PAGE_BREAK--Całkowite promieniowanie Słońca zależy od oświetlenia wytwarzanego przez nie na powierzchni Ziemi – około 100 tysięcy luksów, gdy Słońce znajduje się w zenicie. Poza atmosferą, w średniej odległości Ziemi od Słońca, natężenie oświetlenia wynosi 127 tys. luksów. Natężenie światła Słońca wynosi 2,84 · 10527 świec. Ilość energii docierającej w ciągu jednej minuty do powierzchni 1 cm, umieszczonej prostopadle do promieni słonecznych poza atmosferą w średniej odległości Ziemi od Słońca, nazywana jest stałą słoneczną. Moc całkowitego promieniowania Słońca wynosi 3,83 10526 watów, z czego na Ziemię przypada około 2 10 517 watów, średnia jasność powierzchni Słońca (obserwowana poza atmosferą ziemską) wynosi 1,98 1059 nitów, jasność środek dysku słonecznego wynosi 2,48 1059 nitów. Jasność tarczy słonecznej maleje od środka do krawędzi, a spadek ten zależy od długości fali, tak że jasność na krawędzi tarczy słonecznej dla światła o długości fali 3600 A wynosi 0,2 jasności jego środka, a dla 5000 A jest to około 0,3 jasności centralnego dysku Słońca. Na samej krawędzi dysku słonecznego jasność spada 100-krotnie w czasie krótszym niż jedna sekunda łukowa, więc krawędź dysku słonecznego wydaje się bardzo ostra.
Skład widmowy światła emitowanego przez Słońce, czyli rozkład energii w centrum Słońca (po uwzględnieniu wpływu absorpcji w atmosferze ziemskiej i wpływu linii Fraunhofera), w ogólnym ujęciu odpowiada energii rozkład w promieniowaniu ciała absolutnie czarnego o temperaturze około 6000 K. Jednakże w niektórych częściach widma zauważalne są odchylenia. Maksymalna energia w widmie Słońca odpowiada długości fali 4600 A. Widmo Słońca jest widmem ciągłym, na które nałożonych jest ponad 20 tysięcy linii absorpcyjnych (linii Fraunhofera). Ponad 60% z nich identyfikuje się z liniami widmowymi znanych pierwiastków chemicznych poprzez porównanie długości fal i względnego natężenia linii absorpcyjnej w widmie Słońca z widmami laboratoryjnymi. Badanie linii Fraunhofera dostarcza informacji nie tylko o składzie chemicznym atmosfery słonecznej, ale także o warunkach fizycznych panujących w warstwach, w których powstają określone absorpcje. Dominującym pierwiastkiem w Słońcu jest wodór. Liczba atomów helu jest 4–5 razy mniejsza niż wodoru. Łączna liczba atomów wszystkich pozostałych pierwiastków jest co najmniej 1000 razy mniejsza niż liczba atomów wodoru. Wśród nich najliczniej występuje tlen, węgiel, azot, magnez, żelazo i inne. W widmie Słońca można także wyróżnić linie należące do określonych cząsteczek i wolnych rodników: OH, NH, CH, CO i inne.
Pola magnetyczne na Słońcu mierzone są głównie poprzez rozszczepienie linii absorpcyjnych Zeemana w widmie słonecznym. Na Słońcu występuje kilka rodzajów pól magnetycznych. Całkowite pole magnetyczne Słońca jest małe i osiąga siłę 1 tej lub innej polaryzacji i zmienia się z czasem. Pole to jest ściśle powiązane z międzyplanetarnym polem magnetycznym i jego strukturą sektorową.
Pola magnetyczne związane z aktywnością Słońca w plamach słonecznych mogą osiągać kilka tysięcy intensywności. Struktura pól magnetycznych w obszarach aktywnych jest bardzo skomplikowana; bieguny magnetyczne o różnych polaryzacjach występują naprzemiennie. Istnieją również lokalne regiony magnetyczne o natężeniu pola setek zewnętrznych plam słonecznych. Pola magnetyczne przenikają zarówno przez chromosferę, jak i koronę słoneczną.
Na Słońcu główną rolę odgrywają procesy magnetogazdynamiczne i plazmowe.
W temperaturze 5000-10000 K gaz jest wystarczająco zjonizowany, ma wysoką przewodność, a ze względu na ogromną skalę zjawisk słonecznych znaczenie oddziaływań elektromechanicznych i magnetomechanicznych jest bardzo duże.
