Спектр солнца линии поглощения

9.1 жТБХОЗПЖЕТПЧЩ МЙОЙЙ — ЬФП МЙОЙЙ РПЗМПЭЕОЙС Ч ЧЙДЙНПК ЮБУФЙ УРЕЛФТБ уПМОГБ (МЙОЙК Ч ДТХЗЙИ ПВМБУФСИ УРЕЛФТБ жТБХОЗПЖЕТБ Ч ОБЮБМЕ 19 Ч. ОБВМАДБФШ, ЕУФЕУФЧЕООП, ОЕ НПЗ). оБТСДХ У ДТХЗЙНЙ РТЙЮЙОБНЙ, ХЫЙТЕОЙЕ ЬФЙИ МЙОЙК ЧЩЪЩЧБЕФУС ФЕРМПЧЩН ДЧЙЦЕОЙЕН БФПНПЧ Ч БФНПУЖЕТЕ уПМОГБ. пГЕОЙН ИБТБЛФЕТОХА ФЕРМПЧХА УЛПТПУФШ БФПНПЧ ЧПДПТПДБ ОБ уПМОГЕ. йЪ ХУМПЧЙС

ОБИПДЙН

рПДУФБЧМСС ЪОБЮЕОЙС ЬТЗ/K (РПУФПСООБС вПМШГНБОБ), T =5800 K (ФЕНРЕТБФХТБ «РПЧЕТИОПУФЙ» уПМОГБ) Й З (НБУУБ БФПНБ ЧПДПТПДБ НБМП ПФМЙЮБЕФУС ПФ НБУУЩ РТПФПОБ), РПМХЮБЕН ЛН/У. (ьФП ЮЙУМП РПМЕЪОП РПНОЙФШ. пОП РПТСДЛБ УЛПТПУФЙ ЪЧХЛБ Ч БФНПУЖЕТЕ уПМОГБ.) рП ЖПТНХМЕ ЬЖЖЕЛФБ дПРМЕТБ РТЙ ФБЛПК МХЮЕЧПК УЛПТПУФЙ ДМЙОБ ЧПМОЩ ЧЙДЙНПЗП УЧЕФБ ) УНЕЭБЕФУС ОБ ЧЕМЙЮЙОХ . уППФЧЕФУФЧХАЭБС ЫЙТЙОБ МЙОЙК РПТСДЛБ , ФБЛ ЛБЛ УЛПТПУФЙ ЮБУФЙГ ЗБЪБ НПЗХФ ВЩФШ ОБРТБЧМЕОЩ ЛБЛ Л ОБВМАДБФЕМА, ФБЛ Й Ч РТПФЙЧПРПМПЦОПН ОБРТБЧМЕОЙЙ.

ьФБ ПГЕОЛБ ПФОПУЙФУС Л ЧПДПТПДХ. дМС БФПНБ У НБУУПК m ЫЙТЙОБ МЙОЙЙ ВХДЕФ Ч ТБЪ НЕОШЫЕ (РПЮЕНХ?).

оБКДЕООЩЕ ОБНЙ ЫЙТЙОЩ — НЙОЙНБМШОЩЕ: ФЕРМПЧЩЕ УЛПТПУФЙ ЕУФШ ЧУЕЗДБ. ч ДЕКУФЧЙФЕМШОПУФЙ УХЭЕУФЧХАФ Й ДТХЗЙЕ РТЙЮЙОЩ ХЫЙТЕОЙС. ч ЙФПЗЕ УЙМШОЩЕ МЙОЙЙ (Ч ЮБУФОПУФЙ, Й ВБМШНЕТПЧУЛЙЕ МЙОЙЙ ЧПДПТПДБ) ПЛБЪЩЧБАФУС ЪОБЮЙФЕМШОП ЫЙТЕ.

9.2 йЪ-ЪБ ЧТБЭЕОЙС ПДЙО ЛТБК ДЙУЛБ РТЙВМЙЦБЕФУС Л ОБН, ДТХЗПК ХДБМСЕФУС. рПЬФПНХ МЙОЙС, ЛПФПТБС ВЩМБ ВЩ ВЕУЛПОЕЮОП ХЪЛПК Х ОЕЧТБЭБАЭЕКУС ЪЧЕЪДЩ, ПЛБЪЩЧБЕФУС ХЫЙТЕООПК — ЧЕДШ Л ОБН РТЙИПДЙФ ЙЪМХЮЕОЙЕ УП ЧУЕЗП ДЙУЛБ, Б ЙЪ-ЪБ ЧТБЭЕОЙС Ч ТБЪОЩИ ЕЗП ФПЮЛБИ МХЮЕЧБС УЛПТПУФШ, Б ЪОБЮЙФ, Й ЧЩЪЧБООПЕ ЕА ДПРМЕТПЧУЛПЕ УНЕЭЕОЙЕ ТБЪМЙЮОЩ. еУМЙ ПУШ ЧТБЭЕОЙС РЕТРЕОДЙЛХМСТОБ Л МХЮХ ЪТЕОЙС, ФП ДПРМЕТПЧУЛПЕ ХЫЙТЕОЙЕ МЙОЙЙ, ПВХУМПЧМЕООПЕ ЧТБЭЕОЙЕН, ВХДЕФ УПУФБЧМСФШ

