Химический состав солнца его спектра

§ 117. Спектр и химический состав Солнца

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения (рис. 123), называемых фраунгоферовыми по имени австрийского физика Фраунгофера, впервые описавшего эти линии в 1814 г.

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезеленой части спектра, у длин волн 4300-5000 Е (см рис. 91). В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую и длинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, полученные с ракет и искусственных спутников показывают, что до длин волн около 2000 Е характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, г темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными (рис. 124).

Инфракрасная область солнечного спектра до 15 мк частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу (рис. 125). Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн, больших 15 мк, поглощение становится полным, и спектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосферными методами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной. При этом обнаруживается, что в радиодиапазоне интенсивность солнечного спектра значительно больше, чем должна быть у тела с температурой 6000°. Убывание интенсивности радиоспектра Солнца с ростом длины волны в диапазоне метровых волн происходит так же, как и у абсолютно черного тела, имеющего температуру в миллион градусов. Другой важной особенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, увеличивающаяся с ростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой области спектра, интенсивность которой исключительно постоянна. Подобной же переменностью обладает и рентгеновское излучение Солнца.

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 Е до инфракрасного диапазона является наличие темных фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям испускания разреженного светящегося газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы обусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них мы наблюдаем излучение, исходящее от более наружных, а следовательно, и более холодных слоев. Дополнительное поглощение вызвано соответствующими атомами, которые возбуждаются за счет поглощенных квантов. Возбужденные атомы тут же переизлучают поглощенную энергию, причем одинаково по всем направлениям. Этот процесс называется атомным рассеянием. Он наиболее важен при образовании фраунгоферовых линий. Поэтому по их интенсивности можно судить о количестве рассеивающих атомов в атмосфере.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в далекой ультрафиолетовой области. Это — резонансная линия водорода L_a (Лайман-альфа) с длиной волны 1216 Е (рис. 124).

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии H и К ионизованного кальция (см. рис. 123). После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода Н _a , H _b , Н _g , затем резонансные линии натрия D ₁ и D ₂ , линии магния, железа, титана и других элементов (см. рис. 123). Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами примерно 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

Для количественного определения содержания различных химических элементов на Солнце необходимо применить метод, описанный в § 109. Результаты показывают, что вещество Солнца имеет тот же химический состав, что и другие космические объекты (кроме Земли и других планет), среднее содержание элементов в которых приведено в табл. 3.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов, и на его долю приходится около 70% всей массы Солнца (водород — самый легкий элемент).

Следующим по содержанию элементом является гелий — около 29% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится чуть больше 1%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10 000 раз меньше, чем атомов водорода.

Источник

Солнце

Солнце — типичная звезда, свойства которой изучены подробнее и лучше, чем других звезд, благодаря ее исключительной близости к Земле. В этой главе мы не только кратко рассмотрим имеющуюся информацию о Солнце, но и несколько подробнее те его свойства, которые характерны для всех звезд, что окажется весьма полезным при изучении их физической природы.

Поднятся наверх страницы

Общие сведения о Солнце

Солнце представляется кругом с резко очерченным краем (лимбом). Видимый радиус Солнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты.

Когда Земля в перигелии (начало января) видимый диаметр Солнца составляет 32’35”, а в афелии (начало июля) —33’31». На среднем расстоянии от Земли (1 а.е.) видимый радиус Солнца составляет 960″, что соответствует линейному радиусу

что дает среднюю плотность его вещества

Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца. Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7° 15′ и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную точку на его поверхности называется гелиографической широтой.

Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость w убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам (см. рис.), так что в среднем w = 14°,4 — 2°,7 sin2В, где В — гелиографическая широта. В этой формуле угловая скорость w измеряется углом поворота за сутки.

Таким образом, различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами. Для точек экватора сидерический период составляет 25 суток, а вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие движения Земли вокруг Солнца его вращение представляется земному наблюдателю несколько замедленным: период вращения на экваторе составляет 27 суток, а у полюсов — 32 суток (синодический период вращения).

Поскольку Солнце вращается не как твердое тело, систему гелиографических координат нельзя жестко связать со всеми точками его поверхности. Условно гелиографические меридианы жестко связываются с точками, имеющими гелиографические широты В = ±16°. Для них сидерический период обращения составляет 25,38 суток, а синодический равен 27,28 суток. За начальный гелиографический меридиан принят тот, который 1 января 1854 г. в 0 часов по всемирному времени проходил через точку пересечения солнечного экватора с эклиптикой.

Поднятся наверх страницы

Спектр и химический состав Солнца

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения (рис. 123), называемых фраунгоферовыми по имени австрийского физика Фраунгофера, впервые описавшего эти линии в 1814 г.

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезеленой части спектра, у длин волн 4300-5000 A (см рис. 91). В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую и длинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, полученные с ракет и искусственных спутников показывают, что до длин волн около 2000 A характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, г темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными (рис. 124).