Atmosfera słońca
Atmosferę Słońca tworzą zewnętrzne, obserwowalne warstwy. Prawie całe promieniowanie słoneczne pochodzi z dolnej części jego atmosfery, zwanej fotosferą. Na podstawie równań radiacyjnego przenoszenia energii, radiacyjnej i lokalnej równowagi termodynamicznej oraz obserwowanego strumienia promieniowania można teoretycznie skonstruować model rozkładu temperatury i gęstości wraz z głębokością w fotosferze. Grubość fotosfery wynosi około trzystu kilometrów, a jej średnia gęstość wynosi 3104–5 kg/m. Temperatura w fotosferze spada w miarę przemieszczania się do bardziej zewnętrznych warstw, jej średnia wartość wynosi około 6000 K, na granicy fotosfery około 4200 K. Ciśnienie waha się od 21054 do 1052 n/m.
Istnienie konwekcji w strefie subfotosferycznej Słońca objawia się nierównomierną jasnością fotosfery i jej widoczną ziarnistością – tzw. strukturą granulacyjną. Granulki to jasne plamki o mniej lub bardziej okrągłym kształcie. Wielkość granulek wynosi 150 – 1000 km, czas życia 5 – 10 minut, pojedyncze granulki można obserwować w ciągu 20 minut. Czasami granulki tworzą skupiska o wielkości do 30 tysięcy kilometrów. Granulki są o 20–30% jaśniejsze od przestrzeni międzykrystalicznych, co odpowiada różnicy temperatur średnio 300 K. W odróżnieniu od innych formacji, na powierzchni Słońca granulacja jest taka sama na wszystkich szerokościach heliograficznych i nie zależy od na aktywność słoneczną. Prędkości ruchów chaotycznych (prędkości turbulentne) w fotosferze wynoszą według różnych definicji 1–3 km/s. W fotosferze wykryto kwaziokresowe ruchy oscylacyjne w kierunku promieniowym. Występują na obszarach o długości 2–3 tys. km z okresem około pięciu minut i amplitudą prędkości około 500 m/s. Po kilku okresach oscylacje w danym miejscu wygasają, po czym mogą pojawić się ponownie. Obserwacje wykazały również istnienie komórek, w których ruch odbywa się w kierunku poziomym od środka komórki do jej granic. Prędkość takich ruchów wynosi około 500 m/s. Wymiary komórek - supergranulek - wynoszą 30 - 40 tysięcy kilometrów. Położenie supergranulek pokrywa się z komórkami sieci chromosferycznej. Na granicach supergranulek pole magnetyczne ulega wzmocnieniu.
Zakłada się, że supergranule odzwierciedlają komórki konwekcyjne tej samej wielkości na głębokości kilku tysięcy kilometrów pod powierzchnią. Początkowo zakładano, że fotosfera wytwarza jedynie promieniowanie ciągłe, a w znajdującej się nad nią warstwie odwrotnej tworzą się linie absorpcyjne. Później odkryto, że w fotosferze powstają zarówno linie widmowe, jak i widmo ciągłe. Jednakże, aby uprościć obliczenia matematyczne podczas obliczania linii widmowych, czasami stosuje się koncepcję warstwy odwracającej.
W fotosferze często obserwuje się plamy słoneczne i faculae.
Plamy słoneczne
Plamy słoneczne to ciemne formacje, zwykle składające się z ciemniejszego jądra (umbry) i otaczającego go półcienia. Średnice plam sięgają dwustu tysięcy kilometrów. Czasami miejsce jest otoczone jasną obwódką.
Bardzo szkarłatne plamy nazywane są porami. Żywotność plam waha się od kilku godzin do kilku miesięcy. Widmo plam słonecznych zawiera jeszcze więcej linii i pasm absorpcyjnych niż widmo fotosfery i przypomina widmo gwiazdy typu widmowego KO. Przesunięcia linii w widmie plam na skutek efektu Dopplera wskazują na ruch materii w plamach - wypływ na niższych poziomach i napływ na wyższych, prędkości ruchu dochodzą do 3 tys. m/s. Z porównania intensywności linii i widma ciągłego plam i fotosfery wynika, że ​​plamy są o 1–2 tysiące stopni chłodniejsze niż fotosfera (4500 K i poniżej). W rezultacie na tle fotosfery plamy wydają się ciemne, jasność jądra wynosi 0,2 - 0,5 jasności fotosfery, a jasność półcienia wynosi około 80% jasności fotosfery. Wszystkie plamy słoneczne mają silne pole magnetyczne, osiągające siłę 5 tysięcy estrów w przypadku dużych plam. Zazwyczaj plamy tworzą grupy, które pod względem pola magnetycznego mogą być jednobiegunowe, dwubiegunowe i wielobiegunowe, czyli zawierające wiele plam o różnej polaryzacji, często połączonych wspólnym półcieniem. Grupy plam słonecznych są zawsze otoczone faculami i kłaczkami, protuberancjami, czasami w ich pobliżu pojawiają się rozbłyski słoneczne, a w koronie słonecznej nad nimi obserwuje się formacje w postaci promieni hełmowych i wachlarzy - wszystko to razem tworzy aktywny obszar na Słońcu. Średnia roczna liczba obserwowanych plam i obszarów aktywnych oraz średnia powierzchnia przez nie zajmowana zmienia się w okresie około 11 lat.
