Какую мощность излучения имеет Солнце?
Любая лампочка, излучающая свет, характеризуется мощностью излучения. Эта величина измеряется в ваттах, она определяет количество энергии (или тепла), выделяемого телом в единицу времени. Какова же мощность нашего Солнца?
Общую мощность электромагнитного излучения звезды, выделяемого ее в космическое пространство называют светимостью. Полная мощность излучения Солнца, то есть его светимость равна 3,828•10 26 Ватт (
3,75⋅10 28 Люмен). Это значит, что наша звезда светит примерно также мощно, как триллион триллионов лампочек мощностью 380 Вт! Это невероятно огромное значение. У многих атомных электростанций, например, у Запорожской АЭС, мощность одного реактора составляет 1ГВт. Получается, что Солнце вырабатывает за одну секунду столько же энергии, сколько выработает миллион атомных реакторов за 12 000 лет круглосуточной и беспрерывной работы.
Надо отметить, что до нашей планеты доходит только одна миллионная тепла, излучаемого Солнцем. Но именно эта энергия обеспечивает жизнь на Земле. Без солнечного света температура на нашей планете была бы не выше, чем, например, на Плутоне, где она равна –220°С.
Энергия в нашем светиле выделяется в ходе термоядерных реакций, топливом для которых является водород. При этом каждую секунду Солнце расходует более 4 млн тонн водорода. Из-за этого температура звезды составляет порядка 6000° С. Откуда же звезда берет этот водород? Он находился в ней ещё в тот момент, когда Солнце впервые вспыхнуло в космосе 4,6 млрд лет назад. С тех пор звезда просто сжигает свои запасы. Примерно через 5 млрд лет водород почти закончится.
Но это не значит, что Солнце погаснет. Оно начнет сжигать гелий, и при этом светило на время резко увеличится в размерах. Меркурий и Венера будут поглощены Солнцем. Естественно, что на Земле станет так жарко, что она будет абсолютно непригодна для жизни.
Однако ещё через некоторое время закончится и гелий, и тогда наша звезда постепенно потухнет и превратится в белого карлика. После этого Солнце будет медленно, в течение миллиардов лет остывать.
Список использованных источников
Источник
Солнечная энергия. Цифры и факты
Основные характеристики солнечного света
Освещенность (усредненная мощность солнечного излучения, измеренная в верхней атмосфере Земли перпендикулярно солнечным лучам): 1366 Вт на квадратный метр (или 1361, в соответствии с НАСА).
«Стандартное солнце» (пиковая мощность излучения, которая достигает поверхности Земли на уровне моря в районе экватора в безоблачный полдень): 1000 Вт/м 2 , или 1 кВт/м 2 .
Это значение обычно используется в характеристиках фотоэлектрических систем. Здесь и далее все цифры приведены для поверхностей, оптимально расположенных относительно солнца (перпендикулярно лучам) в соответствии с широтой. Для горизонтальных поверхностей вы получите меньше солнечного света: чем дальше от экватора, тем ниже плотность солнечной энергии.
Инсоляция (среднее количество часов «стандартного солнца» на протяжении суток): от 4–5 солнечных часов на северо-востоке США до 5–7 часов на юго-западе. Инсоляция часто указывается в кВт·ч, численно вытекая из значения «стандартного солнца» в 1 кВт.
Общее количество излучаемой энергии солнечного света в день на м 2 на уровне моря: (энергия за день) = 1 кВт·ч × (инсоляция в часах). Учитывая среднюю инсоляцию в США, равную 5 солнечным часам, это значение обычно равно 5 кВт·ч/м 2 .
Солнечная мощность, усредненная за весь день: Wattsaverag = (энергия за день)/24. Для инсоляции в 5 кВт·ч мощность, усредненная за весь день – 5000 Вт/24 = 208 Вт/м 2 . Обратите внимание, что только небольшая часть этой энергии может быть преобразована в электричество из-за не очень высокой эффективности фотоэлектрических систем.