Инфракрасная область солнечного спектра до 15 мк частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу (рис. 125). Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн, больших 15 мк, поглощение становится полным, и спектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосферными методами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной. При этом обнаруживается, что в радиодиапазоне интенсивность солнечного спектра значительно больше, чем должна быть у тела с температурой 6000°. Убывание интенсивности радиоспектра Солнца с ростом длины волны в диапазоне метровых волн происходит так же, как и у абсолютно черного тела, имеющего температуру в миллион градусов. Другой важной особенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, увеличивающаяся с ростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой области спектра, интенсивность которой исключительно постоянна. Подобной же переменностью обладает и рентгеновское излучение Солнца.

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 A до инфракрасного диапазона является наличие темных фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям испускания разреженного светящегося газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы обусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них мы наблюдаем излучение, исходящее от более наружных, а следовательно, и более холодных слоев. Дополнительное поглощение вызвано соответствующими атомами, которые возбуждаются за счет поглощенных квантов. Возбужденные атомы тут же переизлучают поглощенную энергию, причем одинаково по всем направлениям. Этот процесс называется атомным рассеянием. Он наиболее важен при образовании фраунгоферовых линий. Поэтому по их интенсивности можно судить о количестве рассеивающих атомов в атмосфере.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в далекой ультрафиолетовой области. Это — резонансная линия водорода La (Лайман-альфа) с длиной волны 1216 A (рис. 124).

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии H и К ионизованного кальция (см. рис. 123). После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода Нa , Hb , Нg , затем резонансные линии натрия D1 и D2 , линии магния, железа, титана и других элементов (см. рис. 123). Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами примерно 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

Поднятся наверх страницы

Источник

Химический состав солнца его спектра

Солнечный спектр является типичным представителем так называемого фраунгоферова спектра: на фоне непрерывного спектра имеется множество темных спектральных линий — фраунгоферовых линий различной интенсивности (рис. 13). Интенсивность линий поглощения может оцениваться либо по остаточной интенсивности в центре ее, либо по эквивалентной ширине (КПА 419), выражающей в единицах интенсивности непрерывного спектра полное количество энергии, поглощенной в линии.

Еще в прошлом столетии Роуленд составил превосходный атлас солнечного спектра и каталог спектральных линий, содержащихся в нем, от ближнего инфракрасного участка спектра до границы пропускания света земной атмосферой в ультрафиолетовом участке спектра около 0,3 мкм.

В нашем столетии эта работа была повторена и расширена, так что к пятидесятым годам имелось детальное описание спектра Солнца для длин волн от 0,3 до 25 мкм, включающее полный фотометрический разрез солнечного спектра. Количество линий, зарегистрированных в этих обозрениях, составляет около 30 тысяч. Довольно значительное их число (особенно в инфракрасной области) — теллурические, т. е. они образуются в спектре при поглощении солнечного излучения молекулами земной атмосферы.

Рис. 13. Солнечный спектр в оптическом диапазоне. У наиболее сильных линий указаны их обозначения по Фраунгоферу и принадлежность химическим элементам. Числа обозначают длины волн в ангстремах

Они легко обнаруживаются, так как заметно усиливаются при низком положении Солнца над горизонтом (рис. 14). Другой способ обнаружения теллурических линий — отсутствие у них доплеровского смещения, которое у солнечных линий проявляется при наблюдении вращения Солнца (см. с. 18—19).

За последние 20—25 лет специально сконструированные спектрографы были подняты геофизическими ракетами на значительную высоту (до 250 км), много выше поглощающего ультрафиолетовое излучение слоя озона и плотных слоев земной атмосферы, азот и кислород которой сильно поглощают далекую ультрафиолетовую радиацию Солнна (с длиной волны меньше 2000 А и особенно меньше 1000 А).

Рис. 14. Теллурические линии. Показана одна и та же область солнечного спектра (в окрестностях линий ) при высоте Солнца над горизонтом 7° и 0° (в конце экспозиции Солнце было над горизонтом только благодаря рефракции). На второй (нижней) спектрограмме имеется множество сильных линий водяного пара, незаметных или слабых на первой спектрограмме. Спектрограммы получены экспедицией Энгельгардтовской обсерватории

Рис. 15. Далекий ультрафиолетовый спектр Солнца. Спектрограмма получена при полете ракеты 13 марта 1959 г. на высоте около 200 км. Внизу каждой полосы указаны длины волн, вверху — отождествление сфотографированных эмиссионных спектральных линий. Многие из них являются резонансными линиями элементов в высокой стадии ионизации: . Непрерывный спектр очень ослаблен у . Он несколько усиливается у . Это — граница лаймановской серии. Темная полоса в середине спектра получилась из-за пылинок на щели спектрографа. Спектрограф дифракционный

При помощи фотографий и фотоэлектрической записи получены спектры Солнца от 2950 до 2000 А с разрешающей силой до 0,03 А и еще дальше в коротковолновую сторону до 84 А и меньше. Начиная с А, 1680 А, непрерывный спектр Солнца в сторону коротких волн становится чрезвычайно слабым, фраунгоферов спектр пропадает и спектр Солнца сводится к большому числу эмиссионных линий, иногда весьма интенсивных на очень слабом фоне (рис. 15).

Источник