(б ЮФП ВХДЕФ, ЕУМЙ ХЗПМ ОБЛМПОБ ПУЙ ЧТБЭЕОЙС Л МХЮХ ЪТЕОЙС ОЕ , Б i ?)

пВТБФЙНУС Л ЛПОЛТЕФОПНХ УМХЮБА, ХЛБЪБООПНХ Ч ХУМПЧЙЙ ЪБДБЮЙ. тБДЙХУ ЪЧЕЪДЩ УРЕЛФТБМШОПЗП ЛМБУУБ B0V НПЦОП РТЙОСФШ ТБЧОЩН . рПЬФПНХ РЕТЙПДХ ПУЕЧПЗП ЧТБЭЕОЙС УППФЧЕФУФЧХЕФ УЛПТПУФШ ЧТБЭЕОЙС ОБ ЬЛЧБФПТЕ ЛН/У. мЙОЙС У ДМЙОПК ЧПМОЩ ВХДЕФ ЙНЕФШ .

9.3 мЙОЙЙ H Й K Ca II — ТЕЪПОБОУОЩЕ, Ф.Е. ПОЙ ЧПЪОЙЛБАФ РТЙ РЕТЕИПДБИ У ПУОПЧОПЗП ХТПЧОС. мЙОЙЙ ЦЕ Й ЧПЪОЙЛБАФ РТЙ РЕТЕИПДБИ У РЕТЧПЗП ЧПЪВХЦДЕООПЗП ХТПЧОС, ПФУФПСЭЕЗП ПФ ПУОПЧОПЗП ОБ 10.2 Ьч. рТЙ ФЕНРЕТБФХТЕ K ОБ ЬФПН ХТПЧОЕ ОБИПДЙФУС МЙЫШ ПЮЕОШ НБМБС ДПМС БФПНПЧ ЧПДПТПДБ, РПДБЧМСАЭЕЕ ЦЕ ВПМШЫЙОУФЧП — ОБ ПУОПЧОПН ХТПЧОЕ. оБУЕМЕООПУФШ i -ЗП ХТПЧОС НПЦОП ПГЕОЙФШ РП ЖПТНХМЕ вПМШГНБОБ

ЗДЕ — УФБФЙУФЙЮЕУЛЙК ЧЕУ i -ЗП ХТПЧОС (ДМС ЧПДПТПДБ ) Й — ЬОЕТЗЙС ЕЗП ЧПЪВХЦДЕОЙС (10.2 Ьч ДМС i = 2, Ф.Е. ДМС РЕТЧПЗП ЧПЪВХЦДЕООПЗП ХТПЧОС ЧПДПТПДБ). рПУЛПМШЛХ ЬОЕТЗЙЙ Ч 1 Ьч УППФЧЕФУФЧХЕФ ФЕНРЕТБФХТБ 11600 л, ФП РТЙ л ПЛБЪЩЧБЕФУС, ЮФП . рПЬФПНХ РТЙ K ДПМС БФПНПЧ ЧПДПТПДБ, ОБИПДСЭЙИУС ОБ ЧФПТПН ХТПЧОЕ, УПУФБЧМСЕФ ЧУЕЗП . оП (ОБРПНЙОБЕН, ЮФП ), Б , ФБЛ ЮФП ДПМС БФПНПЧ ОБ ЧФПТПН ХТПЧОЕ УПУФБЧМСЕФ . йИ ЛПОГЕОФТБГЙС УХЭЕУФЧЕООП ОЙЦЕ ЛПОГЕОФТБГЙЙ ЙПОПЧ ЛБМШГЙС (УПДЕТЦБОЙЕ ЛБМШГЙС ПФ ЧПДПТПДБ; ЛБМШГЙК Ч УПМОЕЮОПК БФНПУЖЕТЕ УЙМШОП ЙПОЙЪПЧБО, ФБЛ ЛБЛ ЬОЕТЗЙС ЕЗП ЙПОЙЪБГЙЙ УТБЧОЙФЕМШОП ОЕЧЕМЙЛБ, Ьч). ч ЙФПЗЕ ТЕЪПОБОУОЩЕ МЙОЙЙ ЙПОБ ЛБМШГЙС ПЛБЪЩЧБАФУС УЙМШОЕЕ ВБМШНЕТПЧУЛЙИ МЙОЙК.

