Укажите спектральный класс солнца изображение

Какой звездой является Солнце? К какому типу звезд относится наше светило?

Существует множество типов звезд: красные гиганты, белые карлики и т.п. А к какому классу относится наше Солнце?

Чаще всего звезды классифицируют по их положению на так называемой главной последовательности, или диаграмме Герцшпрунга–Рассела. По спектральной классификации Солнце принадлежит к классу G2V (желтый карлик). Признаками, по которым звезду относят к тому или иному классу, являются ее масса и температура поверхности. Если звезда имеет температуру 5000-6000 К (у Солнца она равна 5778 К) и массу в диапазоне 0,8-1,2 масса Солнца, то ее относят к желтым карликам. Другими известными представителями этого класса являются Альфа Центавра А и Тау Кита. Средняя продолжительность жизни желтых карликов составляет 10 млрд лет.

Хотя астрономы и называют Солнце карликом, на самом деле оно превосходит по яркости большую часть звезд в Млечном Пути. Дело в том, что 70-90% звезд в нашей галактике относятся к красным карликам, которые меньше и тусклее Солнца.

Не следует думать, что желтые карлики светят желтым светом. На самом деле и Солнце, и почти все остальные звезды светят белым цветом.

Стоит отметить, что положение звезд на диаграмме Герцшпрунга–Рассела меняется со временем. Примерно через 5 млрд лет Солнце резко вырастет в размерах (но не по массе) и станет красным гигантом. Далее наша звезда потеряет большую часть своей материи и превратится в белого карлика. Можно считать, что на этом эволюция Солнца прекратится, и оно будет медленно остывать.

Также существует классификация звезд по их химическому составу. Солнце считается звездой, относящейся к типу «население I». Это значит, что в его составе очень много тяжелых элементов (металлов). Существуют еще звезды «населения II», металличность которых на порядки ниже. Теоретически могут существовать и звезды «населения III», в которых тяжелых элементов почти нет, однако пока что астрономам не удалось их обнаружить.

Население звезды указывает на время её рождения. Звезды «населения III» возникли самыми первыми, но, вероятно, не дожили до наших дней. Из их материи сформировалось население II, а население I – это уже третье поколение звезд.

Список использованных источников

Источник

Спектральная классификация звезд

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий.

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей.

По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10000–15000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.

На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров, которая легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.

Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.

Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также относительной интенсивности определенных спектральных линий. Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов, для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса гидрида хрома CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода).

Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами.

Так как одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой фотосферы, но различных классов светимости (то есть отличающимися на порядки светимостями), то с учётом светимости была разработана йеркская спектральная классификация (называемая ещё МКК – по инициалам её авторов У. Моргана, Ф. Кинана и Э. Келмана).

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.

Различают следующие классы светимости

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга – Рассела, то йеркская – положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине – расстояние (метод спектрального параллакса).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Звёзды одинаковых (или близких) классов светимости образуют на диаграмме Герцшпрунга – Рассела последовательности (ветви), например, ветвь красных гигантов или белых карликов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
(в разных представлениях)

Диаграмма была предложена астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом независимо друг от друга примерно в 1910 году.

Используя диаграмму, астрономы способны проследить жизненный цикл звезд, от молодых горячих протозвезд, через основные фазы развития, вплоть до фазы умирающего красного гиганта. Диаграмма также показывает зависимость температуры и цвета звезд от различных этапов их жизненного цикла.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно увидеть диагональную линию, ведущую с левого верхнего угла вправо вниз. Она известна как Главная Последовательность и большинство звезд проходят именно эти этапы в своем развитии. В целом, когда температура звезды уменьшается, падает и светимость звезды. На диаграмме также можно увидеть ответвление, которое находится выше 100 ед. светимости. Это красные гиганты, которые находятся в конце своего жизненного цикла. Они могут быть одновременно яркими и относительно холодными, поскольку они очень большие. Обычно эта стадия длится несколько миллионов лет.

Наклонные пунктирные линии на нижней диаграмме определяют размеры звезд в радиусах Солнца.

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