нужно учитывать лишь соударения электронов сионами и при этом ио шчи однократными (протонами) с концентрациейЛ г . В этом случае 31 :ln/\ΛΓ·Κ = — ;—In—— , (23где V •==. у • средняя арифметическая скорость электрэнэз, впредположении максвелловского закона распределения с температурой7"; формула (23) правильна с точностью до множителя, близкого к единице.Приведённые формулы полностью учитывают поглощение радиоволнэлектронным газом (о рассеянии см. ниже). Расчёт прозодится в рамкахклассической теории, которая в данном случае (езободные электроны)вполне корректна. Квантовый расчёт поглощения эквивалентен вычислениютак называемого «free — free» поглощения, связанного с переходамиэлектронов из одних состояний непрерывного спектрав другие*).*) Поэтому суммирование классического и «free—free» поглощения' 9представляет собой двукратный учёт одного и того жз эффекта.

44 В. Л. ГИНЗБУРГЗначения « и ν в короне при температурах 6000 и 600 000 градусовприведены в табл. IV (использованы значения N из табл. III).1,01,11,21,41,62,02,5ω = 4·10 101 = 4,7 см |0,99950,99980,99991,0000Значения л и ν в коронеПоказатель преломления1-101°18,8 см0,9930,9970,9991,000» »»» »»2-10994 см0,7970,9360,9810,9900,9950,9980,9995-1083,76 ж_—0,3140,8330,9240,9760,990Г=6-1034,52-10*1,6-10*0,75-10*0,26-10*0,12-10*0,04-10*0,02-10*Таблица IVГ=6-1С569,924,411,33,91,90,60,3Д.чя λ=3,76 м (ω = 5·10 8 ) показатель преломления обращаетсяв ноль при η= 1,185. Для Х=1,5 м, я = 0 при Ns=5-10 8 , т. е. уоснования короны; для ). = 5 м, и = 0 при ΛΓ2=4,4·.1Ο 7 (η== 1,28)и для л= 15 м, л = 0 при ЛГ^5-10 6 (η-~1,75). Для λ = 4,7 см,л = 0 при Л[г=5-10 п , т. е. у основания хромосферы.В табл. V приведены значения τ (η) для тех же волн, что и втабл. IV в предположении, что вся корона имеет либо температуру6-Ю 3 , либо температуру 6-Ю 6 . Графики τ (η) приведены такжена рис. 16.Таблица VОптическая толщина короны τΆ1,01,11,21,41,62,02,5λ = 4 7 см8,8 см λ = 94 смГ=6-1С8 7Ы5.105 Г=£-1С» 7-=6.1С· Г=6-1035,6 0,006 75 0,08 _1,0 0,002 11,4 0,02 —0,4f 3,6—1_ 850,6 — 153,2—0,2 ————————1,00,42,80,40,2———λ = 3,76 см/•=6-103 7=6-10*_— —— 4,6— 0,4200 0,232 —5По другим данным 19 , которые мы уменьшили вдвое по причине,указанной в примечании на предыдущей странице, при 7=350 000°τ для η—1,05 равно 0,62-10~ 4 при λ=1 см, 0,006 при λ = 10 сми 2,25 при I =1,87 м.

