Спектральные линии химических элементов солнца

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

Солнце: характеристика, состав, строение, химический состав солнца

Состав атмосферы Солнца

При наблюдении в 1868 году полного солнечного затмения в спектре солнечной атмосферы была обнаружена яркая жёлтая линия, которой до этого не получали в спектрах земных веществ. Это вещество было названо гелием (гелиос — означает Солнце).

На Земле оно было найдено только через 30 лет. В 1942 году в атмосфере Солнца было обнаружено, правда, в небольшом количестве, золото. Всего на Солнце найдено пока 64 элемента таблицы Менделеева. Исследования при помощи спектрального анализа показали такое содержание элементов в солнечной атмосфере (по числу атомов):

Химический элемент Содержание в процентах
Водород • . Гелий .

• . Углерод . . Азот …. Кислород Натрий . . Магний . ♦ Алюминий . Кремний . . Сера …. Калий . • . 81,760 18,170 0,003000 0,010000 0,030000 0,000300 0,020000 0,000200 0,006000 0,003000 0,000010

Химический элемент Содержание в процентах
Кальций Титан . . Ванадий Хром . . Марганец Железо . Кобальт Никель • Медь . . Цинк . . 0,000300 0,000003 0,000001 0,000006 0,000010 0,000800 0,000004 0,000200 0,000002 0,000030

В настоящее время считается, что по массе (а не по числу атомов) Солнце состоит на 50 процентов из водорода и на 40 процентов из гелия.

На все другие элементы приходится всего 10 процентов.

Из чего состоит Солнце

Солнце представляет собой гигантский огненный шар, являющейся центром нашей звёздной системы. В прошлом считалось, что Солнце имеет идеально круглую форму, однако проведённые исследования показали, что наше Солнце состоит из многочисленных слоев.

Каждый из таких слоев выполняет определенную функцию. По своей структуре Солнце схоже с гигантской печью, которая отдает тепло всем близлежащим звёздам.

Состав Солнца

Солнце имеет стабильный состав и состоит на 24 % из гелия и на 74 % из водорода.

Также тут имеется 1 % кислорода и ряд других элементов, массовая доля которых не превышает 1 %.

Учёные в течение длительного времени изучали структуру и состав Солнца и пришли к выводу, что в результате взрыва появилась звезда, содержащая гелий и молекулярный водород. На Солнце происходит процесс ядерного синтеза, и водород постепенно превращается в гелий.

Для начала процесса синтеза необходима огромная температура и высокая масса планеты.

Слои солнца

Как было сказано выше, Солнце состоит из многочисленных слоев, температура в которых по мере их приближения к ядру неизменно увеличивается. Необходимо сказать, что гелий и водород в различных слоях имеет отличающиеся характеристики.

Ядро солнца

В центре планеты располагается ядро, показатели температуру внутри которого огромны. Именно тут и протекает реакция синтеза.

Из атомов водорода образуется гелий, а вместе с ним и свет с теплом. Такое тепло впоследствии доходит до Земли и является источником жизни на нашей планете. Установлено, что температура на Солнце составляет 36.000.000 градусов.

Экспериментальным путём удалось установить, что размер ядра составляет порядка 20 % всей длины радиуса Солнца. Несмотря на состояние электронов и нейронов, Солнце способно преобразовать атомы водорода в гелий.

Такая реакция получила название экзотермической.

При её протекании выделяется огромное количество тепла.

Зона радиации на Солнце

Находится солнечная радиационная зона у границы ядра и может достигать около 70 % всего радиуса Солнца.

В этой зоне находится горячее вещество, которое позволяет передавать тепловую энергию от ядра во внешний слой.

Происходящее в ядре Солнца реакция ядерного синтеза приводит к появлению различных радиационных фотонов. Впоследствии эти фотоны переходят через радиационный слой и выбрасываются Солнцем наружу. Учёные смогли установить, что на то чтобы преодолеть фотонам радиационный слой внутри Солнца им требуется около 200.000 лет.

Лишь после этого традиционный фотон выбрасываются наружу, и вместе с солнечным ветром блуждает по космосу. Чтобы понять мощность такого солнечного ветра можем сказать, что расстояние от Солнца до Земли ветер покрывает за 8 минут.

Необходимо сказать, что такие радиационные зоны имеются у множества звёзд. Их сила и размер зависит от величины звезды.

Конвективная зона

Этот слой располагается снаружи радиационной зоны. Необходимо сказать, что конвективная зона имеется практически у всех звёзд.

Состоит она из газа и плотных веществ. Именно тут происходит потеря тепла, и охлаждённый газ устремляется обратно к центру Солнца, что позволяет продолжить ядерный синтез.

Фотосфера

Фотосфера является единственным видимым непосредственно с Земли слоем Солнца. Установлено, что температура поверхности составляет 6000 К. Светиться фотосфера желто-белым светом, который хорошо виден с Земли.

У Солнца также имеется атмосфера, которую принято называть короной.

Этот слой мы можем видеть во время солнечных затмений.

Основные статьи: Солнце, Спектр звёзд, Характеристики звезды

Очень скоро после открытия спектрального анализа были получены спектрыСолнца и было доказано, что вещество Солнца состо­ит из тех же химических элементов, что и Земля.

Правда, по­сле того как появились спектры звёзд, ясности стало меньше. Удивительным было то, что гелий был открыт в спектре сол­нечной короны, а в спектре Солнца его обнаружить не уда­лось.

Удивляло разнообразие звёздных спектров. В одних из них не было ничего, кроме линий гелия, и даже ионизован­ного гелия, в других один водород, в третьих водорода нет, но есть множество линий самых разнообразных элементов.

Появление квантовой механики позволило разобраться во всем этом разнообразии.

Выяснилось, что особенности спект­ров определяются главным образом температурой того слоя, в котором образуются спектральные линии. При различных тем­пературах создаются условия для появления разных спект­ральных линий.

Когда удалось провести расчёты спектральных линий, смог­ли определить и истинный химический состав звёзд.

Он ока­зался удивительно одинаковым. Во всех звёздах, точнее во всей Вселенной, преобладающими элементами являются водо­род (около 65% по массе) и гелий (около 35% по массе). На долю всех остальных химических элементов приходится не бо­лее 1% по массе.

Химический состав вещества звёзд, несомненно, зависит от их возраста.

В самых старых звёздах количество тяжёлых (тя­желее гелия) химических элементов не превышает 0,1%, а в самых молодых доходит до 4%. Это очень важный факт для теории эволюции звёзд, галактик и Вселенной.

Спектральные линии водорода

Для простоты понимания можно рассмотреть появление в спек­тре звезды линий водорода.

Спектр водорода образуется при переходах электрона внутри атома с одного энергетического уровня на другой.

В частности, линии водорода появятся в спектре только тогда, когда в веществе значительное количе­ство атомов водорода имеет электрон на втором энергетичес­ком уровне. Чем больше таких атомов, тем сильнее наблюда­емая линия. Материал с сайта http://wikiwhat.ru

В звёздах с низкой температурой атмосферы (3000— 4000 K) атомов водорода с электроном на втором уровне нет.

Ведь, для того чтобы перевести электрон на второй уровень, он должен получить достаточно большую энергию при столк­новении с другим атомом или свободным электроном. Но при столь низких температурах атомов и электронов с такой боль­шой энергией просто очень мало.

При температурах около 10 000 K в большинстве атомов водорода электроны находятся именно на втором энергетиче­ском уровне и в спектре видны мощные линии водорода.

При ещё больших температурах водород уже ионизован и в спект­ре его линий нет, зато появляются линии гелия, и при тем­пературах около 35 000 K в спектре видны только линии ге­лия и ионизованного гелия.

Нужно сказать, что при низких температурах почти все атомы водорода имеют электрон на самом низком, основном уровне, их линии поглощения лежат в далёкой ультрафиоле­товой области спектра.

Солнце — своеобразные ядерный реактор. В нем постоянно протекают процессы ядерных реакций с выделением большого количества энергии, которая нас согревает.

Превращения идут от легких «нестабильных» элементов до тяжелых металлов. Уже сейчас ученые по спектральному анализу нашли в «атмосфере» Солнца пары железа. Отсюда они делают вывод что Солнцу осталось жить не более 5-7 миллиардов лет. Если я не ошибаюсь.

Солнце — это обычная звезда, ее возраст около 5 миллиардов лет, оно представляет собой огромный светящийся газовый шар, внутри которо­го протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия, диаметр его примерно в 109 раз превосходит диаметр Земли.

Внутри Солнца могло бы поместиться более миллиона небесных тел размером с 3емлю. ——————————————————————————— Как же устроено Солнце? В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато настолько, что давление в нем в 200 миллиардов раз выше, чем давление воздуха в земной атмосфере. Плотность вещества его (в 7 раз большая, чем у самого плотного земного металла) увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры.

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца, а температура там достигает 15 миллионов градусов. В его объёме сосредоточена поло­вина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Энергия переносится из внутренних сло­ев Солнца путем излучения ближе к по­верхности, и процесс этот занимает около 10 милли­онов лет. ——————————————————————————— СОЛНЕЧНАЯ АТМОСФЕРА Земная атмосфера — это воздух, которым мы дышим, привычная для нас газовая оболочка Земли.

Такие оболочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. Желтый свет Солнца приходит к нам из слоя солнечной атмосферы, который имеет толщину 500 км и на­зывается фотосферой. Под ним лежат внутренние области Солнца, а выше — прозрачные части наружной атмосферы.

Практически вся солнечная энергия, включая тепло и свет, падающие на Землю, приходит к нам от фотосферы, но первоначально производится в глубине Солнца. Толщина фотосферы составляет не более одной трёхтысячной до­ли солнечного радиуса, поэтому фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли, а температура фотосферы равна приблизительно 5500°С. При таких условиях, почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного простейших молекул. ——————————————————————————— Фотосфера имеет зернистую структуру, называемую грануляцией.

Диаметр каждой из гранул около 1000 км, они представля­ет собой поднявшийся на поверхность поток горячего вещества. Гранулы недолговечны. Они непрерывно видоизменяются, возникают и исчезают. Средняя продол­жительность жизни гранул составляет 10 минут. На фотосфе­ре часто можно увидеть относительно небольшие темные области — солнечные пятна. Они на 1500° холод­нее окружающей их фотосферы, температура которой достигает 5800°.

Из-за разницы температур с фотосферой, оно ка­жется совсем чёрным, хотя в действительности яркость его слабее только раз в десять эти пятна и кажутся при наблюдении в телескоп совершенно черными. С течением времени величина, и форма пятен сильно меняются.

Возникнув в виде едва заметной точки — поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен, и такие группы могут занимать значительные области на солнечном диске. Картина группы всё время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются.

Живут груп­пы пятен долго, иногда на протяже­нии двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнца составляет примерно 27 суток) . Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы — хро­мосферу и

Это состояние называется ПЛАЗМА, причём в плазменном состянии на Солнце находятся молекулы ВОДОРОДА и ГЕЛИЯ.

74% водорода и 24% гелия.

Также, Солнце состоит из 1% кислорода, и оставшийся 1% — это такие элементы таблицы Менделеева, как: хром, кальций, неон, углерод, магний, сера, кремний, никель, железо

Источник