Jest to wartość średnia, ale czas trwania poszczególnych cykli aktywności słonecznej waha się od 7,5 do 16 lat. Największa liczba plam jednocześnie widocznych na powierzchni Słońca zmienia się ponad dwukrotnie w różnych cyklach. Plamy występują głównie w tzw. strefach królewskich, rozciągających się od 5 do 30° szerokości heliograficznej po obu stronach równika słonecznego. Na początku cyklu aktywności słonecznej szerokość geograficzna lokalizacji plam słonecznych jest większa, pod koniec cyklu niższa, a na wyższych szerokościach geograficznych pojawiają się plamy nowego cyklu. Częściej obserwuje się dwubiegunowe grupy plam słonecznych, składające się z dwóch dużych plam słonecznych - głowy i kolejnych, mających przeciwną polaryzację magnetyczną oraz kilku mniejszych. Plamy na głowie mają tę samą polaryzację w całym cyklu aktywności słonecznej; polaryzacje te są przeciwne na północnej i południowej półkuli Słońca. Najwyraźniej plamy są zagłębieniami w fotosferze, a gęstość materii w nich jest mniejsza niż gęstość materii w fotosferze na tym samym poziomie.
Pochodnie
W aktywnych obszarach Słońca obserwuje się faculae - jasne formacje fotosferyczne widoczne w świetle białym, głównie w pobliżu krawędzi dysku słonecznego. Zazwyczaj odblaski pojawiają się przed plamami i utrzymują się przez jakiś czas po ich zniknięciu. Powierzchnia obszarów rozbłysków jest kilkakrotnie większa niż powierzchnia odpowiedniej grupy plam. Liczba faculae na dysku słonecznym zależy od fazy cyklu aktywności słonecznej. Faculae mają maksymalny kontrast (18%) w pobliżu krawędzi dysku słonecznego, ale nie na samym brzegu. W centrum dysku słonecznego faculae są praktycznie niewidoczne, ich kontrast jest bardzo niski. Latarki mają złożoną strukturę włóknistą, ich kontrast zależy od długości fali, na której prowadzone są obserwacje. Temperatura pochodni jest o kilkaset stopni wyższa od temperatury fotosfery, całkowite promieniowanie z jednego centymetra kwadratowego przekracza fotosferyczne o 3 - 5%. Najwyraźniej pochodnie wznoszą się nieco ponad fotosferę. Średni czas ich istnienia wynosi 15 dni, ale może osiągnąć prawie trzy miesiące.
Chromosfera
Nad fotosferą znajduje się warstwa atmosfery Słońca zwana chromosferą. Bez specjalnych teleskopów chromosfera jest widoczna tylko podczas całkowitych zaćmień Słońca jako różowy pierścień otaczający ciemny dysk w tych minutach, kiedy Księżyc całkowicie zakrywa fotosferę. Następnie można zaobserwować widmo chromosfery. Na krawędzi dysku słonecznego chromosfera jawi się obserwatorowi jako nierówny pasek, z którego wystają pojedyncze zęby - drzazgi chromosferyczne. Średnica kolców wynosi 200–2000 kilometrów, wysokość około 10 000 kilometrów prędkość wznoszenia się plazmy w drzach dochodzi do 30 km/s. Na Słońcu znajduje się jednocześnie aż 250 tysięcy spikul. Obserwując w świetle monochromatycznym, na dysku Słońca widoczna jest jasna sieć chromosferyczna złożona z pojedynczych guzków - małych o średnicy do 1000 km i dużych o średnicy od 2000 do 8000 km. Duże guzki to skupiska małych. Rozmiary komórek siatki wynoszą 30–40 tysięcy kilometrów.
Uważa się, że na granicach komórek sieci chromosferycznej powstają drzazgi. Gęstość chromosfery maleje wraz ze wzrostem odległości od centrum Słońca. Liczba atomów w jednym sześcianie. centymetr waha się od 10515 0 w pobliżu fotosfery do 1059 w górnej części chromosfery. Badanie widm chromosfery doprowadziło do wniosku, że w warstwie, w której następuje przejście z fotosfery do chromosfery, temperatura przechodzi przez minimum i wraz ze wzrostem wysokości nad podstawą chromosfery staje się równa Kelwinów, a na wysokości kilku tysięcy kilometrów osiąga 15-20 tysięcy Kelvinów.
Ustalono, że w chromosferze następuje chaotyczny ruch mas gazów z prędkością dochodzącą do 15 1053 m/s. W chromosferze pióropusze w obszarach aktywnych są widoczne jako formacje świetlne, zwane zwykle kłaczkami. Na czerwonej linii widma wodoru wyraźnie widoczne są ciemne formacje zwane włóknami. Na krawędzi dysku słonecznego włókna wystają poza dysk i są obserwowane na niebie jako jasne protuberancje. Najczęściej włókna i protuberancje znajdują się w czterech strefach położonych symetrycznie względem równika słonecznego: w strefach polarnych na północ od +40° i na południe od -40° szerokości heliograficznej oraz w strefach o niższych szerokościach geograficznych wokół √ (30°) na początku cykl aktywności słonecznej i √ (17°) na końcu cyklu. Włókna i wypukłości stref na niskich szerokościach geograficznych wykazują dobrze zdefiniowany cykl 11-letni, a ich maksimum pokrywa się z maksimum plam słonecznych.
W protuberancjach na dużych szerokościach geograficznych zależność od faz cyklu aktywności słonecznej jest mniej wyraźna, maksimum występuje dwa lata po maksimum plam.
Włókna, które są cichymi wybrzuszeniami, mogą sięgać długości promienia Słońca i istnieć przez kilka obrotów Słońca. Średnia wysokość protuberancji nad powierzchnią Słońca wynosi 30–50 tysięcy kilometrów, średnia długość 200 tysięcy kilometrów, a szerokość 5 tysięcy kilometrów. Według badań A.B. Severny, wszystkie wzniesienia można podzielić na 3 grupy ze względu na charakter ich ruchu: elektromagnetyczne, w których ruchy zachodzą po uporządkowanych zakrzywionych trajektoriach - liniach pola magnetycznego; chaotyczny, w którym dominują nieuporządkowane ruchy turbulentne (prędkości rzędu 10 km/s); erupcyjny, podczas którego substancja początkowej, cichej wyniosłości o chaotycznych ruchach zostaje nagle wyrzucona ze Słońca z rosnącą prędkością (dochodzącą do 700 km/s). Temperatura w wypukłościach (włóknach) wynosi 5–10 tysięcy Kelvinów, gęstość jest zbliżona do średniej gęstości chromosfery. Włókna, które są aktywne i szybko zmieniają swoją wypukłość, zwykle zmieniają się dramatycznie w ciągu godzin lub nawet minut. Kształt i charakter ruchów protuberancji są ściśle powiązane z polem magnetycznym w chromosferze i koronie słonecznej.
Korona słoneczna to najbardziej zewnętrzna i najbardziej wątła część atmosfery słonecznej, rozciągająca się na kilka (ponad 10) promieni słonecznych. Do 1931 roku koronę można było obserwować jedynie podczas całkowitych zaćmień Słońca w postaci srebrzysto-perłowej poświaty wokół tarczy Słońca przesłoniętej przez Księżyc. W koronie wyraźnie wyróżniają się detale jego budowy: hełmy, wachlarze, promienie koronalne i szczotki polarne. Po wynalezieniu koronografu koronę słoneczną zaczęto obserwować poza zaćmieniami. Ogólny kształt korony zmienia się wraz z fazą cyklu aktywności Słońca: w latach minimalnych korona jest silnie wydłużona wzdłuż równika, w latach maksymalnych jest prawie kulista. W świetle białym jasność powierzchniowa korony słonecznej jest milion razy mniejsza niż jasność środka dysku słonecznego. Jego blask powstaje głównie w wyniku rozproszenia promieniowania fotosferycznego przez swobodne elektrony. Prawie wszystkie atomy w koronie są zjonizowane. Stężenie jonów i wolnych elektronów u podstawy korony wynosi 1059 cząstek na 1 cm Ogrzewanie korony odbywa się podobnie jak ogrzewanie chromosfery. Największe uwalnianie energii następuje w dolnej części korony, jednak ze względu na wysoką przewodność cieplną korona jest prawie izotermiczna – temperatura spada na zewnątrz bardzo powoli. Wypływ energii w koronie następuje na kilka sposobów.
W dolnej części korony główną rolę odgrywa transfer energii w dół na skutek przewodności cieplnej. Utrata energii spowodowana jest odejściem najszybszych cząstek z korony. W zewnętrznych częściach korony większość energii jest przenoszona przez wiatr słoneczny – przepływ gazu koronalnego, którego prędkość wzrasta wraz z odległością od Słońca od kilku km/s na jego powierzchni do 450 km/s w odległość Ziemi. Temperatura w koronie przekracza 1056 K. W aktywnych warstwach korony temperatura jest wyższa – do 1057 K. Nad obszarami aktywnymi mogą tworzyć się tzw. kondensacje koronalne, w których stężenie cząstek wzrasta kilkudziesięciokrotnie. Częścią promieniowania wewnątrz korony są linie emisyjne zwielokrotnionych zjonizowanych atomów żelaza, wapnia, magnezu, węgla, tlenu, siarki i innych pierwiastków chemicznych. Obserwuje się je zarówno w widzialnej części widma, jak i w obszarze ultrafioletu. Korona słoneczna generuje słoneczną emisję radiową w zakresie metrów oraz emisję promieniowania rentgenowskiego, która jest wielokrotnie wzmacniana w aktywnych obszarach. Jak wykazały obliczenia, korona słoneczna nie znajduje się w równowadze z ośrodkiem międzyplanetarnym.
Strumienie cząstek rozprzestrzeniają się z korony do przestrzeni międzyplanetarnej, tworząc wiatr słoneczny. Pomiędzy chromosferą a koroną znajduje się stosunkowo cienka warstwa przejściowa, w której następuje gwałtowny wzrost temperatury do wartości charakterystycznych dla korony. Warunki w nim panujące są określone przez przepływ energii z korony w wyniku przewodności cieplnej. Warstwa przejściowa jest źródłem większości promieniowania ultrafioletowego Słońca.
Chromosfera, warstwa przejściowa i korona wytwarzają całą obserwowaną emisję radiową Słońca. W obszarach aktywnych zmienia się struktura chromosfery, korony i warstwy przejściowej. Zmiana ta nie została jednak jeszcze dostatecznie zbadana.
kontynuacja
--PAGE_break--W aktywnych obszarach chromosfery obserwuje się nagłe i stosunkowo krótkotrwałe wzrosty jasności, widoczne w wielu liniach widmowych jednocześnie. Te jasne formacje trwają od kilku minut do kilku godzin. Nazywa się je rozbłyskami słonecznymi (wcześniej znanymi jako rozbłyski chromosferyczne). Błyski są najlepiej widoczne w świetle linii wodorowej, ale najjaśniejsze są czasami widoczne w świetle białym. W widmie rozbłysku słonecznego znajduje się kilkaset linii emisyjnych różnych pierwiastków, neutralnych i zjonizowanych. Temperatura tych warstw atmosfery słonecznej, które wytwarzają świecenie w liniach chromosferycznych, wynosi (1–2) x1054 K, w wyższych warstwach do 1057 K. Gęstość cząstek w rozbłysku sięga 10513 -10514 w jednym centymetrze sześciennym. Powierzchnia rozbłysków słonecznych może sięgać 10515 m. Zazwyczaj rozbłyski słoneczne występują w pobliżu szybko rozwijających się grup plam słonecznych z polem magnetycznym o złożonej konfiguracji. Towarzyszy im aktywacja włókien i kłaczków oraz emisja substancji. Podczas błysku uwalniana jest duża ilość energii (do 10521 - 10525 dżuli).
Zakłada się, że energia rozbłysku słonecznego jest początkowo magazynowana w polu magnetycznym, a następnie szybko uwalniana, co prowadzi do lokalnego nagrzania i przyspieszenia protonów i elektronów, powodując dalsze nagrzewanie gazu, jego świecenie w różnych częściach promieniowania elektromagnetycznego spektrum i powstanie fali uderzeniowej. Rozbłyski słoneczne powodują znaczny wzrost promieniowania ultrafioletowego ze Słońca i towarzyszą im wybuchy promieniowania rentgenowskiego (czasami bardzo silne), wybuchy emisji radiowej i uwolnienie wysokoenergetycznych karpuskul do 10510 eV. Czasami obserwuje się rozbłyski promieniowania rentgenowskiego bez zwiększania blasku w chromosferze.