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ 45Заметим, что при вычислении τ с учётом области, где л-^-0,т. е. для длин волн, для которых может быть заметно отражение отобласти я^-0 (это отражение, очевидно, аналогично отражению радиосигналовот ионосферы) нужно пользоваться следующей формулой(см. 3 ι,»2):, 4 πσ (0) \ »/, =\ ) )r(0)jr(0)(0)]3ω»/ι2'(ϋ)(24)e 2 v/V /rf/z 2 \ ,,... _.где значения проводимости σ = j ^ - , ν, у ) ~ (0) и л берутсяd r пгпри л((о) = О, что условно отмечено выбором аргумента этих величинравным нулю (например,ν (0)). Формула (24) отличаетсяот той, которой обычнопользуются, членом Δτ, учитывающимотступления отприближения геометрическойоптики в области п-^0 32 > 31 .StcM Τ =• 6-ЮНапример, при ν= 100,3ω = 5· ΙΟ 8 (λ = 3,76 м) •Шс* τ-ew 3И» 2 '(0К10- 10 , Λτ^-0,4, т. е.3,8Всм Τ -б-Ю 5эта поправка существенна.Коэффициент отражения (поинтенсивности) радиоволн отсолнечной атмосферы принормальном (радиальном) паденииволны, очевидно, равенR = e-*\ (25)где τ определяется формулой(24).Число соударений ν и,следовательно, τ сильно зависятот температуры. По-Оатому для вычисления τ в ιο гр з.о %о s,o 6β ηРис. 16. Оптическая толщина τ короны вкороне нужно знать распределениетемпературы в ней.области радиочастот.Для внутренней (η-(3-т-6)· 10 5 °. Если рассеяние света во внешней короне обусловленоодними электронами (концентрация их в этом случае указанав табл. III), то электронная температура должна быть

46 В. Л. ГИНЗБУРГсвета во внешней короне космической пылью, повидимому, нелегко.Проблема внешней короны является сейчас наиболее острым и неяснымвопросом физики солнечной атмосферы. Изучение радиоизлученияСолнца, несомненно, может содействовать решению этой проблемы(см. также ниже).Приведённые данные и табл. IV заставляют думать, что практически,повидимому, коэффициент отражения радиоволн всех диапазоновот Солнца равен нулю, т. е. до области отражения (где я~-0)волны доходят уже очень ослабленными [см. также (24).] Вместе стем, ВЫЕОД этот ни в коей мере не может считаться окончательным,пока не выяснена природа внешней короны и температурный ход вовсей короне *).В состоянии теплового равновесия, как ясно из теоремы Кирхгофа,за тепловое излучение ответственны области короны, для которыхτ-ν-1. Если поглощение падающих волн полное, т. е. R—-.-0, то интенсивностьизлучения такая, как для чёрного тела, с температурой 7,равной температуре соответствующей области ст->Л. Если же R^O,то интенсивность меньше в 1 — R раз по сравнению с интенсивностьючёрного излучения с температурой, равной температуре области, гдепроисходит отражение радиоволн, т. е. в (16) Т еГ~(\—R)Ttf.* Из табл. V можно заключить, что тепловые сантиметровые волныизлучаются хромосферой, температура которой -^ 6000 — 20 000°(7 зависит от η). Результаты соответствующих измерений 2·10 (см. табл. I)вполне согласуются с этим заключением. Волны длиннее метра или,быть может, примерно от 50 см (см. 40 ) и до^-10—15 м должны излучатьсягорячей внутренней короной. Если это горячее излучение внутреннейкороны не поглотится очень холодной внешней короной, то наЗемле в метровом диапазоне должно наблюдаться тепловое излучениеСолнца с 7~-(3--6).10 ьо и 7 ер7г^(3~^20)-10 5 °.Как ясно из сказанного в § 2, такое тепловое (регулярное) излучение,повидимому, действительно наблюдается. Дальнейшее экспериментальноеисследование этого вопроса очень важно.Однако не только выход горячего теплового излучения, но изаведомо имеющее место спорадическое радиоизлучение на метровыхволнах свидетельствуют о том, что внешняя корона не может бытьочень холодной (если концентрация электронов в ней такая, как в-табл. Ill, т. е. рассеяние света определяется электронами). Действительно,даже при 7=600° поглощение больше, чем при 7 — 6000°и -^30 раз [так как χ-^-ν-^--——; см. (23)] и, таким образом, приведённыев табл. V значения τ для η ^2,0 должны также быть увеличеныв ~~30 раз. В результате значения τ будут огромными. Даже*) Вопрос о коэффициенте отражения от Солнца, помимо связи его с радиоизлучениемСолнца (см. ниже), имеет основное значение при обсуждениивозможностей «радиолокации» Солнца с Земли, которые дискутировалисьакад. Н. Д. Папалекси (см. 18 ) в связи с его расчётами «радиолокации» Луны ж*.

