На какой диапазон приходится максимум солнечного излучения астрономия

Контрольная работа по астрономии 2 полугодие

2. Как можно определить цветовую температуру звезды? Ответ: по закону Вина λ*T=b ( b- постоянная Вина, b=2,9* м*К

3. Опишите метод, с помощью которого определили химический состав Солнца. Ответ: с помощью спектрального анализа.

4. Наблюдения показали, что в данный момент индекс солнечной активности, измеряемый в числах Вольфа, W=123, а число всех пятен на Солнце f=33. Определите количество групп g на диске Солнца, приняв множитель k в формуле W=k(10g+f) равным единице. Ответ: Чтобы найти количество групп, т.е. неизвестное из приведенной формулы, надо в формулу подставить значения известных величин. Будем иметь 123=1(10g + 33). Или 123 = 10g + 33. Или 10g = 90, Отсюда количество групп g=90/10 = 9 групп.

5. Определите изменение блеска цефеиды в звездных величинах, если ее температура меняется от 7200 К до 6000 К при неизменном радиусе.

1. Какой слой Солнца является основным источником видимого света? Ответ: фотосфера

2. Как можно определить модуль тангенциальной скорости сравнительно близких к наблюдателю звезд? Ответ: по смещению звезды на небесной сфере =4,74 .

3. Как изменяется положение спектральных линий в спектре звезды, если она приближается к наблюдателю? Ответ: свет от приближающегося источника становится более синим ( частота увеличивается), а от удаляющегося – более красным ( частота уменьшается).

4. Определите массу галактики (М), если на расстоянии r=20кпк от ее ядра звезды обращаются со скоростью v=350 км/с.

Ответ: М= = = =3673* либо

12.4*10^20 м. Отсюда M

5. Галактика удаляется от нас со скоростью, равной 8% от скорости света. Какое значение принимает линия водорода (λ=410 нм) в спектре этой галактики? Ответ: h=h0*SQR[(1+v/c)/(1-v/c)]

1. Как называется раздел астрономии, в котором изучаются небесные объекты с помощью аппаратуры, вынесенной за пределы земной атмосферы? Ответ: внеатмосферная астрономия

2. Какую температуру имеют желтые звезды типа Солнца? Ответ: 6000 К

3. Как осуществляется перенос энергии из недр Солнца к фотосфере? Ответ поясните рисунком. Ответ: Энергия передается посредством конвекции. Причина возникновения конвекции в наружных слоях Солнца та же, что и в сосуде с кипящей водой: количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество приходит в движение и само начинает переносить тепло. Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца ( фотосферы).

4. Определите период пульсаций цефеиды, если средняя плотность ее вещества равна 5* кг/ . Средняя плотность вещества Солнца 1,4* кг/ . Ответ: Р- период пульсаций в сутках, — средняя плотность ( в единицах средней плотности Солнца)

P= = ; = =3,57* ; P= = =3,36*

5. В спектре галактики линия водорода =656,3 нм смещена к красному концу спектра на величину Δλ=21,9 нм. Определите скорость удаления галактики и расстояние до нее. Ответ: = = =0,1*

1. На какой диапазон приходится максимум солнечного излучения? Ответ: инфракрасный диапазон

2. Как изменяется мощность излучения абсолютно черного тела по мере увеличения его температуры? Ответ: Мощность излучения абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени температуры (закон Стефана — Больцмана) T=

3. Определите время, за которое частицы коронального выброса массы от Солнца достигнут Земли, если их скорость равна 1000 км/с. Ответ: расстояние от Солнца до Земли — 149 600 000 км, а скорость движения — 1000 км/с, значит: t=S/V=149 600 000/1000=149 600 секунд, или 2 493 минуты, 20 секунд, или 41 час, 33 минуты, 20 секунд.

4. У звезды Альтаир ( Орла) годичный параллакс равен 0,198’’, собственное движение 0,658’’ и лучевая скорость равна -26км/с. Определите модуль (тангенциальная в интернете в условии) пространственной скорости этой звезды.