Niektórym rozbłyskom (nazywa się je rozbłyskami protonowymi) towarzyszą szczególnie silne strumienie cząstek energetycznych – promieni kosmicznych pochodzenia słonecznego.
Rozbłyski protonowe stwarzają zagrożenie dla astronautów w locie, zderzając się z atomami skorupy statku, gdy energetyczne cząstki generują promieniowanie rentgenowskie i gamma, czasami w niebezpiecznych dawkach.
Poziom aktywności Słońca (liczba aktywnych obszarów i plam słonecznych, liczba i moc rozbłysków słonecznych itp.) zmienia się w ciągu około 11 lat. Występują także słabe wahania wielkości maksimów cyklu 11-letniego z okresem około 90 lat. Na Ziemi cykl 11-letni można prześledzić w szeregu zjawisk natury organicznej i nieorganicznej (zaburzenia pola magnetycznego, zorze polarne, zaburzenia jonosferyczne, zmiany w tempie wzrostu drzew w okresie około 11 lat, ustalone na podstawie naprzemiennych grubości słojów rocznych itp.). Na procesy ziemskie wpływają także poszczególne obszary aktywne na Słońcu oraz występujące w nich krótkotrwałe, ale czasem bardzo potężne rozbłyski. Żywotność oddzielnego obszaru magnetycznego na Słońcu może sięgać jednego roku. Wywołane przez ten obszar zaburzenia w magnetosferze i górnych warstwach atmosfery Ziemi powtarzają się po 27 dniach (z okresem obrotu Słońca obserwowanym z Ziemi). Najpotężniejsze przejawy aktywności Słońca - rozbłyski słoneczne (chromosferyczne) występują nieregularnie (zwykle w pobliżu okresów maksymalnej aktywności), ich czas trwania wynosi 5-40 minut, rzadko kilka godzin. Energia rozbłysku chromosferycznego może sięgać 10525 dżuli, a energii uwolnionej podczas rozbłysku jedynie 1–10% pochodzi z promieniowania elektromagnetycznego w zakresie optycznym. W porównaniu z całkowitym promieniowaniem Słońca w zakresie optycznym, energia rozbłysku nie jest wysoka, ale promieniowanie krótkofalowe rozbłysku i elektrony generowane podczas rozbłysków, a czasem słoneczne promienie kosmiczne, mogą w zauważalny sposób przyczynić się do X -promieniowanie promieniowe i karpuskularne Słońca. W okresach wzmożonej aktywności Słońca jego promieniowanie rentgenowskie wzrasta w zakresie 30–10 nm dwukrotnie, w zakresie 10–1 nm 3–5 razy, w zakresie 1–0,2 nm ponad sto razy. W miarę zmniejszania się długości fali promieniowania wzrasta udział obszarów aktywnych w całkowitym promieniowaniu Słońca, a w ostatnim ze wskazanych zakresów prawie całe promieniowanie pochodzi z obszarów aktywnych. Twarde promieniowanie rentgenowskie o długości fali mniejszej niż 0,2 nm pojawia się w widmie Słońca tylko przez krótki czas po rozbłyskach. W zakresie ultrafioletu (długość fali 180–350 nm) promieniowanie słoneczne zmienia się zaledwie o 1–10% w cyklu 11-letnim, a w zakresie 290–2400 nm pozostaje prawie stałe i wynosi 3,6 · 10526 watów.
Stałość energii otrzymywanej przez Ziemię od Słońca zapewnia stacjonarny bilans cieplny Ziemi. Aktywność Słońca nie wpływa znacząco na energię Ziemi jako planety, jednak poszczególne składniki promieniowania pochodzącego z rozbłysków chromosferycznych mogą mieć znaczący wpływ na wiele procesów fizycznych, biofizycznych i biochemicznych zachodzących na Ziemi.