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ССШ11А И ГАЛАКТИКИ 47если во внешней короне 7^6000° при η ^2,0 ЕОЛНЫ С ).^>-^1,5 мбудут ею поглощаться полностью (см. табл. V, а также 19 ).Таким образом, по крайней мере в периоды интенсивного спорадическогорадиоизлучения температура внешней короны должна бытьзначительно выше 6000°. Если же будет окончательно установленфакт существования регулярного радиоизлучения в метровом диапазонес 7^-^10°, то можно бу; ет считать доказанным, что если внешняякорона представляет собой электронную плазму, то в ней Τ ^> 6С00°.В совокупности с известными аргументами 1 ". 2 », согласно которымпри такой температуре фраунгоферовы линии но внешней короне небыли бы резкими, как это имеет место на опыте, отсюда вытекает.,что рассеяние света во внешней короне определяется не электронами,или, точнее, в заметной своей части связано не с электронами.Выше мы не учитывали магнитного поля Солнца, напряжённостькоторого для спокойного Солнца на его поверхности, повидимому,.-^25—50 гаусс, а около больших пятен достигает значения до-^4000гаусс.При учёте влияния лагнитного коля солнечная атмосфера становитсядвоякопреломляющей (так же как ионосфера под влияниемземного магнитного поля). В ьтом случае в газе могут распространятьсядве различные волны, которые, вообще говоря, эллиптически.поляризованы и для которых ajЦ, 2—**,, г) 2 = (26)j ' 2 У < 1 — У)2 (1 —/—) ( 1—υ —г —) —и sin 3 cut j / u 2 sin 4 a.4-Аи 11— v— i — ) cos24reW н etiгде ν = -·η^ , и =-• -^-, (|)я= —, α —угол между внешним магнитнымполем Η и нормалью к волне, и индексы 1 и 2, соответствующиезнакам — и -j- у корня в (26), отвечают «необыкновенной^ и«обыкновенной» волнам.Число соударений ν в (26), за исключением случая, когда ω-ν-ω^.,определяется выражением (23). При не слишком большом поглощенииприближенно, а при отсутствии поглощения строго:„2=1 2ν(\-υ) *1(22 (1 — ν) — usiv?a.± У и 2 sin* α-f Аи (1 —ν} 2 cos' 1 aВыражение (27) обращается в ноль для «сбыкноьенжсй» волны в.точкеи для «необыкновенной» волны в точках

48 В. Л. ГИНЗБУРГФормула (28) совладает с получаемой без учёта влияния магнит-«нэго поля [см. (20)], т. е. точки, где я = 0, определённые вышедля различных λ, без учёта поля сохраняют своё положение для«обыкновенной» волны.Еслиго я^ = 0 для точки t; 10_ = 1— , т. е. при концентрации, меньэтомслучае «необыкновенная»шей, чем отвечающая точке v 20. Вволна может излучаться только с больших расстояний от фотосферы,чем волна «обыкновенная>. Второй корень v 10+не играет при этомникакой роли, так как ему соответствует более близкая к фотосфереточка короны или хромосферы. Если жето корень г> 10_ не существуети играет роль точка0б ( блежащая глубже (т. е. ближе к фотосфере), чем точка т/ 20. Поглощениеобеих волн также различно, но в применении к короне соответствующиерасчёты τ нами ещё не производились. Однако, посколькупоглощение в основном происходит в области, близкой к точкам= 0, ясно, что влияние двойного лучепреломления скажется в том,я^2что радиоизлучение «обыкновенной» и «необыкновенной» волн оудетитти с разных глубин и ему поэтому может отвечать и разная темлература*).Отсюда следует, что радиоизлучение Солнца может бытьциркулярно или точнее эллиптически поляризовано, что и наблюдаетсяна опыте 8 . 7 . Значения ш яи 1 Н= — в различных интересных с точки.зрения Солнца полях таковы (см. табл. VI):Таблица VIЗначения и> ни \fjΗ гаусс(31)55050050008,82-1018,82· 10 s8,82-1098,82-ЮЮ21,4 м2,14 м21,4 см2,14 см*) Это обстоятельство отмечалось также Мартином 6 и Шаха 3 *. Заметим,кстати, что теория радиоизлучения короны, предложенная Шаха в другойстатье 35 , так же как его теория короны 36 , совершенно несостоятельны (в отношениизв см. 18 > 25 ). Достаточно сказать, что Шаха связывает 35 радиоизлучение•короны с излучением магнитных моментов ядер (!?).