Типовые характеристики фотоэлектрических систем
Средний КПД распространенных коммерческих солнечных панелей: на кристаллическом кремнии (CSI) – 12–17%; тонкопленочных (из аморфного кремния и других материалов) – 8–12%.
Мощность, генерируемая панелью в один квадратный метр: PVwatts = (солнечная мощность) × (средний КПД), где КПД преобразуется в десятичное число.
Пиковая мощность в безоблачный полдень: PVwatts-peak = 1000 Вт × КПД. Как правило, пиковая мощность равна 120170 Вт/м 2 для CSi и 80–120 Вт/м 2 для тонких пленок (TF).
Суммарное усредненное количество энергии, производимой панелью в один м 2 за день: PVday = PVwatts-peak × (Инсоляция в часах). Для инсоляции в 5 часов это значение будет 0.6–0.85 кВт/м 2 для CSi и 0.4–0.6 кВт/м 2 для TF.
Выработанная энергия панели, усредненная за весь день: PVwatts-average = PVday/24. Это примерно 25–35 Вт/м 2 для CSi и 17–25 Вт/м 2 для TF.
Общая энергия, генерируемая фотоэлектрическим модулем на м 2 в год: PVyear = (полная энергия в день) × 365, которая будет равна примерно 219–310 кВт·ч для CSi и 146–219 кВт·ч для TF. Обратите внимание, что инверторы имеют эффективность 95–97%, поэтому фактической электроэнергии будет на 5% меньше.
Ожидаемая стоимость электроэнергии с одного м 2 , сэкономленной за год: Saving = PVyear × 0.95 × (стоимость кВт·ч), где 0.95 – КПД преобразователя и потери в проводах.
В среднем в США стоимость одного кВт·ч электроэнергии равна $0.12, это дает в год $24–35 для CSi и $17–24 для тонких пленок. Таким образом, в лучшем случае, можно будет сэкономить $35 в год на 1 м 2 панели. Эта цифра относится к высокоэффективной системе с номинальной мощностью 170 Вт/м 2 . Учитывая тот факт, что в настоящее время стоимость типичной фотоэлектрической системы составляет $8000 на 1000 Вт, такие установки будут стоить 170/1000 × $8,000 = $1,360 за м 2 . Это означает, что в нашем примере, гипотетический срок окупаемости будет 1360/35 = 39 лет. Никакое оборудование не сможет так долго функционировать. Скидки и кредиты могут сократить это время более чем на половину, однако, все равно, для среднестатистического домашнего хозяйства установка солнечной панели, скорее всего, не окупится. Конечно, это всего лишь пример. В районах с другой инсоляцией и другими затратами на установку срок окупаемости может быть выше или ниже.
Краткая информация о Солнце
- Диаметр: 1,392,000 км;
- Масса: 1,989,100 × 10 24 кг;
- Температура на поверхности:
5,700 °С;
385 млрд. МВт);
Перевод: Андрей Гаврилюк по заказу РадиоЛоцман
Источник
Как действуют разные виды солнечного излучения?
Солнце производит три вида излучения:
1. Видимый спектр — то, что мы называем солнечным светом
2. Ультрафиолетовое (УФ)
УФ-излучение (в международной версии UV — ultraviolet) делят на три спектра в зависимости от длины волны, и у каждого спектра свои особенности воздействия на организм человека. Спектр С имеет длину волны от 100 до 280 нм. Эти лучи практически не доходят до поверхности Земли, поглощаясь озоновым слоем атмосферы — и хорошо, ведь это самый активный диапазон: при проникновении сквозь кожные покровы лучи спектра С способны вызвать разрушительное действие на клетки организма.
3. Инфракрасное (ИК)
Инфракрасное излучение вызывает в основном тепловой эффект — попросту говоря, греет нас. В свою очередь, ультрафиолетовое отвечает за фотохимический эффект: именно от него нам достаётся загар, потому в специфике УФ-излучения стоит разобраться подробнее.