Regiony aktywne są potężnym źródłem promieniowania korpuskularnego. Cząstki o energiach około 1 keV (głównie protony) rozprzestrzeniające się wzdłuż linii międzyplanetarnego pola magnetycznego z obszarów aktywnych wzmacniają wiatr słoneczny. Te wzrosty (porywy) wiatru słonecznego powtarzają się po 27 dniach i nazywane są nawracającymi. Podobne przepływy, ale o jeszcze większej energii i gęstości, powstają podczas rozbłysków. Powodują tzw. sporadyczne zaburzenia wiatru słonecznego i docierają do Ziemi w odstępach czasowych od 8 godzin do dwóch dni. Wysokoenergetyczne protony (od 100 MeV do 1 GeV) pochodzące z bardzo silnych rozbłysków „protonowych” oraz elektrony o energii 10–500 keV, wchodzące w skład słonecznych promieni kosmicznych, docierają do Ziemi kilkadziesiąt minut po rozbłyskach; Nieco później przychodzą ci, którzy wpadli w „pułapki” międzyplanetarnego pola magnetycznego i poruszali się wraz z wiatrem słonecznym. Promieniowanie krótkofalowe i słoneczne promienie kosmiczne (na dużych szerokościach geograficznych) jonizują atmosferę ziemską, co prowadzi do wahań jej przezroczystości w zakresie ultrafioletu i podczerwieni, a także do zmian warunków propagacji krótkofalowych fal radiowych ( w niektórych przypadkach obserwuje się zakłócenia w łączności radiowej na falach krótkich).
Wzmocnienie wiatru słonecznego spowodowane rozbłyskiem prowadzi do zagęszczenia magnetosfery Ziemi po stronie słonecznej, zwiększenia prądów na jej zewnętrznej granicy, częściowego wniknięcia cząstek wiatru słonecznego w głąb magnetosfery, uzupełnienia cząstek wysokoenergetycznych w promieniowaniu ziemskim pasy itp. Procesom tym towarzyszą wahania natężenia pola geomagnetycznego (burza magnetyczna), zorze polarne i inne zjawiska geofizyczne, które odzwierciedlają ogólne zaburzenia pola magnetycznego Ziemi. Wpływ aktywnych procesów zachodzących na Słońcu (burze słoneczne) na zjawiska geofizyczne odbywa się zarówno poprzez promieniowanie krótkofalowe, jak i poprzez ziemskie pole magnetyczne. Najwyraźniej czynniki te są głównymi czynnikami fizykochemicznymi i
procesy biologiczne. Nie da się jeszcze prześledzić całego łańcucha powiązań prowadzących do 11-letniej cykliczności wielu procesów na Ziemi, jednak zgromadzony obszerny materiał faktograficzny nie pozostawia wątpliwości co do istnienia takich powiązań. W ten sposób ustalono korelację między 11-letnim cyklem aktywności słonecznej a trzęsieniami ziemi, plonami rolnymi, liczbą chorób sercowo-naczyniowych itp. Dane te wskazują na ciągłe działanie połączeń solarno-ziemskich.
Obserwacje Słońca prowadzimy za pomocą małych lub średnich refraktorów oraz dużych teleskopów zwierciadlanych, w których większość optyki jest nieruchoma, a promienie słoneczne kierowane są na montaż poziomy lub wieżowy teleskopu za pomocą jednego lub dwóch ruchomych zwierciadeł. Stworzono specjalny rodzaj teleskopu słonecznego – koronograf poza zaćmieniem. Wewnątrz koronografu Słońce jest zaciemnione specjalnym, nieprzezroczystym ekranem. Na koronografie ilość rozproszonego światła jest wielokrotnie zmniejszana, dzięki czemu najbardziej zewnętrzne warstwy atmosfery Słońca można obserwować poza zaćmieniem. Teleskopy słoneczne wyposażane są często w filtry wąskopasmowe, które umożliwiają obserwacje w świetle pojedynczej linii widmowej. Stworzono także filtry o neutralnej gęstości o zmiennej przezroczystości promieniowej, umożliwiające obserwację korony słonecznej w odległości kilku promieni słonecznych. Zazwyczaj duże teleskopy słoneczne są wyposażone w potężne spektrografy z fotograficzną lub fotoelektryczną rejestracją widm. Spektrograf może być także wyposażony w magnetograf – urządzenie służące do badania rozszczepienia Zeemana i polaryzacji linii widmowych oraz określania wielkości i kierunku pola magnetycznego na Słońcu. Konieczność wyeliminowania efektu wymywania atmosfery ziemskiej, a także badania promieniowania słonecznego w ultrafiolecie, podczerwieni i niektórych innych obszarach widma pochłanianych przez atmosferę ziemską, doprowadziły do ​​​​powstania obserwatoriów orbitalnych poza atmosferą , umożliwiając uzyskanie widm Słońca i poszczególnych formacji na jego powierzchni poza atmosferą ziemską.