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИВ метровом диапазоне в поле пятен имеет место случай (31)и «необыкновенное» излучение может «прорываться» наружу из глубокихслоев 3 *. Следует, однако, иметь в виду, что поле по мераудаления от фотосферы убывает и, повидимому, убывает быстро.Кроме того, в разных точках фотосферы направление и величинадаже регулярного поля совершенно различны. С этими обстоятельствамидолжно быть связано сильное усложнение всей наблюдаемойкартины радиоизлучения.Расчёты теплового излучения Солнца производились также Мартином,но [подробная его статья ещЗ не появилась, а в довольноTef.'/ff' -SδО--J //f/ /\16икно8енное излучение•Необь/ктВенное излучение^ ^1 ^30м Юм '2м /м Sffcn Юсм 1смРис. 17. Эффективная температура Солнца в радиообласти.Сплошная кривая для «обыкновенной» волны,пунктирная —для «необыкновенной».кратком сообщении 20приведены лишь результаты вычислений. Полученныйспектр радиоизлучения приведён на рис. 17. Нарастаниеинтенсивности от коротких волн к длинным объясняется перемещениемизлучающей области в б viee горячие слои хромосферы и короны(ход функции 7"η, выбранный автором 20 , неизвестен). Спадание нарис. 17 интенсивности при \^>2 м объясняется учётом коэффициентаотражения (см. выше), который, по утверждению автора 20 , неравен нулю (эффективная температура на рис. 17 содержит множитель1—R). Как ясно из сказанного выше, этот результат вряд лисправедлив (см. также рис. 10). До ознакомления с формулами,использовавшимися для получения результатов 20 , выяснить, в чёмздесь дело, невозможно. Мартин 20рассмотрел также распределениеяркости радиоизлучения по диску (рис. 18). Выше мы рассматривалилишь распространение волн по радиусу, т. е., при наблюдении с Земли,излучение, исходящее от центральных областей диска. Для лучей,исходящих из периферических областей, τ больше и поэтому излучениеисходит от более высоких, горячих слоев. В результате областьу края диска на дециметровых волнах ярче, чем центральные области.На' метровых волнах, согласно 20 , этот эффект повышения яркости4 УФН, т. XXXII, вып. 1\

50 В. Л. ГИНЗБУРГперекрывается влиянием коэффициента отражения, что прикодитк «потемнению» краёв диска (см. рис. 18).Указанные эффекты можно в принципе наблюдать во время затменийили с достаточно остронаправленными антеннами, что длял ~- 20—40 см ещё, повидимому, не выходит за пределы возможного.д-л Спорадические «всплески»т х/~ радиоизлучения, связанные с солнечнойактивностью, как уже не-(α)λ=30Μсколько раз указывалось, тепловымизлучением объяснены быть,не могут. Было высказано предположениеВ7 ,что это излучениепредставляет собой радиациюэлектронов, вращающихся в магнитномполе пятен с частотойОРис. 18. Распределение «радиояркости»по солнечному диску при различныхдлинах воли (rjr 0= 1 на краю диска).(о„ я = —. Подобная точка зре-t/гасния, однако,основана на недоразумении,таккак если есть тепловоеравновесие, то магнитноеполе ни к какому возрастанию·излучения не приведёт, — реабсорбцияи другие процессыприведут к полной компенсации«дополнительного» излучения,связанного с вращением(аналогичная критика содержитсятакже в 21 ).