Спектр B с длиной волны 280–320 нм составляет около 20 % всего УФ-излучения, попадающего на поверхность Земли. Именно УФБ-лучам (UVB) мы обязаны покраснениями на коже после беспечного отдыха под палящим солнцем. Спектр B обладает мутагенным эффектом — активно воздействует на клеточную ДНК и вызывает различные нарушения её структуры — от разрыва пар азотистых оснований с последующим формированием «неправильных» поперечных связей до сшивок ДНК с белком, синтез которого активизируется под воздействием УФ, сбоев в делении клетки и денатурации ДНК. При клеточном делении такие изменения «наследуются» дочерними клетками, остаются при нас и могут привести к системным мутациям на уровне генома.
Спектр А, длина волны которого 320–400 нм, составляет почти 80 % всего ультрафиолетового излучения, попадающего на кожу человека. Благодаря большой длине волны лучи спектра А (UFA) обладают примерно в 1000 раз меньшей энергией, чем спектр В, поэтому почти не вызывают солнечных ожогов. Они в значительно меньшей степени способствуют выработке биологически активных веществ, способных оказать влияние на ДНК, однако эти лучи проникают глубже, чем УФБ, а вырабатываемые ими вещества (например, реактивные формы кислорода) остаются в коже значительно дольше.
Источник
Измеряем яркость солнца и ламп для растений. Сравнение и выводы.
Вопрос насколько яркое солнце встал при разработке системы подсветки растений. Интересно же, насколько мощную лампу мы должны иметь и как близко светить для того, чтобы приблизиться максимально к солнечному свету.
Особенно это оказалось важно для пряных трав (особенно капризен базилик) — они без света просто не растут.
Итак, возьмем в руки люксометр с Али экспресс и дождемся солнечный день.
1. Измеряем тень подоконника. Получаем 6,5 тыс люменов. Это летнее яркое солнце, но в тени. Запомним.
А теперь немного «отойдем» от подоконника, буквально на 10-15 см. Получаем 4 тыс люменов. То есть яркость начинает существенно падать.
2. Выходим из тени. Вот оно, прямое солнце. Получаем 32 тыс люменов. Это тоже важная для нас цифра. Примем это за солнце.
PS. Я еще померил солнце на улице «прямо в лоб» люксометру. Получил около 90 тыс люксов (. ). Фотки, к сожалению, нет, но примите на веру.
Таким образом для себя я сделал такую условную шкалу
Солнце прямое: 30 тыс люксов и выше
Теперь перейдем к лампам освещения растений. Их великое множество. И пассивным и с активным охлаждением. Дешевые и дорогие. Красные и белые. Но в общем, сейчас нас интересует яркость лампы и как следствие мощность (за которую мы будем платить поставщику электричества)
Когда начинаешь светить на растения сразу встает несколько вопросов
1. Насколько яркая и мощная должна быть лампа.
2. Не будет ли растению слишком ярко
3. Сколько часов надо светить в сутки на растение
Чуть позже я прстараюсь ответить на все эти вопросы.
Попробовав кучу ламп, пока в моем рейтинге по тому, какую яркость можно получить за потребляемую мощность — матричные светодиодные лампы. Такую лампу мы и будем измерять.
Возьмем 30-ватную красную(на самом деле красно-сине-зеленую) лампу, сделанную специально для растений. Лампа яркая, сильно греется и без активного охлаждения очень горячая, поэтому к ней прикручен кулер.
Вот люксометр прямо под лампой. Что мы имеем ? 15 тыс люменов. Тоесть даже с такой лампой мы не имеем освещенность «солнца», мы имеем что-то между тенью и тусклым солнышком. Т.о. «пересветить» растение мы вряд ли можем — если оно категорически не боится солнца, то оно «ждет» яркости 30+ тыс люксов от солнца.
Отодвинемся от лампы на 20-30 см и получим уже 9 тыс люксов (то есть скорее тень, чем солнце), а если отодвинемся еще на 20 см, то получим 6-7 к люксов, то есть тень.
Вы резонно скажете, что у тебя батенька неполный спектр, поэтому у тебя яркость ламп низкая относительно белого солнца. Отвечу на это, что я взял белую лампу 50вт (такие для прожектора используются) и померил ее люксометром. Она ярче по люксометру не больше чем на 10-15%. У самой лампы около 30 тыс люменов (как будто и правда солнце), но при отдалении дампы от объекта она приближается к красной лампе по значениям.
Теперь ответим на заданные вопросы
1. Насколько яркая и мощная должна быть лампа.
Лампа должны быть не меньше 30вт, только такие лампы могут «эмулировать» солнце. Светить надо близко к растению.
2. Не будет ли растению слишком ярко
Не будет, солнце ярче всех ламп для растений
3. Сколько часов надо светить в сутки на растение
Это вопрос не этой статьи, но все равно по опыту растеневодов это надо делать не менее 12 часов при отсутствии естественного света. Я свечу 16 часов, но, возможно, это избыточно.
Конечно, встает вопрос не тупой замены солнцу, а досветки. И это отдельная тема исследования. Мы можем померить количество люксов, «упавших» на лампу и вечером добивать их из лампы. Люксы можно измерять цифровым датчиком, а управлять лампой через любую интернет розетку.
Источник
Солнечный спектр
Перед вами — видимая часть солнечного спектра в интервале от 4000 до 7000 Å (ангстрем — это внесистемная единица длины, равная 10 −10 м, то есть 10 Å=1 нм). Изображение создано на основе данных цифрового атласа, полученных при помощи фурье-спектрографа обсерватории McMath-Pierce Solar Observatory, расположенной в пустыне Сонора (штат Аризона, США). Эта обсерватория является частью комплекса Национальной обсерватории Китт-Пик (Kitt Peak National Observatory).
Это сплошная, непрерывная лента перехода от красного до фиолетового, разбитая на 50 полос по 60 ангстрем. Лента испещрена вертикальными фраунгоферовыми линиями — темными перерывами в радуге солнечного спектра, разделяющими ленту на отдельные «кирпичики». Наличие этих линий объясняется присутствием в атмосфере Солнца элементов, атомы которых поглощают свет на определенных частотах. Поэтому в местах спектра, соответствующих этим частотам, образуются темные провалы.
При взгляде на Солнце невооруженным глазом мы видим его ярким желтым или белым раскаленным диском. Но еще Исаак Ньютон, разложив солнечный свет в спектр при помощи стеклянной призмы, показал, что в нем присутствуют, плавно переходя друг в друга, все видимые нами цвета от красного до фиолетового. На самом деле диапазон солнечного излучения, конечно, гораздо шире. Видимый нами свет — это узкая часть электромагнитного спектра, простирающегося от гамма-излучения до многокилометровых радиоволн (подробнее можно посмотреть на нашем интерактивном плакате).
На этой схеме хорошо видно, сколь малый фрагмент из всего многообразия электромагнитных волн способен увидеть человек. Видимый свет заключен между ультрафиолетовым и инфракрасным участками электромагнитного спектра. Вверху указана частота в герцах, то есть в колебаниях в секунду. Например, частота 10 10 Гц, соответствующая микроволновому диапазону, означает, что волна за одну секунду успевает сделать 10 миллиардов колебаний. Внизу серой ленты подписаны длины волн в метрах. То есть тому же микроволновому диапазону соответствуют сантиметровые волны. Поскольку скорость света в вакууме постоянна, длина волны и ее частота связаны: их произведение всегда дает скорость света. В самом деле, свет за секунду проходит 300 000 000 м, а волна делает 10 миллиардов колебаний, значит, за время одного колебания она успевает пройти 0,03 метра, или 3 сантиметра, что соответствует диапазону сантиметровых волн. Изображение с сайта ru.wikipedia.org
Солнце светит, не ограничивая себя узкой полосой видимого света: внеатмосферные наблюдения зафиксировали излучение в диапазоне от 0,001 Å до 1 км (атмосфера поглощает часть солнечного излучения). Излучает Солнце и в рентгене, и в инфракрасной области, и в ультрафиолете, и даже в области радиоволн.