9.4 юФПВЩ ПФЧЕФЙФШ ОБ РПУФБЧМЕООЩЕ ЧПРТПУЩ, УМЕДХЕФ РТЕЦДЕ ЧУЕЗП РПОСФШ, РПЮЕНХ ЕУФШ ВБМШНЕТПЧУЛЙК УЛБЮПЛ. рПЗМПЭЕОЙЕ ЙЪМХЮЕОЙС Ч БФНПУЖЕТБИ У ФЕНРЕТБФХТПК K ЧЩЪЩЧБЕФУС ОЕКФТБМШОЩН ЧПДПТПДПН. рП ЛПТПФЛПЧПМОПЧХА УФПТПОХ ПФ ВБМШНЕТПЧУЛПЗП РТЕДЕМБ РТЙ \ (УЛБЦЕН, ОБ ) ЙЪМХЮЕОЙЕ УРПУПВОП ЙПОЙЪПЧБФШ БФПНЩ ЧПДПТПДБ УП ЧУЕИ ХТПЧОЕК, ОБЮЙОБС УП ЧФПТПЗП, РП ДМЙООПЧПМОПЧХА УФПТПОХ ПФ ЬФПЗП РТЕДЕМБ (УЛБЦЕН, ОБ ) ЖПФПОЩ НПЗХФ ЙПОЙЪПЧБФШ ЧПДПТПД МЙЫШ У ФТЕФШЕЗП Й ВПМЕЕ ЧЩУПЛЙИ ХТПЧОЕК. ч ТЕЪХМШФБФЕ ОБ \ БФНПУЖЕТБ ПЛБЪЩЧБЕФУС ВПМЕЕ РТПЪТБЮОПК, Й НЩ ЧЙДЙН ВПМЕЕ ЗМХВПЛЙЕ Й РПФПНХ ВПМЕЕ ЗПТСЮЙЕ ЕЕ УМПЙ. йЪМХЮЕОЙЕ ЙИ УЙМШОПЕ. рП ЛПТПФЛПЧПМОПЧХА УФПТПОХ ПФ РТЕДЕМБ (ОБ ) ОЕРТПЪТБЮОПУФШ ЗБЪБ ЧЕМЙЛБ, ЙЪМХЮЕОЙЕ РТЙИПДЙФ МЙЫШ ЙЪ УБНЩИ РПЧЕТИОПУФОЩИ, Б ЪОБЮЙФ, ВПМЕЕ ИПМПДОЩИ УМПЕЧ, Й РПФПНХ ПОП УМБВЕЕ.

фЕРЕТШ ХЦЕ МЕЗЛП ПФЧЕФЙФШ Й ОБ ЧПРТПУ П РПФЕНОЕОЙЙ. фБН, ЗДЕ ОЕРТПЪТБЮОПУФШ ЧЕМЙЛБ ( ), ЧП ЧУЕИ ФПЮЛБИ ДЙУЛБ ЙЪМХЮЕОЙЕ РТЙИПДЙФ РПЮФЙ ЙЪ ПДОЙИ Й ФЕИ ЦЕ, УБНЩИ РПЧЕТИОПУФОЩИ УМПЕЧ. рПЬФПНХ РПФЕНОЕОЙЕ Л ЛТБА ДПМЦОП ВЩФШ НБМП. у ЙЪМХЮЕОЙЕН РП ДМЙООПЧПМОПЧХА УФПТПОХ ПФ РТЕДЕМБ ( ) РПМПЦЕОЙЕ ДТХЗПЕ. ч ГЕОФТЕ ДЙУЛБ ПОП РТЙИПДЙФ УП УТБЧОЙФЕМШОП ВПМШЫПК ЗМХВЙОЩ, ЗДЕ ЗПТСЮП, Б ОБ ЛТБА МХЮ ЪТЕОЙС УЛПМШЪЙФ РП БФНПУЖЕТОЩН УМПСН, Й ЙЪМХЮЕОЙЕ РТЙИПДЙФ ФПМШЛП ЙЪ УБНЩИ ОБТХЦОЩИ ИПМПДОЩИ УМПЕЧ. ъОБЮЙФ, ОБ ЬФЙИ ДМЙОБИ ЧПМО ДПМЦОП ВЩФШ ЪОБЮЙФЕМШОПЕ РПФЕНОЕОЙЕ.