Другое предположение оприроде нерегулярного излучения19 . 21 , напротив, представляетсявесьма возможным. ^Дело в том, что в электроннойплазме возможны колебания, характеризующиесячастотой со о:3,34 - Q 1f> 1 АО AT · ^Г- С ЮП :м. (32)Частота ω 0равна частоте, при которой при данном Ν, я 2 = 0 [смι.(20)] и, как ясно из (32) и предыдущего, соответствует интересующемунас радиодиапазону. Колебания плазмы могут возбуждатьсяпотоками электронов, выбрасываемыми активными областями Солнца 19 ,что подчёркивает связь соответствующего радиоизлучения с солнечнойдеятельностью. Вычисление интенсивности излучения, обусловленногоколебаниями, весьма сложно и требует знания размеров колеблющихся,областей, потока возбуждающих частиц и т. п.Если основную роль в спорадическом излучении играет излучение,связанное с колебаниями плазмы, а это очевидно так, то возникают

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ 51некоторые дополнительные трудности с выделением теплового излученияСолнца (впрочем, эти трудности существуют при любом механизменерегулярного излучения). В самом деле, даже в самые спокойныепериоды солнечной деятельности его поверхность всё же весьмаещё «неравновесна» и, например, потоки электронов, возбуждающиеколебания, вряд ли совсем исчезают. В результате не может бытьуверенности, что излучение «спокойного» Солнца носит чисто тепловойхарактер. Решение этого вопроса потребует длительных комплексныхнаблюдений над радиоизлучениеми солнечной дея- gg § Τ 7 "ртельностью, а также рядаориентировочных расчётовизлучения, связанногос колебаниями, и эффективностиего генерации.Перейдём к рассмотрениюрадиоизлученияГалактики.Как указано в § 3(см. табл. II), радиоизлучениеГалактики в максимуме(направление на центрГалактики) эквивалентнотепловому излучению сT ef9= 10 000° (λ = 4,7 м)и Г е/^6000°(Х=1,87л).Объяснить такую интенсивностьизлучением звёздныхатмосфер нельзя 2 .То же относится к излучениюот космическойЭ Ю И 12 !3 W /floutРис. 19. Излучение от межзвёздного электронногогаза в Галактике: По оси ординат отложенозначение log юСАТ-Ю 19 ), где К [см. (18)]измеряется в единицахэргсм 3·сек• квадратн• градус·килоцикл 'Пунктирная кривая соответствует тепловомуизлучению с 7"= 10*°.пыли 22 . Напротив, вполне приемлемое объяснение состоит в предположении,что радиоизлучение Галактики обусловлено межзвёзднымгазом или, точнее, межзвёздными электронами 14 > 23 . Электроннаятемпература в этом случае как раз -^10 000° (см. 23 , 19 , 38 ).Таким образом, тепловое излучение межзвёздных электронов можетобъяснить результаты наиболее достоверных измерений 1 , 15 , если тольков направлении на центр Галактики оптическая толщина τ для поглощения,обусловленного электронами, больше единицы. Для оценкипримем в качестве средней концентрации межзвёздных электронов 23 значениеЛГ=1эмке %он ,7=10*°тики). Тогда, согласно (23) и (21):(радиус Галак-4*V3-8,6-10-5; χ 2т 5,7- ΙΟ" 23 ; τΞΤ 2,8; (λ = 4,7 м) \х з»9,0.10-24; 7^ 0 ) 45; (λ =1,87 м) f (33)