График зависимости мощности солнечного излучения (в ваттах на квадратный метр) от длины волны. Внешний, полупрозрачный контур, демонстрирует спектр солнечного излучения в космосе, за пределами земной атмосферы. Он уходит, постепенно снижая интенсивность, далеко вправо — до значений в миллионы нм. В этом диапазоне сконцентрирована практически вся излучаемая Солнцем энергия. Далее, до радиоволн километровой длины, о которых говорилось выше, интенсивность резко снижается. Внутренний контур — это спектр на уровне моря, с учетом поглощения части излучения атмосферой. Радужная вертикальная полоса соответствует видимому свету. Изображение с сайта fondriest.com
Солнечный спектр, как видно на главном фото, сплошной, но перекрывается темными провалами линий поглощения. Что это значит? Любое вещество, как мы знаем со времен Демокрита, состоит из атомов. Сами же атомы, чего не знал Демокрит, состоят из ядра и электронов и имеют свои энергетические уровни — фиксированные значения энергии, которыми могут обладать электроны, находящиеся вокруг ядра. Переход электрона с уровня на уровень сопровождается испусканием (или поглощением) энергии в виде света.
Рассмотрим этот процесс на примере атома водорода. Переходы могут происходить и со второго уровня на первый, и с пятого на третий. Все возможные переходы с вышележащих уровней на какой-то один называются спектральной серией. Так, переходы на первый уровень — это серия Лаймана, на второй — серия Бальмера и так далее. При этих переходах излучаются кванты света (фотоны) определенной частоты и длины волны.
Спектральные серии водорода. На схеме подписаны значения длин волн, соответствующие фотону, излучаемому при переходах между уровнями (n). Например, в серии Бальмера при переходе с шестого уровня на второй будет излучен фотон с длиной волны 410 нм. Изображение с сайта ru.wikipedia.org
Фотоны в видимом диапазоне излучаются только при переходах с верхних уровней на второй уровень. Все переходы на первый уровень (серия Лаймана) лежат в ультрафиолетовой области, на третий и выше — в инфракрасной. Чем больше энергия фотона, тем больше его частота и тем, соответственно, меньше длина волны. Переход с третьего уровня на второй излучает меньше всего энергии, так как разница между столь близкими уровнями невелика. Поэтому фотон получается самый низкоэнергетичный для этой серии и с самой большой длиной волны — 6565 Å (или 656,5 нм). Он дает красную полосу в спектре водорода (поскольку 6565 Å — это длина волны красного цвета). «Падения» с более высоких уровней будут давать фотоны со всё большим смещением в фиолетовую часть спектра.
Электроны, находящиеся внутри атома, «спрыгивают» с вышележащих уровней на второй, излучая разницу энергии в виде фотона определенной частоты. Белыми стрелками изображены переходы с третьего, четвертого, пятого и шестого уровней. Внизу изображен получающийся спектр атома водорода, под ним указана длина волны (в ангстремах). Нижнее изображение — с сайта grotrian.nsu.ru
Спектры излучения атомов имеют, таким образом, четкие раздельные светящиеся линии, частота которых соответствует частотам излученных фотонов. Такой спектр называется линейчатым. В 1859 году физик Густав Кирхгоф и химик Роберт Бунзен показали, что спектрам излучения атомов различных веществ соответствуют различные наборы линий в спектрах. Иными словами, линейчатый спектр каждого элемента уникален, как отпечаток пальца, и по этому отпечатку его можно идентифицировать. Так появился спектральный анализ.
Благодаря этим уникальным портретам атомов стало возможным выявить присутствие вещества в любом теле, смеси жидкостей или газов, спектр которого мы получили и можем рассмотреть. Но чтобы обладать линейчатым спектром, вещество должно состоять из таких отдельных атомов, то есть быть разреженным атомарным газом. Например, в хромосфере (части атмосферы) Солнца присутствует в виде очень разреженного газа ионизированный кальций.