нПЦОП ХФЧЕТЦДБФШ, ЮФП ПФОПЫЕОЙЕ СТЛПУФЕК Ч ГЕОФТЕ Й ОБ ЛТБА РП ДМЙООПЧПМОПЧХА УФПТПОХ ПФ РТЕДЕМБ ЪБЧЕДПНП ВПМШЫЕ, ЮЕН ЧЕМЙЮЙОБ ОБВМАДБЕНПЗП Ч УРЕЛФТЕ ЪЧЕЪДЩ УЛБЮЛБ (РПКНЙФЕ, РПЮЕНХ).

9.5 нЩ ОБУФПМШЛП РТЙЧЩЛМЙ Л ФПНХ, ЮФП ЙЪМХЮЕОЙЕ уПМОГБ Ч РЕТЧПН РТЙВМЙЦЕОЙЙ НПЦОП УЮЙФБФШ ЮЕТОПФЕМШОЩН, ЮФП ПВЩЮОП ОЕ ЪБДБЕНУС ЧПРТПУПН, РПЮЕНХ, УПВУФЧЕООП, ЬФП ФБЛ. нЕЦДХ ФЕН ЧПРТПУ ОЕФТЙЧЙБМЕО. дЕКУФЧЙФЕМШОП, ЕУМЙ ВЩ ФЕНРЕТБФХТБ уПМОГБ ВЩМБ ОЕ 6000 K, Б 10000 K, ФП ПОП ВЩМП ВЩ ЪЧЕЪДПК ЛМБУУБ A0V, Й УРЕЛФТ ВЩМ ВЩ УПЧУЕН ОЕ РПИПЦ ОБ РМБОЛПЧУЛЙК — ЙНЕМУС ВЩ ВПМШЫПК ВБМШНЕТПЧУЛЙК УЛБЮПЛ ОБ Й Ф. Д. фБЛ РПЮЕНХ ЦЕ ТБУРТЕДЕМЕОЙЕ ЬОЕТЗЙЙ Ч УРЕЛФТЕ уПМОГБ РПИПЦЕ ОБ РМБОЛПЧУЛПЕ? рП УХФЙ ДЕМБ, РТЙЮЙОБ ЬФПЗП Ч ФПН, ЮФП БФНПУЖЕТБ уПМОГБ РПЮФЙ УЕТБС, Ф.Е. ПУМБВМСЕФ РТПИПДСЭЕЕ ЮЕТЕЪ ОЕЕ ЙЪМХЮЕОЙЕ ОЕУЕМЕЛФЙЧОП. ьФП ЧЩЪЧБОП ФЕН, ЮФП ПУОПЧОЩН ЙУФПЮОЙЛПН ОЕРТПЪТБЮОПУФЙ ЗБЪБ Ч УПМОЕЮОПК БФНПУЖЕТЕ СЧМСЕФУС ОЕ ОЕКФТБМШОЩК ЧПДПТПД, ЛБЛ Х ЪЧЕЪД ЛМБУУБ A (РПУМЕДОЙК РПЗМПЭБЕФ ЙЪМХЮЕОЙЕ ТБЪОЩИ ДМЙО ЧПМО ЧЕУШНБ РП-ТБЪОПНХ — ПФУАДБ, Ч ЮБУФОПУФЙ, Й ВБМШНЕТПЧУЛЙК УЛБЮПЛ, УН. РТЕДЩДХЭХА ЪБДБЮХ), Б ПФТЙГБФЕМШОЩК ЙПО ЧПДПТПДБ (УН. ЪБДБЮХ ). пО РПЗМПЭБЕФ ЧЙДЙНПЕ ЙЪМХЮЕОЙЕ ЧУЕИ ДМЙО ЧПМО РПЮФЙ ПДЙОБЛПЧП. фЕНРЕТБФХТБ Ч УПМОЕЮОПК БФНПУЖЕТЕ, ФПЮОЕЕ, Ч ФЕИ УМПСИ, ЛПФПТЩЕ НЩ ОЕРПУТЕДУФЧЕООП ЧЙДЙН, ТБЪМЙЮБЕФУС ОЕ УЙМШОП Й ВМЙЪЛБ Л 6000 K. рПЬФПНХ ОБВМАДБЕНЩК УРЕЛФТ ЕУФШ ОБМПЦЕОЙЕ РМБОЛПЧУЛЙИ ЛТЙЧЩИ УП УМЕЗЛБ ТБЪМЙЮБАЭЙНЙУС ФЕНРЕТБФХТБНЙ, ЧИПДСЭЙНЙ У ЧЕУПЧЩНЙ НОПЦЙФЕМСНЙ, ХЮЙФЩЧБАЭЙНЙ ОЕКФТБМШОПЕ , Ф.Е. ПДЙОБЛПЧПЕ ДМС ЧУЕИ ДМЙО ЧПМО ПУМБВМЕОЙЕ ЙЪМХЮЕОЙС РТЙ РТПИПЦДЕОЙЙ ЙН УМПЕЧ БФНПУЖЕТЩ, МЕЦБЭЙИ ОБД ФЕН ХТПЧОЕН, ЗДЕ УЧЕФ ВЩМ ЙЪМХЮЕО. ч ТЕЪХМШФБФЕ Й РПМХЮБЕФУС, ЮФП УРЕЛФТ уПМОГБ ВМЙЪПЛ Л ЮЕТОПФЕМШОПНХ У л.