52 В. Л. ГИНЗБУРГПоскольку T ef=T(\— е-*), при Т—Ю 4 , для λ = 4,7 м T ef^. 10*и для А =1,87 7^^8500°, что при большой грубости оценки можносчитать полным согласием с опытом.Аналогичные вычисления 23 путём учёта «free — free» поглощенияприводят к. близким результатам (см. рис. 19). Если верить даннымЯнского 13 , то, согласно 23 (см. рис. 19), для λ = 14,6 м, T ef~~ 150 000°.Вопрос о T ej при различных волнах, и особенно длинных, нуждаетсяв дальнейшем экспериментальном исследовании.Заметим, что в случае межзвёздного газа в силу малости N становитсязаметным также «поглощение», обусловленное рассеянием светана электронах. В этом случае, как известно,χ —— (—V N—• fi 57-10-25. /иПринимая, как выше, N= 1 и г=5-10 22 , мы для всех волн, в силуодного рассеяния, получаем значение τ ^ 0, 033. Для волны λ s? 50 см,τ —τ, где τ — значение, связанное с соударениями. Таким образом,при λ

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА И ГАЛАКТИКИ 536. D. F. Martyn, Nature 158, 308 (1946).7. Ε. V. Applton a. J. S. Hey, Nature 158,'339 (1946). 18. M. Ryle a. D. D. Vo nberg, Nature 158, 339 (1946).9. E. V. Applton a. J. S. Hey, Phil. Mag., 37, 73 (1946).10. R. H. Dicke a. R. В е г i nger, Astrophys. Journ., 103, 237 (1946).11. А. С. В. Love 11 а. С. J. Banwell, Nature 158, 517 (1946).12. J. L. Pawsey, Nature 158, 633 (1946).13. K. G. Jans к у, Proc. I. R. E. 20, 1920 (1932); 21, 1387 (1933); 23, 1158(1935); 25, 1517 (1937).14. G. Reber, Astrophys. Journ. 91, 621 (1940); Proc. I. R. E. 28, 68 (1940).15. J. S. Hey, S. J. Parsons a. J. W. Phi 11 i ρ s,'Nature 157, 295 (1946).16. J. S. Hey, S. J. Parsons a. J. W. Phi 1 li ps, Nature 158,234(1946).17. L. Α. Μ ox on, Nature 158, 758 (1946).18. В. Л. Гинзбург, ДАН 52, 491 (1946).19. И. С. ШКЛОВСКИЙ, Астрономия, журнал 23, 333 (1946).20. D. F. Martyn, Nature 158, 632 (1946).21. D. F. Martyn, Nature 159, 26 (1947).22. F. L. W h i ρ ρ 1 e a. J. L. G r e e η s t e i n, Proc. Nat. Acad. Sci. Araer. 23,177 (1937).23. L. G. Henyey a. P. С Keen on, Astrophys. Journ. 91, 625 (1940).24. J. L. Greens te in, L. G. Henyeya. P. С Keenon, Nature 157, 805(1946).25. И. С. ШКЛОВСКИЙ, УФН 30, 65 (1946).26. Ε. Β. Герольд и Л. Μ о л τ е р, О приёме на ультравысоких частотах.Госэнергоиздат (1945).27. Р. Клейтон, Д. Хаулдин, Л. Ламон и В. Вилшау, Радиоизмеренияна дециметровых и сантиметровых волнах, § 10, «Сов. радио» (1947).28. В. Л. Грановский, Электрические флуктуации, гл. IV, ОНТИ (1936).29. A. Unsold, Physik der Sternatmospheren (1938).30. В. Л. Гинзбург, УФН 28, 155 (1946).31. В. Л. Гинзбург, Journ. of Phys. 8, 253 (1944).32. Я- Л. Альперт и В. Л. Гинзбург, Изв. АН СССР (серия физ.) 8,42 (1944).33. Н. Д. Папалекси, УФН 29, 250 (1946).34. Μ. Η. Sana, Nature 158, 549 (1946).35. Μ. Η. Saha, Nature 158, 717 (1946).36. Μ. Η. Saha, Proc. Inst. Sci. India 8, 99 (1942).37. Κ. Ο. Kiepenheuer, Nature 158, 340 (1946).38. В. Амбарца у ми а н, Теоретическая астрофизика, гл. VIII, ОНТИ (193ф.39. В. Л. Гинзбург, Р;диоспектроскопия молекул УФН 31, вып. 3 (1947).40. G. Reber, Nature 158, 945 (1946).