Видимый линейчатый спектр излучения кальция. Изображение с сайта grotrian.nsu.ru
Если же вещество состоит из молекул, а не из отдельных атомов, его спектры становятся более «размазанными», состоящими из широких полос. В молекулах из-за взаимодействия атомов появляются новые энергетические уровни с близкими значениями энергий, и картина от них выглядит как широкие полосы. В том же случае, когда вещество находится в твердом или жидком состоянии или представляет собой газ, находящийся под высоким давлением, его молекулы постоянно взаимодействуют и порождают уже не уровни, а целые энергетические зоны, переходы между которыми и внутри которых дают сплошной спектр излучения.
Виды спектров излучения: а) линейчатый, атомный: состоит из отдельных узких линий. b) молекулярный: полосы молекулярного газа состоят из множества узких полос, таких же, как у линейчатых спектров, просто они расположены очень плотно друг к другу. с) сплошной: излучение происходит на всех частотах
Вот такой же сплошной спектр и у Солнца. Сплошным спектром обладают плотные, жидкие или твердые тела, притом тела горячие, нагретые достаточно, чтобы тепловое взаимодействие их молекул создавало множественные энергетические зоны. Для описания такого теплового излучения физики (а именно, всё тот же Густав Кирхгофф) ввели понятие абсолютно черного тела (АЧТ) — некоего абстрактного идеального объекта, который всю полученную энергию возвращает только в виде теплового излучения. Абсолютно черное тело не отражает ничего из падающего на него излучения — ни единого кванта ни в каком диапазоне. Всё, что попадает на него, идет на увеличение его внутренней энергии. Нагреваясь, АЧТ начинает излучать само, давая тот самый сплошной спектр нагретых тел. Цветовая температура, указываемая на некоторых осветительных приборах, например на лампах (6000 К — «холодный белый свет» и т. д.), — это как раз температура АЧТ, при которой оно излучает свет того же цвета (тона), что и маркируемый прибор (К, кельвин — температурная шкала, предложенная лордом Кельвином, начало которой совпадает с абсолютным нулем, а шаг равен градусу по шкале Цельсия).
В 2014 году был создан искусственный материал из углеродных нанотрубок, больше всего приближающийся по своим свойствам к гипотетическому АЧТ, — vantablack. В видимом диапазоне он поглощает 99,965% падающего на него света (см. картинку дня Самый черный материал). В прошлом году был создан еще более черный материал с коэффициентом поглощения 99,995%, что в 10 раз чернее vantablack.
Наше Солнце по своему спектру очень близко к излучению АЧТ, нагретого до температуры 6000 К. Однако природа его излучения совсем другая, чем у твердого нагретого тела. Ответственность за изображение Солнца, каким мы его видим, несет фотосфера — часть атмосферы Солнца, где и формируется непрерывный спектр солнечного излучения. Это небольшой слой глубиной порядка 300–400 км. Фотосфера представляет собой вовсе не твердое тело — это газ, раскаленный и очень сильно разреженный (плотность фотосферы равна в среднем 10 −9 г/см 3 — одна миллиардная грамма на кубический сантиметр, в миллион раз меньше плотности воздуха). Газ этот состоит из водорода (74%), гелия (25%), а также кислорода и находящихся в газообразном состоянии прочих элементов (железа, углерода, магния, серы и других), на долю которых приходится примерно 1% от общей массы. Тем не менее спектр его излучения вовсе не линейчатый.
Спектр излучения Солнца и спектр абсолютно черного тела. Сплошными линиями показаны наблюдаемые данные, штрихованными — спектр АЧТ при указанной температуре. В области видимого и инфракрасного излучения экспериментальные данные хорошо согласуются с линией АЧТ при температуре 6000 К (в длинноволновой области температура равна 10 4 К и 10 5 К). Изображение с сайта astronet.ru
В фотосфере присутствуют металлы, которые очень легко ионизируются то есть теряют электроны с внешних оболочек, слабо связанных с ядром. Температуры фотосферы недостаточно, чтобы ионизировать гелий или водород, а вот электроны металлов, «разогреваясь», получают достаточно энергии, чтобы покинуть атом металла и отправиться в свободный полет. Врезаясь в атомы водорода, они «остаются там жить», порождая очень любопытное явление — отрицательные ионы водорода (см. Hydrogen anion). «Вселяясь» на свободные энергетические уровни, электроны испускают разницу между своей прежней энергией и энергией своего новообретенного уровня в атоме водорода в виде кванта света.
