Слънчева активност


Отиди на съдържание

Главно меню:


Непрекъснат спектър

Слънце > Нашето Слънце

Ние можем да наблюдаваме само фотосферата в оптическия диапазон. По време на пълни слънчеви затъмнения се наблюдават хромосферата и короната на Слънцето, докато слоевете под фотосферата са недостъпни за наблюдение. Електромагнитното излъчване на Слънцето е средоточено предимно в интервала от дължини 150 nm - 0,5 cm, което се излъчва от различни слоеве на слънчевата атмосфера. В късовълновия ултравиолет (180 - 300 nm) се наблюдават високите и по-хладни слоеве от слънчевата фотосфера, поради което яркостната температура е около 4500 К. В инфрачервения диапазон за дължина l » 5mm поради същата причина яркостната температура е около 5 000 К. В радиодиапазона l » 1m яркостната температура е около милион градуса. Тези факти показват, че излъчването на Слънцето в различните спектрални диапазони се формира от различни слоеве, които се различават по своята температура. Високите слоеве от слънчевата атмосфера са с ниска плътност и те са прозрачни за оптическия диапазон и непрозрачни за радиовълните. В късия ултравиолет l < 150mm спектърът на Слънцето е чисто емисионен, докато в диапазона 150 Ј l Ј 1mm - e абсорбционен поради по-високият коефициент на поглъщане k(n) в честотите на спектралните линии, отколкото в непрекъснатия спектър, т. нар. селективно поглъщане. В спектъра на Слънцето са оттъждествени по абсорбционните линии около 70 химични елемента. Химичният състав на Слънцето е близъл до средния космичен състав, изрaзен в проценти маса той е : X=0.76, Y=0.22, Z = 0.02. Потокът на лъчението е на насочено по радиуса на Слънцето. То идва от по-дълбоките слоеве, и възбужда атомите в по-високо разположения, но по- хладен слой. Излъчването на възбудените атоми от този слой е в различни посоки, което е еквивалентно на разсейване на лъчението, излъчвано от по-горещите слоеве и по-дълбоки слоеве. Това квантово разсейване е причината за образуването на абсорбционните линии в спектъра на Слънцето. Количественото съдържание на химичните елементи се определя по метода на кривите на нарастване, който е разгледан в Гл. 4. Химичният състав на Слънцето се оказва близък до средния космичен състав: X=0.76, Y=0.22, Z = 0.02.




Назад към съдържание | Назад към главно меню