Спектр и температура Солнца

В физике имеется понятие абсолютно черного тела, под которым подразумевается тело, полностью поглощающее весь падающий на него поток излучения и само способное излучать энергию во всех диапазонах электромагнитных волн. Излучение абсолютно черного тела характеризуется непрерывным, или сплошным, спектром. Солнце излучает энергию во всех длинах волн, от гамма-излучения до радиоволн. Видимая, или визуальная, часть солнечного спектра представляет собой спектр поглощения, непрерывный фон которого создается излучением солнечной фотосферы. Следовательно, к Солнцу применимы законы излучения абсолютно черного тела. Как мы уже писали на нашем сайте polnaja-jenciklopedija.ru в статье о методах космических исследований, это позволяет установить многие характеристики Солнца, в частности температуру его фотосферы.

По одному из таких законов, закону Вина, температура солнечной фотосферы T = 6000 К. Наиболее обоснованная оценка температуры фотосферы получается из закона Стефана — Больцмана, который гласит: мощность излучения с единицы поверхности абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры, т. е. i = σТ4, где σ = 5,67*10-8 Вт/ (м24) — постоянная величина. Так как радиус Солнца RΘ = 6,96*105 км = 6,96*108 м, то площадь всей солнечной поверхности SΘ =4πR2. С этой поверхности мощность излучения энергии 4*1026 Вт; отсюда следует, что температура солнечной фотосферы:

Подставив в эту формулу указанные выше значения величин, получим, что Г = 5800 К.

Вычисленная по закону Стефана — Больцмана температура называется эффективной температурой. Она несколько отличается от найденной по закону Вина, в котором используется узкий участок спектра. Однако такое различие несущественно, так как при столь высокой температуре фотосфера находится в газообразном состоянии и бурное перемешивание в ней газа приводит к непостоянству температуры различных ее участков. Поэтому среднее значение температуры солнечной фотосферы можно считать близкой к 6000 К.

Темные линии поглощения в спектре Солнца (фраунго-феровы линии) вызываются поглощением света в нижних слоях разреженной газовой оболочки, окружающей фотосферу. Эта газовая оболочка хорошо видна невооруженным глазом при полных солнечных затмениях, когда Луна полностью заслоняет солнечный диск-фотосферу. Эта оболочка поднимается над фотосферой на высоту почти до 10 000 км, имеет красновато-розоватый цвет и поэтому называется хромосферой (от греч. «хроматос»—цвет). Наблюдения показали, что в момент покрытия Луной солнечного диска непрерывный фон солнечного спектра, создаваемый излучением фотосферы, исчезает, а темные фраунгоферовы линии превращаются в яркие линии излучения — спектр вспышки. Такое поведение солнечного спектра вполне объясняется законом Кирхгофа. Яркие линии излучения образуются горячим разреженным газом хромосферы. Вне полных солнечных затмений свет от фотосферы проходит сквозь разреженный газ хромосферы, а так как температура ее нижних слоев меньше температуры фотосферы и близка к 4800 К, то на месте линий излучения фотосферы появляются линии поглощения.

Атомы поглощают и излучают энергию квантами. При поглощении квантов атомы получают энергию, возбуждаются, а затем излучают ее и переходят в обычное состояние. Энергия каждого, кванта пропорциональна частоте, т. е. Е = = hv, причем постоянная величина h = 6,62*10-34 Дж*с называется постоянной Планка, по имени немецкого физика М. Планка (1858—1947), впервые применившего ее в 1900 г.

В зависимости от условий атомы разных химических элементов излучают и поглощают кванты только со строго определенными значениями частоты, а им соответствуют определенные длины волн. Так, в визуальной части солнечного спектра хорошо видны линии, соответствующие излучению атомов нейтрального водорода (линии серии Бальмера, см. с. 22), а также линии нейтрального гелия (λ = 5876Å (желтая линия), λ = 4922 Å (зеленая линия) и др. В ультрафиолетовом диапазоне солнечного спектра расположены линии серии Бальмера с меньшей длиной волны (вплоть до ее границы с λ = 3646 Å), а за этой серией находятся линии нейтрального водорода серии Лаймана с длинами волн от 1216 А до 912 Å (граница серии).

Для излучения серии Лаймана атомы водорода должны получить извне значительно большую энергию, чем для излучения серии Бальмера. Ультрафиолетовый диапазон солнечного спектра поглощается земной атмосферой, но он неоднократно фотографировался с орбитальных научных станций. Оказалось, что на его коротковолновом участке с длиной волны менее 1680 Å непрерывный фон становится очень слабым и спектр состоит преимущественно из многочисленных ярких (эмиссионных) линий.

Если энергия, полученная атомом, достаточно велика, то атом частично или даже полностью ионизируется. Температура, при которой начинается однократная ионизация, называется температурой ионизации, и для различных химических элементов она разная. Так, ионизация водорода начинается при температуре около 15 000 К, ионизация гелия — при 30 000 К, а кальция — даже при 4000 К. Поэтому в спектре Солнца присутствуют линии водорода, нейтрального гелия и однократно ионизованного кальция, причем очень интенсивные, так как все атомы кальция, присутствующие в солнечной хромосфере, уже ионизованы.

В спектре Солнца присутствуют линии свыше 70 химических элементов, известных на Земле, в том числе углерода, кислорода, натрия, калия, алюминия, железа и др.

Интересна история открытия гелия. В 1868 г. во время полного солнечного затмения французский астроном П. Жансен (1824—1907 гг.) обнаружил в спектре вспышки (в спектре хромосферы) яркую желтую линию неизвестного на Земле химического элемента. В том же году такое же открытие независимо сделал английский астроном Дж. Локьер (1836— 1920 гг.), который назвал этот химический элемент гелием, т. е. солнечным (от греч. «гелиос» — солнце). И только в 1895 г. английский химик У Рамзай (1852—1916 гг.), наблюдая спектр излучения газов, выделившихся из редкого минерала клевейта, обнаружил в нем желтую линию гелия. В дальнейшем из этих газов гелий был выделен в чистом виде.

Таким образом, уже тогда методы спектрального анализа подтвердили свою силу. Теперь они позволили с большой точностью определить химический состав Солнца. В настоящее время установлено, что масса Солнца состоит на 70% из водорода, на 28% из гелия, а оставшаяся доля принадлежит более тяжелым химическим элементам. А поскольку атомы водорода наиболее интенсивно излучают красный свет, а атомы гелия — желтый, то состоящая из этих разреженных газов хромосфера имеет красновато-розовый цвет.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован.