6. Спектр і хімічний склад Сонця

У видимій ділянці спектр Сонця складається з яскравого неперервного фону, посіченого більш ніж 10000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими на честь німецького фізика Й. Фраунгофера (1787-1826). Усього цих ліній від 0,3 до 25 мкм налічується близько 30000. Однак значна їх частина, особливо в інфрачервоній ділянці спектра, – це лінії телуричні (від лат. tellus – Земля), які утворюються внаслідок поглинання випромінювання Сонця молекулами газів земної атмосфери (водяної пари тощо). Їх виявляють за відсутністю доплерівського зміщення, що викликане обертанням Сонця навколо власної осі та суттєвим підсиленням інтенсивності при зменшенні висоти Сонця над горизонтом.

Найбільшої інтенсивності спектр Сонця досягає в синьо-зеленій ділянці (430-550 нм); починаючи із   =168 нм, в напрямку коротких хвиль, інтенсивність спектру спадає, лінії поглинання зникають і з'являються лінії випромінювання.

За останні 30 років добре вивчено спектр Сонця в ультрафіолеті і рентгенівській частині за допомогою спеціальних спектрографів, що були підняті геофізичними ракетами на висоту до 250 км. Було виявлено, що інтенсивність неперервного випромінювання істотно зменшується при   < 170 нм, і темні фраунгоферові лінії змінюються тисячами емісійних. Серед них особливо виділяється своєю яскравістю резонансна лінія водню (  =121,6 нм). У далекій ультрафіолетовій частині спектра зареєстровано лінії випромінювання заліза, які відповідають високим ступеням іонізації (FeX - FeXIV), а також лінії інших високоіонізованих елементів.

Найінтенсивнішими у видимій частині спектра є лінії іонізованого кальцію й водню (відповідно 393,3 нм і 396,8 нм). Далі за спаданням інтенсивності йдуть лінії бальмерівської серії водню, лінії магнію, заліза та інших елементів. У наш час у спектрі Сонця ототожнено лінії 72 хімічних елементів.

Зауважимо, що хоча гелій спочатку виявили в атмосфері Сонця, у видимій частині спектра його ліній поглинання практично не видно. Цей елемент визначили за його лініями випромінювання, насамперед за лінією 587,6 нм, при спостереженнях краю диска Сонця.

Аналіз інтенсивності спектральних ліній показав, що за кількістю частинок відношення водню до гелію H : He = 5 : 1. Відношення кількості атомів водню до кількості атомів металів складає приблизно 10000.

Додаток II

Таблиця 7.1. Таблиця деяких спектральних ліній

Позначення в спектрі Сонця	Позначення в спектрі елемента	Довжина хвилі, нм.	Позначення в спектрі Сонця	Довжина хвилі, нм.	Довжина хвилі, нм.
	Водень Н		Залізо Fe		Гелій Не
C	Н	656,3	E	527,0	706,5
F	Н	486,1	b3	516,9	667,8
G’(f)	Н	434,0	b4	516,8	587,6
h	Н	410,2	c	495,4	504,8
	Н	397,0	d	466,8	501,6
	Н	388,9	e	438,4	492,2
	Н	383,5	G	432,6	471,3
	Н	379,8	G1	430,8	447,2
	Н	377,1		404,6	438,8
	Н	375,0	Магній Mg		414,4
	Кисень О			571,1	412,1
А		762,1	b1	518,4	402,6
а		718,5	b2	517,3	396,5
В		687,0	b4	516,7	Стронцій іонізований Sr+
		627,8	Кальцій Ca
	Натрій Na			430,8	421,5
D1	D1	589,6	g	422,7	407,8
D2	D2	589,0	Кальцій іонізований Ca+		Титан іонізований Ti+
D3	D3	587,6	Н	396,8
			К	393,4	375,9