юФП ЦЕ ЛБУБЕФУС чЕЗЙ, ФП ЙЪ-ЪБ ВПМЕЕ ЧЩУПЛПК ФЕНРЕТБФХТЩ Ч ЕЕ БФНПУЖЕТЕ ДПМС БФПНПЧ ЧПДПТПДБ ОБ ЧПЪВХЦДЕООЩИ ХТПЧОСИ ВПМШЫЕ, ЮЕН ОБ уПМОГЕ. пУОПЧОЩН ЙУФПЮОЙЛПН РПЗМПЭЕОЙС УФБОПЧЙФУС ОЕКФТБМШОЩК ЧПДПТПД, Б ОЕ ЕЗП ПФТЙГБФЕМШОЩК ЙПО. рПЗМПЭЕОЙЕ ЦЕ ЧПДПТПДПН УЙМШОП УЕМЕЛФЙЧОП (УН., Ч ЮБУФОПУФЙ, ЪБДБЮХ ). оБ ТБЪОЩИ ДМЙОБИ ЧПМО ЙЪМХЮЕОЙЕ РТЙИПДЙФ У УЙМШОП ТБЪМЙЮБАЭЙИУС ЗМХВЙО, ЗДЕ ФЕНРЕТБФХТБ ЪБНЕФОП ТБЪОБС. ч ЙФПЗЕ УРЕЛФТ ОЕ РПИПЦ ОБ РМБОЛПЧУЛЙК.

9.6 чВМЙЪЙ ЛТБС ДЙУЛБ МХЮ ЪТЕОЙС РПЮФЙ «УЛПМШЪЙФ» РП БФНПУЖЕТОЩН УМПСН, Й РПЬФПНХ ЙЪМХЮЕОЙЕ РТЙИПДЙФ Л ОБН ЙЪ УБНЩИ РПЧЕТИОПУФОЩИ Й РПФПНХ УБНЩИ ИПМПДОЩИ УМПЕЧ БФНПУЖЕТЩ (УППФЧЕФУФЧХАЭХА ФЕНРЕТБФХТХ ПВПЪОБЮЙН ЮЕТЕЪ ). лТБК ДЙУЛБ ВХДЕФ ЙЪМХЮБФШ ЛБЛ ЮЕТОПЕ ФЕМП У . ч ГЕОФТЕ ДЙУЛБ МХЮ ЪТЕОЙС ОБРТБЧМЕО РП ОПТНБМЙ Л БФНПУЖЕТОЩН УМПСН. рПЬФПНХ РТЙИПДСЭЕЕ Л ОБН ЙЪМХЮЕОЙЕ ЪБТПЦДБЕФУС Ч УТБЧОЙФЕМШОП ЗМХВПЛЙИ УМПСИ БФНПУЖЕТЩ, ЗДЕ ЗПТСЮЕЕ (УППФЧЕФУФЧХАЭБС ФЕНРЕТБФХТБ ). йДХЭЕЕ ЙЪ ГЕОФТБ ДЙУЛБ ЙЪМХЮЕОЙЕ ВХДЕФ ВМЙЪЛП Л РМБОЛПЧУЛПНХ У . фБЛ ЛБЛ , ФП , Ф.Е. ГЕОФТ ДЙУЛБ СТЮЕ, ЮЕН ЛТБК. рПУЛПМШЛХ Ч УЕТПК БФНПУЖЕТЕ ЙЪМХЮЕОЙЕ ЧУЕИ ДМЙО ЧПМО ПУМБВМСЕФУС ПДЙОБЛПЧП, ЗМХВЙОБ УМПЕЧ, ЗДЕ ЙЪМХЮЕОЙЕ ЪБТПЦДБЕФУС, ПДОБ Й ФБ ЦЕ. йОБЮЕ ЗПЧПТС, Й ПФ ОЕ ЪБЧЙУСФ. пДОБЛП ПФУАДБ ЧПЧУЕ ОЕ УМЕДХЕФ, ЮФП ПФОПЫЕОЙЕ , ДБАЭЕЕ ЧЕМЙЮЙОХ РПФЕНОЕОЙС ОБ ЛТБА, ОЕ ЪБЧЙУЙФ ПФ . рПУЛПМШЛХ ПФМЙЮБЕФУС ПФ ОЕ УЙМШОП, ЬФП ПФОПЫЕОЙЕ МЕЗЛП РПМХЮЙФШ Ч СЧОПН ЧЙДЕ, ЧПУРПМШЪПЧБЧЫЙУШ ТЕЪХМШФБФПН ЙЪ ЪБДБЮЙ :