5. Излучение источника характеризуется частотой 4,5* Гц. Определите температуру этого источника, если он по своим свойствам близок к абсолютно черному телу. Ответ: Используем закон Вина: = T= = =435 градусов

1. Как называется угол, под которым со звезды видна полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду? Ответ: годичный параллакс ( )

2. Как будут смещаться спектральные линии в спектре звезды, если она удаляется от наблюдателя вдоль луча зрения? Ответ: согласно принципу Доплера при движении источника света ( или самого наблюдателя) вдоль луча зрения спектральные линии смещаются пропорционально лучевой скорости в соответствии с формулой = . — лучевая скорость, c- скорость света, λ- длина волны спектральной линии и Δλ- смещение этой линии. При удалении источника света спектральные линии смещаются в красную сторону спектра, а при приближении — в фиолетовую.

3. Определите расстояние до галактики, если в ней обнаружена новая звезда, видимая звездная величина которой равна ,а абсолютная звездная величина

4. Во сколько раз освещенность, получаемая от Сириуса (α Большого Пса), больше освещенности, получаемой от Полярной звезды ( α Малой Медведицы), если их видимые звездные величины соответсвенно равны

5. Определите массу Большой газопылевой туманности в Орионе, если ее видимые угловые размеры составляют около , расстояние до нее 400 пк, а плотность газопылевой среды около .

1. В каком слое атмосферы Земли поглощается основная часть инфракрасного излучения Солнца? Ответ: в озоновом слое

2. Как изменяется период вращения Солнца вокруг оси?

3. Как можно определить линейный радиус звезды? Ответ: R=215 (в радиусах Солнца)

4. Определите линейные размеры галактики, если она удаляется от нас со скоростью 6000 км/с и имеет видимый угловой размер 2’. Ответ: Линейный диаметр галактики D=r*d"/206265", где r = V/H.

Н=70 км/ (с*Мпк)

r=6000/70=85,7 Мпк, где r -расстояние до галактики

D=85,7 *2′/206265" = 0,0008309 Мпк ≈831пк

5. Звезда имеет одинаковую с Солнцем температуру, но ее диаметр в 2 раза меньше. На каком расстоянии от этой звезды должна находится планета, чтобы получать от нее столько же энергии, сколько Земля получает от Солнца? Ответ: Излучение идёт с поверхности звезды, площадь которой пропорциональна квадрату радиуса.

Т. е. эта звезда излучает в 4 раза меньше Солнца.

Количество излучения, приходящегося на единицу площади планеты обратно пропорционально квадрату расстояния от звезды, нам нужно, чтобы она получила в 4 раза больше (чтобы скомпенсировать общее уменьшение излучения звезды)

Итого: планету нужно ставить вдвое ближе к звезде.

1. Как можно определить видимое увеличение оптического телескопа? Ответ: Найти отношение угла, под которым наблюдается изображение, к угловому размеру объекта при наблюдении его непосредственно глазом.( либо Сравнить размеры объекта наблюдаемого не вооруженным глазом и размеры этого же объекта, наблюдаемого в телескоп. Кратность размеров объекта будет является кратностью увеличения телескопа.)

2. Запишите зависимость положения максимума интенсивности излучения в спектре от температуры тела.

3. Определите эффективную температуру Солнца, если известна его светимость ( = 3,85* Ответ: T= = =

4. Определите светимость галактики, если она имеет видимую звездную величину и удаляется от нас со скоростью км/с. Постоянную Хаббла примите равной 75 км/(с*Мпк).

5. Шаровое скопление содержит один миллион звезд главной последовательности, каждая из которых имеет абсолютную звездную величину . Определите видимую звездную величину скопления, находящегося от нас на расстоянии 10 кпк.

Излучение Солнца

Солнце излучает свою энергию во всех длинах волн, но по-разному. Приблизительно 44% энергии излучения приходится на видимую часть спектра, а максимум соответствует желто-зеленому цвету. Около 48% энергии, теряемой Солнцем, уносят инфракрасные лучи ближнего и дальнего диапазона. На гамма-лучи, рентгеновское, ультрафиолетовое и радио излучение приходится лишь около 8%.

Видимая часть солнечного излучения при изучении с помощью спектроанализирующих приборов оказывается неоднородной – в спектре наблюдаются линии поглощения, впервые описанные Й.Фраунгофером в 1814 году. Эти линии возникают при поглощении фотонов определенных длин волн атомами различных химических элементах в верхних, относительно холодных, слоях атмосферы Солнца. Спектральный анализ позволяет получить информацию о составе Солнца, поскольку определенный набор спектральных линий исключительно точно характеризует химический элемент. Так, например, с помощью наблюдений спектра Солнца было предсказано открытие гелия, который на Земле был выделен позже.