Этот процесс подобен описанному выше излучению при переходах между уровнями, однако, поскольку электрон прилетает извне и может обладать абсолютно любой энергией, а не только строго равной энергии вышележащих слоев, излучение происходит не в узких линейчатых диапазонах, соответствующих разностям значений энергии перехода, а в любом диапазоне. Иными словами, если переходы внутри того же атома водорода дают, как мы видели на изображении его спектра, набор излучений на одном и том же наборе частот, то излучение кванта от «приземлившегося» внешнего электрона может быть каким угодно и дать линию в любой части спектра.
Однако остается атом в этом состоянии недолго. По сотне миллионов раз в секунду он испускает фотоны, переводя электроны на более низкие энергетические уровни, сталкивается с новыми электронами, поглощает фотоны и так далее. Жизнь кипит: атом водорода постоянно излучает и поглощает фотоны, теряет электроны, сталкивается с новыми, снова излучает, но уже в другом месте спектра. Из-за обилия таких актов излучения, а также из-за огромного количества атомов все длины волн в спектре излучения оказываются занятыми. Фотосфера излучает во всем диапазоне, образуя таким образом сплошной спектр.
Как мы уже сказали, атом может не только излучать фотоны, но и поглощать. И кроме спектров излучения бывают и спектры поглощения, которые выглядят как темные провалы (полоски) в сплошном красивом спектре. Они возникают, когда те же самые атомы сами оказываются в потоке света. Тогда летящие фотоны возбуждают электроны и «закидывают их наверх», на высокоэнергетические уровни. Электроны держатся там недолго и снова спрыгивают вниз, однако переизлучают уже во всех возможных направлениях без разбору, из-за чего в направлении первоначального пучка света лучей именно с такой длиной волны отправится гораздо меньше, и в этом месте у спектра будет провал.
Спектр натрия. (а) — эмиссионный, или излучательный: две яркие полосы на фоне черного фона, 589,0 нм и 589,59 нм (так называемый «дублет натрия»); (b) — поглощательный (абсорбционный): те же две полосы на тех же точно частотах, но это уже черные полосы отсутствия света на фоне сплошного спектра. Изображение с сайта Висконсинского университета astro.wisc.edu
Именно такие провалы на главном изображении и делят непрерывные красочные полоски солнечного спектра на отдельные «кирпичики». Обнаружил их в 1802 году английский химик Уильям Воластон, правда не придав этому никакого значения. А вот немецкий физик Йозеф Фраунгофер придал и взялся в 1814 году за их изучение. Он описал более пятисот таких темных «провалов» в солнечном спектре, и они называются теперь фраунгоферовыми линиями.
Эти линии дают входящие в состав фотосферы элементы, причем любопытно, что большой вклад вносят те, чье присутствие весьма невелико, например те же металлы. Связано это с низкими потенциалами ионизации металлов: их внешним электронам, слабо связанным с ядром, для перехода на другой энергетический уровень и, соответственно, для поглощения кванта света нужно в несколько раз меньше энергии, чем водороду. Водороду же, чтобы поглощать в видимом спектре, необходимо иметь электрон не на основном уровне, а на втором. Как мы говорили, электроны, спускаясь с более высоких уровней на второй, испускают фотоны в видимом диапазоне. Это серия Бальмера. И наоборот, чтобы поглотить фотон в видимом спектре, атом должен иметь электрон на этом втором уровне, чтобы энергии фотона было достаточно ровно на «закидывание» электрона на один из «верхних рубежей». Но чтобы иметь электрон на «втором этаже», атому водорода необходимо быть возбужденным, чего в условиях фотосферы сложно достичь: слишком низка температура. Поэтому количество таких возбужденных и потому поглощающих водородных атомов крайне мало — относительно их общего числа, конечно же.
Таким образом, при температуре фотосферы водород остается нейтральным (за исключением описанных выше отрицательных ионов, но таким становится только один атом водорода на сто миллионов, и вклад они вносят в спектр излучения фотосферы, а не поглощения), а металлы и прочие элементы фотосферы ионизируются, поглощая для этого фотоны, и почти все их атомы участвуют в создании темных полос спектра поглощения (более подробный вывод см. в новости Сесилия Пейн — хозяйка звездной кухни в разделе «Солнце: кальций и водород», «Элементы», 27.05.2020).
Упрощенная версия главного изображения: линии поглощения в солнечном спектре. Каждая из этих темных полос соответствует какому-либо элементу. В центре видны линии дублета натрия. Справа — H-α — линия водорода, доминирующая в видимой части спектра (тот самый переход со второго энергетического уровня на третий с поглощением фотона с длиной волны 656 нм). Слева оставляют след атомы кальция, потерявшие один электрон (ионы Ca II); они излучают и поглощают свет на нескольких длинах волн, в частности, на 396,8 нм и 393,3 нм в фиолетовой области спектра. Это линии Ca-H и Ca-K (более сильные, то есть более интенсивные, линии обозначают буквами от A до K) однократно ионизированного кальция. Прочие черные линии соответствуют спектрам поглощения других элементов; установить, каким, можно по буквенным обозначениям, соответствующим фраунгоферовым линиям. Изображение с сайта ru.wikipedia.org
Со времен Фраунгофера, открывшего и описавшего свыше 500 линий поглощения, их число выросло более чем до 25 000 — это, конечно, уже во всем спектре, не только в видимой его части. По этим спектральным провалам можно делать выводы о строении и составе Солнца (так, например, был открыт гелий, в честь Солнца и названный).
Увеличенная часть главного изображения. Так выглядит знакомый нам дублет натрия. Длина волны (в ангстремах) подписана под спектральной лентой. Название элемента, которому принадлежит линия, — над ней. Рассмотреть весь спектр Солнца в подробностях, где каждая линия поглощения подписана, можно, скачав файл по ссылке
Изучение Солнца в различных электромагнитных диапазонах позволяет делать выводы о его активности и происходящих там процессах; собственно, это основной способ получения информации о преобразованиях энергии, происходящих в нашей звезде. Например, в ультрафиолете получены картины движения плазмы, сопровождающие пересоединение магнитных линий в атмосфере — основного кандидата на объяснение повышенной температуры солнечной короны (см. задачу «Магнитное пересоединение»).
Слева — кадр из видеосъемки Солнца в рентгеновском диапазоне, сделанной японским спутником Hinode в январе 2012 года. Сама поверхность Солнца в рентгене почти не излучает, поэтому выглядит на снимке как черная сфера. Рентгеновское излучение дает солнечная корона, разогретая до миллионов градусов (красный «туман»), и солнечные вспышки (небольшие яркие пятна). Справа — изображение в ультрафиолете на длине волны 171 Å, полученное Обсерваторией солнечной динамики также в 2012 году. Яркими выглядят активные области — вспышки и петли плазмы вдоль линий магнитных полей. Фото с сайта nasaviz.gsfc.nasa.gov. Оба кадра изначально монохромны и раскрашены. Считается, что человеческий глаз лучше воспринимает контраст между различно окрашенными объектами
Линии поглощения помогают получать информацию о солнечной структуре из разных слоев. С высотой меняются физические характеристики солнечной атмосферы и, соответственно, состояние элементов, что сказывается на их спектрах. Линии поглощения позволяют рассматривать Солнце без ослепляющей засветки фотосферы — для этого нужно использовать светофильтр, имеющий узкую полосу пропускания именно на частоте линии поглощения. Так рассматривают свет, идущий от хромосферы, обычно невидимой в ярком свете фотосферного слоя.
Источник