Атмосфера и химический состав солнца
Атмосфера Солнца при обычных условиях невидима, так как ее свечение слишком слабо по сравнению с фоном дневного неба, на который она проектируется. Во время солнечных затмений Луна загораживает яркую фотосферу, солнечные лучи больше не освещают воздух, фон неба темнеет и атмосфера Солнца, окружающая его, становится видима даже невооруженным глазом. При помощи особых приборов атмосферу Солнца за последнее время стало возможно изучать и вне затмения (лучше всего с гор, где воздух чище и небо днем темнее).
Атмосфера Солнца состоит из трех слоев, которые резко не разграничены. Самый близкий к фотосфере и самый плотный, но очень тонкий слой называется обращающим слоем. Следующий, более обширный и более разреженный слой называется хромосферой (по-гречески хромоc означает «цвет»). Хромосфера имеет красноватый оттенок. Третий, самый обширный и разреженный слой атмосферы Солнца называется солнечной короной. Он представляется нам в виде лучистого сияния с перламутровым оттенком.
Время от времени из хромосферы выбрасываются вверх облака или фонтаны раскаленного газа, называемые протуберанцами (Рисунок 89). Выброшенные вверх газы протуберанца через некоторое время оседают вниз и часто лишь во время этого нисходящего движения приобретают яркое свечение. В явлениях на Солнце большую роль играют вертикальные движения газов, в частности турбуленция, а также магнитные силы. Вследствие этого протуберанцы очень часто возникают как уплотнения вещества в солнечной короне и затем двигаются не вверх, а вниз к поверхности Солнца.
Обращающий слой и хромосфера состоят из разреженного газа, более холодного, чем фотосфера (их температура составляет около 5000°). Поэтому хромосфера и обращающий слой поглощают из света фотосферы, проходящего через них, свет только с определенными длинами волн и вызывают появление в спектре Солнца темных линий. На краю Солнца, где за обращающим слоем и хромосферой нет источника света, дающего непрерывный спектр, мы наблюдаем их собственный спектр, состоящий из ярких линий. Эти линии находятся в тех же местах спектра обращающего слоя, где и темные линии при поглощении света в непрерывном спектре фотосферы.
Темные линии в спектре называются фраунгоферовыми по имени немецкого ученого Фраунгофера, обнаружившего их. В спектре самого обращающего слоя, наблюдаемом во время полного солнечного затмения, они обращаются из темных в яркие: отсюда этот слой и получил свое название. Хромосфера, более разреженная, чем обращающий слой, содержит не все химические элементы, входящие в состав последнего, а лишь более легкие или более легко увлекаемые вверх при процессах, происходящих на Солнце. Это главным образом водород, гелий и кальций.
Таким образом, устанавливая химический состав Солнца по ярким линиям спектра разных слоев его атмосферы либо по темным линиям общего спектра Солнца, мы узнаем химический состав именно атмосферы Солнца, а не его недр, так как темные линии вызваны поглощением света газами атмосферы. До настоящего времени среди газов и паров солнечной атмосферы обнаружено около (2/3) известных на Земле химических элементов. Среди атомов этих элементов более 80% по числу составляют атомы легчайшего из газов — водорода, около 18% — атомы гелия, а атомов всех остальных элементов сравнительно очень мало. Не обнаруженные еще на Солнце химические элементы на Земле встречаются также в очень малых количествах, а элементов, неизвестных на Земле, на Солнце не обнаружено. Все это еще раз доказывает материальное единство Земли и других небесных тел, общность законов физики и химии во Вселенной.
В 1868 г. в спектре Солнца обнаружили желтую линию, которая тогда не была еще найдена в спектрах земных веществ. Ее приписали особому солнечному веществу, которое назвали гелием (по-гречески гелий — «солнечный»). Позднее гелий был открыт и на Земле.
Солнечная корона (Рисунок 90) состоит в основном из наэлектризованного газа и электронов, отражающих свет Солнца. Спектр газов во внутренних частях короны, состоящий из ярких линий, очень долго не поддавался расшифровке. Лишь недавно выяснилось, что это спектр известных уже нам элементов, главным образом железа, никеля и кальция, атомы которых лишены многих электронов и светятся в особых условиях, которые существуют в солнечной короне и не встречаются в природных условиях на Земле.
Разгадка линий спектра гелия и солнечной короны является примером того, что рано или поздно наука находит объяснение явлениям, сколь бы загадочными и неразрешимыми они ни казались сначала.
Части Солнца — фотосфера, обращающий слой и хромосфера (Рисунок 91) — настолько раскалены, что состоят лишь из атомов химических элементов. Только в области солнечных пятен, где температура понижена до 4500°, атомы могут вступать в простейшие химические соединения — в двухатомные молекулы (циан, окись углерода, окись титана и др.).
При более высоких температурах даже простейшие молекулы вследствие частных и сильных соударений распадаются на составные части — на атомы.
В плоскости земной орбиты Солнце окружено еще тонким слоем пылинок, отражающих солнечный свет. В результате этого мы видим с Земли после захода Солнца и перед его восходом отходящий от него по небу вдоль эклиптики длинный светящийся конус, называемый зодиакальным светом. Он виден лучше всего в тропических странах, где эклиптика пересекается с горизонтом под большим углом.
Источник
Что определяется по линиям поглощения солнечного спектра химический состав атмосферы солнца
Количественное содержание различных элементов в солнечной атмосфере (так же как и в атмосферах звезд) устанавливается с помощью методов, рассматриваемых теоретической астрофизикой. Совершенно очевидно, что линия поглощения в фраунгоферовом спектре Солнца будет тем сильнее (ее эквивалентная ширина тем больше; см. КПА 419), чем больше атомов данного элемента содержится в атмосфере, но зависимость эта очень различна у разных элементов, в разных ионизационных состояниях одного и того же элемента и для разных его спектральных линий.
Мы рассмотрим здесь несколько примеров без математических подробностей.
Линии химического элемента, образующиеся при переходе с основного состояния на ближайшее возможное возбужденное состояние, называются резонансными. В спектроскопии, кроме того, их называют последними, или остаточными (ultimates, raies ultimes), потому что при спектральном анализе источников света, в которых испаряются различные вещества, наиболее яркие линии — резонансные. При прогрессивном уменьшении концентрации исследуемых веществ резонансные линии исчезают последними, так как для их образования всегда имеется наибольшее возможное количество атомов из наличного их числа. Кроме того, резонансные переходы являются обычно наиболее вероятными. Другие линии; образующиеся при переходах между возбужденными уровнями атома, исчезают гораздо раньше.
Как сказано выше, у гелия резонансная линия имеет длину волны 584 А. У водорода она имеет длину волны 
и носит название лайман-альфа и обозначение 
(см. рис. 15). Вся серия линий, называемая серией Лаймана, вплоть до границы серии при 
, очевидно, должна быть самой интенсивной из всех водородных серий в спектpax звезд, так как линии ее образуются переходами с основного состояния водорода.
Но вся эта серия лежит в еще недавно недоступной далекой ультрафиолетовой области. Поэтому наши представления о наличии водорода на Солнце и на других звездах строились по наблюдениям линий серии Бальмера, начиная от 
и кончая границей серии у 
. Все эти линии, как линии поглощения, возникают при переходах со второго, т. е. возбужденного уровня. То, что эти линии достаточно сильны в спектре Солнца, указывает на достаточную населенность второго уровня.
Однако, как мы видели выше, при температуре 5—6 тыс. Кельвинов относительная доля атомов водорода во втором состоянии очень мала. Поэтому приходится заключить, что атомов водорода на Солнце очень много.
Линии кальция в солнечном спектре представляют противоположный пример. Линии Н и К ионизованного кальция являются самыми сильными линиями солнечного спектра. Линия водорода Не 
тонет в несравненно более интенсивной линии 
. Сильна 
солнечном спектре также линия нейтрального кальция 
. На самом же деле кальций вовсе не так распространен на Солнце, как можно было бы с поспешностью заключить по этим линиям, потому что все они резонансные и, стало быть, для их возникновения имеются самые благоприятные условия. Выяснение всех обстоятельств показывает, что хотя резонансный дублет 
— линии 
при 
и 
— значительно уступает по интенсивности линиям Н и К, действительное содержание атомов натрия в атмосфере Солнца не меньше, чем атомов кальция: в условиях солнечной атмосферы подавляющее большинство атомов натрия находится в ионизованном состоянии, а спектр ионов 
проявляет себя главным образом в далекой ультрафиолетовой области. Те же обстоятельства указывают, что из всех металлов на Солнце наиболее распространен магний, хотя он представлен в спектре Солнца немногочисленными линиями, из которых «зеленый» триплет 
по интенсивности не превосходит натриевого дублета. Но зато, когда благодаря ракетным полетам стала доступна область солнечного спектра с 
, среди новых линий дублет 
и 
ионизованного магния MgII оказался самым сильным, ничем не уступающим дублету Н и К, а магний труднее ионизуется, нежели кальций. Очень сильной оказалась резонансная линия нейтрального магния 
. Сильные линии, в том числе резонансные, многократно ионизованного неона обнаружены на фотографиях самого далекого ультрафиолетового участка спектра Солнца 
. До этого линии неона в спектре Солнца не были известны.
Для химического анализа Солнца существенно то, что температура солнечных пятен ниже, чем в фотосфере, и поэтому ионизация и возбуждение в них меньше. Поэтому, например, резонансная линия 
очень хорошо видна в спектре солнечных пятен и практически не видна в спектре фотосферы, поскольку в ней весь 
ионизован из-за низкого потенциала ионизации (5,39 эВ).
Правда, у натрия он еще ниже (5,14 эВ), но натрий — обильный элемент, а литий, как видим, нет. Натриевый дублет тоже усилен в спектре пятен.
Элементы бор и фтор обнаружены на Солнце лишь в составе молекул ВН, MgF, SrF, серии линий которых наблюдаются в спектре Солнца. Вообще же молекулы в спектре Солнца не редкость: CN, СН, С2, NH, ОН, NO2, Н2O, СО, SiH, MgH, СаН и многие другие.
В заключение приведем относительное содержание элементов, наиболее обильных в атмосфере Солнца. В таблице 3 это содержание дано в логарифмической шкале в виде lg N количества атомов элемента, если lg N для водорода принять за 12,0.
Таблица 3. Относительное содержание некоторых элементов в атмосфере Солнца (принято lg N = 12,0 для водорода)
Отсюда видно, что отношение числа атомов водорода к числу атомов металлов — около 10 000. Это важно, поскольку в атмосфере Солнца основным поставщиком электронов являются именно металлы, с их невысокими потенциалами ионизации. Отношение 
.
Какова степень неуверенности в подобного рода определениях, видно из более новой работы (1976 г.) о химическом составе Солнца: если принять число атомов водорода Н за 1 000 000, то число других атомов на Солнце таково: 
. Здесь отношение 
во время солнечной вспышки 28 мая 1969 г. в потоке частиц высокой энергии, исходившем из Солнца, это отношение было 1 : 1 и в гелиевом составе значительно представлены атомы изотопа 
.
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