В ходе наблюдений ученые выяснили, что Солнце – мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие – постоянную и переменную (всплески, «шумовые бури»). Во время сильных солнечных вспышек радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.

Рентгеновские лучи исходят в основном от верхних слоев хромосферы и короны. Особенно сильным излучение бывает в годы максимума солнечной активности.

Солнце излучает не только свет, тепло и все другие виды электромагнитного излучения. Оно также является источником постоянного потока частиц – корпускул. Нейтрино, электроны, протоны, альфа-частицы, а также более тяжелые атомные ядра все вместе составляют корпускулярное излучение Солнца. Значительная часть этого излучения представляет собой более или менее непрерывное истечение плазмы – солнечный ветер, являющийся продолжением внешних слоев солнечной атмосферы – солнечной короны. На фоне этого постоянно дующего плазменного ветра отдельные области на Солнце являются источниками более направленных, усиленных, так называемых корпускулярных потоков. Скорее всего они связаны с особыми областями солнечной короны – коронарными дырами, а также, возможно, с долгоживущими активными областями на Солнце. Наконец, с солнечными вспышками связанны наиболее мощные кратковременные потоки частиц, главным образом электронов и протонов. В результате наиболее мощных вспышек частицы могут приобретать скорости, составляющие заметную долю скорости света. Частицы с такими большими энергиями называются солнечными космическими лучами.

Солнечное корпускулярное излучение оказывает сильное влияние на Землю, и прежде всего на верхние слои ее атмосферы и магнитное поле, вызывая множество геофизических явлений. От вредного влияния излучения Солнца нас защищает магнитосфера и атмосфера Земли.

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.

§ 19. Солнце как звезда

1. Что такое солнечная постоянная? Как её определили?

Измерения за пределами земно атмосферы показали, что на площадь 1 м$^2$, расположенную перпендикулярно солнечным лучам, ежесекундно поступает 1,37 кВт энергии. Эта величина практически не меняется в течении длительного промежутка времени, поэтому она получила название солнечной постоянной. Максимум солнечного излучения приходится на оптический диапазон.

2. Что понимают под светимостью Солнца? Чему она равна?

Светимость Солнца, или полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям в единицу времени, определим следующим образом: величину солнечной постоянной умножим на площадь сферы с радиусом $r$ в одну атмосферную единицу $(1\, а.е. = 149.6·10^5\, м).$ Она получается равно:

3. Какие химические элементы являются преобладающими для Солнца?

Анализ спектральных линий показал, что преобладающим элементом на Солнце является водород — на его долю приходится свыше 70% массы Солнца, около 25% приходится на гелий и около 2% на другие элементы.

4. Опишите внутреннее строение Солнца.

1. Солнечное ядро.
2. Зона лучистого равновесия.
3. Конвективная зона Солнца.

5. На какие зоны условно подразделяются недра Солнца? Какие процессы происходят в каждой из этих зон?

В центре Солнца находится ядро. На расстояниях до 0.3 радиуса от центра создаются условия, благоприятные для протекания термоядерных реакций слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлые. Из ядер водорода образуется гелий. Выделяющаяся энергия поддерживает излучение Солнца. Выделяющаяся энергия через слои, окружающие центральную часть звезды, передаётся наружу. В области 0.3 до 0.7 радиуса от центра Солнца находится зона лучистого равновесия энергии, где энергия распространяется через поглощение и излучение $γ$-квантов.

На протяжении последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона. Здесь энергия передаётся не излучением, а посредством конвекции (перемешивания). Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — фотосферы.

6. Что является источником солнечной энергии?

В солнечном ядре протекают термоядерные реакции. Из ядер водорода образуется гелий. Для образования одного ядра гелия требуется 4 ядра водорода. На промежуточных стадиях образуется ядра тяжёлого водорода (дейтерия) и ядра изотопа $\mathrm.$ Эта реакция называется протон-протонной. При реакции небольшое количество массы реагирующих ядер водорода теряется, преобразуясь в огромное количество энергии. Выделяющаяся энергия поддерживает излучение Солнца.