ЗДЕ

пФУАДБ ЧЙДОП, ЧП-РЕТЧЩИ, ЮФП ЧЕМЙЮЙОБ РПФЕНОЕОЙС Л ЛТБА ПРТЕДЕМСЕФУС ЗТБДЙЕОФПН ФЕНРЕТБФХТЩ Ч БФНПУЖЕТЕ: ЮЕН ВЩУФТЕЕ ФЕНРЕТБФХТБ ТБУФЕФ У ЗМХВЙОПК, ФЕН ВПМШЫЕ ПФМЙЮЙЕ ПФ , Б ЛБЛ УМЕДУФЧЙЕ — ВПМШЫЕ Й РПФЕНОЕОЙЕ. рТЙ ЖЙЛУЙТПЧБООПН ЗТБДЙЕОФЕ ФЕНРЕТБФХТЩ, Ф.Е. РТЙ ЖЙЛУЙТПЧБООПН ПФОПЫЕОЙЙ , РПФЕНОЕОЙЕ Ч ТБЪОЩИ ХЮБУФЛБИ УРЕЛФТБ ПЛБЪЩЧБЕФУС ТБЪМЙЮОЩН ЙЪ-ЪБ ТБЪМЙЮЙК Ч ЪОБЮЕОЙЙ РПЛБЪБФЕМС . ч ТЬМЕК-ДЦЙОУПЧУЛПК (ДМЙООПЧПМОПЧПК) ПВМБУФЙ ( ) ПФОПЫЕОЙЕ СТЛПУФЕК ГЕОФТ : ЛТБК ТБЧОП . ч ЧЙОПЧУЛПК ЦЕ ПВМБУФЙ НЩ ЙНЕЕН , ФБЛ ЮФП РПФЕНОЕОЙЕ УХЭЕУФЧЕООП ВПМШЫЕ Й ХЧЕМЙЮЙЧБЕФУС РТЙ РЕТЕИПДЕ Л ВПМЕЕ ЛПТПФЛЙН ДМЙОБН ЧПМО.

9.7 пФЧЕФ ОЕПЦЙДБООЩК: НБУУБ БФНПУЖЕТЩ ЧПЪТБУФЕФ РТЙНЕТОП Ч 10 ТБЪ! рПКНЕН, РПЮЕНХ ФБЛ. пУОПЧОЩН ЙУФПЮОЙЛПН ОЕРТПЪТБЮОПУФЙ ЗБЪБ УПМОЕЮОПК БФНПУЖЕТЩ УМХЦБФ РТЙУХФУФЧХАЭЙЕ Ч ОЕК Ч ЛБЮЕУФЧЕ ОЙЮФПЦОПК РТЙНЕУЙ ПФТЙГБФЕМШОЩЕ ЙПОЩ ЧПДПТПДБ (УН. ЪБДБЮХ ). пОЙ ЧПЪОЙЛБАФ РХФЕН РТЙУПЕДЙОЕОЙС Л ЙНЕАЭЙНУС Ч ЙЪПВЙМЙЙ ОЕКФТБМШОЩН БФПНБН ЧПДПТПДБ УЧПВПДОЩИ ЬМЕЛФТПОПЧ, РПСЧМСАЭЙИУС РТЙ ЙПОЙЪБГЙЙ БФПНПЧ «НЕФБММПЧ». еУМЙ УПДЕТЦБОЙЕ «НЕФБММПЧ», СЧМСАЭЙИУС ДПОПТБНЙ ЬМЕЛФТПОПЧ, ХНЕОШЫЙФШ ОБ РПТСДПЛ, РТЙНЕТОП ЧП УФПМШЛП ЦЕ ТБЪ ХНЕОШЫЙФУС Й УПДЕТЦБОЙЕ ПФТЙГБФЕМШОЩИ ЙПОПЧ ЧПДПТПДБ. йЪ-ЪБ ЬФПЗП РТПЪТБЮОПУФШ ЗБЪБ ЧПЪТБУФЕФ ОБ РПТСДПЛ Й УФБОХФ ЧЙДОЩ ВПМЕЕ ЗМХВПЛЙЕ УМПЙ, ФБЛ ЮФП НБУУБ БФНПУЖЕТЩ ХЧЕМЙЮЙФУС.

Источник

Глава 5. Спектральные наблюдения Солнца

Вы уже знаете, что спектр Солнца состоит из яркого непрерывного спектра с наложенными на него темлыми линиями поглощения фраунгоферовыми линиями.

Каждая из этих линий принадлежит спектру какого-либо химического элемента из таблицы Менделеева. Изучение солнечного спектра показало, что на Солнце присутствуют почти все известные химические элементы. Больше всего на Солнце водорода (Н) 80%. затем следует гелий (Не) — около 20%. Все остальные элементы составляют доли процента от общего объема Солнца. Тем не менее, в спектре Солнца есть много линий железа (1-е), магния (Mg), кальция (Са), натрия (Na) и многих других элементов. Наиболее широкие и глубокие линии в спектре Солнца имеют специальные буквенные обозначения «личные имена». Приведем в табл. 7 список этих линий, хорошо видных в спектре даже с небольшой дисперсией. Обычно наблюдатели-спектроскописты узнают их «в лицо».

На рис. X представлен спектр Солнца, полученный со специальной решеткой эшеле. Она позволяет получить почти весь видимый спектр (с некоторыми пропусками) за одну экспозицию в виде большого числа полосок. У края каждой полоски указан ее номер. В таблице 8 эти номера помещены в 1-й столбец, а во 2-м и 3-м столбцах указаны длины волн λ₁ и λ₂ линий, отмеченных точками под соответствующими полосками спектров. Линии из табл. 7 помечены стрелками под спектром и перечислены в Примечаниях табл. 8 в соответствующих строках.

Таблица 7

Темная полоса, идущая посередине всех полосок, — это спектр солнечного пятна. Первое, что нужно научиться делать при спектральных наблюдениях, -это ориентироваться в солнечном спектре по цвету и сильным линиям, перечисленным в табл. 7. Следующий необходимый навык — определение дисперсии спектрографа не по формуле, а по реальному спектру. Для начала можно потренироваться в определении дисперсии на разных полосках спектра на рис. X. Для этого надо знать длины волн двух линий и расстояние в мм между ними. Для каждой полоски длины волн двух линий Вам известны. Определите разность этих длин волн Δλ (Å) и расстояние между линиями в мм Δl. Теперь можно определить дисперсию на каждой полоске

Сравнив дисперсию в синей и красной части спектра. Вы увидите, что она с ростом длины волны уменьшается. Не противоречит ли это нашему утверждению, что у дифракционной решетки дисперсия не зависит от длины волны?

Вспомним, что это утверждение справедливо для одного порядка решетки. С переходом же от порядка к порядку дисперсия растет для всех длин волн. Каждая полоска на рис. X это один из порядков спектра, даваемого эшеле. Но выделяются они не стеклянными фильтрами, как было рассказано выше, а разносятся по высоте призмой, направление дисперсии которой перпендикулярно направлению дисперсии эшеле. По этой спектрограмме (рис. X) вы можете решить еще две задачи; определить, к каким порядкам относятся разные полоски и какова дисперсия призмы, разносящей порядки. В первой задаче надо воспользоваться формулой kλ_k = const, где k — номер порядка, а λ_k — средняя длина волны на полоске, соответствующей n-му порядку. Наименьшее значение к будет на той полоске, где дисперсия минимальна. В нашем случае это нижняя полоска с линией Нα. Принимаем, что она относится к n-му порядку. Следующая полоска будет относиться к k=n+1 порядку и т.д. до k=n+28. Для каждой полоски надо еще определить длину волны середины полоски Хк интерполяцией между двумя точками с известными длинами волн.

Теперь осталось решить уравнения с одним неизвестным

Из-за неточностей измерений п будет получаться из разных пар несколько различной и отличной от целого. Осреднение полученных значений и округление их до целого даст вам значение n — номер порядка нижней полоски.

Вторую задачу можно решить графически. У Вас уже есть длины волн середин каждой полоски. Измерьте расстояние каждой полоски от первой и постройте график. По оси X отложите длины волн λ_k, а по оси Υ расстояние соответствующих полосок от первой. Вы получили кривую дисперсии призмы, разводящей порядки.

Для того чтобы полностью освоиться с видом солнечного спектра, очень полезно сделать следующую работу. Попробуйте определить цвет каждой полоски. Для этого Вам надо будет отождествить спектр, который Вы наблюдаете на своем спектрографе, с рис. X. Вращая решетку, найдите сначала в красной части спектра линию На. Так как она существенно шире всех остальных линий, ошибиться в ее отождествлении трудно. Затем найдите остальные сильные линии из списка табл. 7. После этого переходите к отождествлению более слабых линий и определению цвета каждой полоски. Попробуйте запомнить цвет излучения разных длин волн, хотя бы через 500 Å.

Когда Вы освоитесь с видом солнечного спектра и не будете искать линию Н_β, в красной части спектра, вам надо научиться различать спектры отдельных активных образований на Солнце.

Начнем с наиболее простого-спектра солнечного пятна. Наведите Ваш телескоп так, чтобы большое пятно стояло на щели спектрографа. В спектре Вы увидите темную полоску вдоль направления дисперсии это и есть спектр пятна (рис. IX). Присмотритесь внимательно к виду спектральных линий. Некоторые из них выглядя! гак же, как и в фотосфере. Это в основном наиболее гонкие и четкие линии, принадлежащие нашей земной атмосфере. Некоторые солнечные линии также почти не меняют свой вид при переходе от фотосферы к пятну. Другие же линии ведут себя иначе. Некоторые из них усиливаются, некоторые ослабляются. В спектре пятна появляются линии, вообще отсутствующие в спектре фотосферы.

Это происходит из-за различия температур в фотосфере и пятне. Температура пятна на 2000-3000 Кельвинов ниже, чем температура фотосферы, а каждая спектральная линия возникает лишь при условии, что значения температуры и плотности среды лежат в определенном интервале. Поэтому линии, требующие для своего образования высокой температуры, например, линии ионизованного железа (FeII), в пятне исчезают. Другие же, наоборот, видны в спектре пятна, а в фотосфере не видны это низкотемпературные линии.

Когда на щели стоит большое пятно с полутенью, мы получаем спектр, подобный тому, что представлен на рис. IX, а, более темная полоска спектра тени, с двух сторон от которой проходят менее темные полоски спектра полутени.

В пятнах, находящихся вдали от центра Солнца, при хорошем качестве спектра видно, что линии в полутени искривлены (рис. IX, а и б). Это проявление движения вещества в пятне называется эффектом Эвершеда.

Некоторые линии в спектре пятна расширены, а в больших пятнах заметно их расщепление. В этом случае мы имеем дело с эффектом Зеемана расщеплением линий в магнитном поле пятна. Ниже мы вернемся к возможностям определения величины эффекта Эвершеда и измерению магнитных полей пятен.

Обратим внимание на вид пятна в линии К CaII одной из интереснейших линий солнечного спектра (нижний спектр на рис. IX). Это очень широкая и глубокая линия (так же, как и Н CaII). В центре ее пятно невидимо. Темная полоска, идущая вдоль спектра, в центре линии К превращается в яркое пятнышко. Дело в том, что центр линии К образуется в хромосфере и мы видим горячий (а следовательно, яркий) флоккул, расположенный над пятном (на фото справа этот флоккул над пятном существенно ярче, чем на левом и нижнем). Флоккул виден в линии К и в соседних с пятном областях. Там в линии видны два эмиссионных пика с более темным провалом между ними. Говоря о флоккуле, мы уже перешли к объектам, которые не видны в белом свете. На фото слева можно увидеть волокна. Они лучше видны в линии На (верхний спектр). Над пятном виден более темный узел в линии На — это спокойное волокно, а в нижней части — поднимающееся волокно: темный узел в линии На смещен в синюю сторону спектра. Еще лучше видны сдвиги линий из-за движения в спектрах протуберанцев (рис. XII верхний).

Но самое удивительное зрелище — это спектр солнечной вспышки. В самом начале вспышки, в ее взрывной фазе, на фоне многих темных линий поглощения появляется яркое излучение с очень широкими крыльями (т. е. простирающееся на несколько ангстрем в обе стороны от линии). Пример спектра начальной фазы вспышки приведен на рис. XI. С развитием вспышки излучение уменьшается, крылья исчезают, остаются яркими только центры линий. В этой стадии вспышку легко спутать с флоккулом. Такого рода образование видно в верхней части рис. IX справа.

В спектре можно наблюдать и другие тонкоструктурные образования — ядра непрерывной эмиссии и усы. Оба этих образования очень маленького размера, но спектр у них разный. Ядра непрерывной эмиссии излучают по всему непрерывному спектру (см. рис. IX верхние). Усы же появляются в виде длинных и узких крыльев около отдельных линий. Причем в центре линии излучение такое же, как в соседних областях (рис. XII нижний).

Перейдем теперь к рассмотрению ряда задач, которые можно решать по наблюдениям солнечного спектра.

Источник