Droga Słońca wśród gwiazd
Każdego dnia, wschodząc od horyzontu na wschodnim niebie, Słońce przechodzi po niebie i ponownie znika na zachodzie. W przypadku mieszkańców półkuli północnej ruch ten następuje od lewej do prawej, dla południowców od prawej do lewej. W południe Słońce osiąga swój największy szczyt lub, jak mówią astronomowie, osiąga kulminację. Górną kulminacją jest południe, ale jest też dolna – o północy. Na naszych średnich szerokościach geograficznych dolna kulminacja Słońca nie jest widoczna, ponieważ znajduje się poniżej horyzontu. Ale za kołem podbiegunowym, gdzie latem słońce czasami nie zachodzi, można zaobserwować zarówno górną, jak i dolną kulminację.
Na biegunie geograficznym codzienna droga Słońca jest prawie równoległa do horyzontu. Pojawiające się w dniu równonocy wiosennej Słońce wschodzi coraz wyżej przez ćwierć roku, zakreślając kręgi nad horyzontem. W dniu przesilenia letniego osiąga maksymalną wysokość (23,5˚). W kolejnym kwartale roku, aż do równonocy jesiennej, Słońce zachodzi. To polarny dzień. Potem nadchodzi noc polarna, która trwa sześć miesięcy. Na średnich szerokościach geograficznych pozorna codzienna droga Słońca na przemian ulega skróceniu i wydłużeniu w ciągu roku. Najmniej jest w dniu przesilenia zimowego, a najwięcej w dniu przesilenia letniego. W dni równonocy
Słońce znajduje się na równiku niebieskim. Jednocześnie wschodzi w punkcie wschodnim i zachodzi w punkcie zachodnim.
W okresie od równonocy wiosennej do przesilenia letniego miejsce wschodu słońca przesuwa się nieznacznie z punktu wschodu słońca na lewo, na północ. A punkt zachodu słońca oddala się od zachodniego punktu w prawo, chociaż także na północ. Podczas przesilenia letniego Słońce pojawia się na północnym wschodzie i w południe osiąga najwyższą wysokość w roku. Słońce zachodzi na północnym zachodzie.
Następnie miejsca wschodów i zachodów słońca przesuwają się z powrotem na południe. W dniu przesilenia zimowego Słońce wschodzi na południowym wschodzie, przecina południk niebieski na minimalnej wysokości i zachodzi na południowym zachodzie. Należy wziąć pod uwagę, że z powodu załamania (czyli załamania promieni świetlnych w atmosferze ziemskiej) pozorna wysokość oprawy jest zawsze większa niż rzeczywista.
Dlatego słońce wschodzi wcześniej i zachodzi później niż miałoby to miejsce w przypadku braku atmosfery.
Tak więc codzienna droga Słońca to mały okrąg sfery niebieskiej, równoległy do ​​równika niebieskiego. Jednocześnie przez cały rok Słońce porusza się względem równika niebieskiego na północ lub południe. Dzień i noc w jego podróży nie są takie same. Są one równe tylko w dniach równonocy, kiedy Słońce znajduje się na równiku niebieskim.
Wyrażenie „droga Słońca wśród gwiazd” może niektórym wydawać się dziwne. Przecież w dzień nie widać gwiazd. Dlatego nie jest łatwo zauważyć, że Słońce powoli, o około 1˚ dziennie, przemieszcza się pomiędzy gwiazdami od prawej do lewej. Ale widać, jak wygląd gwiaździstego nieba zmienia się w ciągu roku. Wszystko to jest konsekwencją obrotu Ziemi wokół Słońca.
Ścieżka widocznego rocznego ruchu Słońca na tle gwiazd nazywana jest ekliptyką (od greckiego „zaćmienia” - „zaćmienie”), a okres rewolucji wzdłuż ekliptyki nazywany jest rokiem gwiezdnym. Jest to równe 265 dni 6 godzin 9 minut 10 sekund, czyli 365,2564 przeciętnych dni słonecznych.
Ekliptyka i równik niebieski przecinają się pod kątem 23˚26" w punktach równonocy wiosennej i jesiennej. Słońce pojawia się zwykle w pierwszym z tych punktów 21 marca, kiedy przechodzi z południowej półkuli nieba do północna W drugim - 23 września, kiedy przechodzi z półkuli północnej na południe.W najbardziej odległym na północ punkcie ekliptyki Słońce pojawia się 22 czerwca (przesilenie letnie), a na południu - 22 grudnia (przesilenie zimowe) W roku przestępnym daty te przesuwa się o jeden dzień.
Z czterech punktów ekliptyki głównym jest równonoc wiosenna. Z tego mierzona jest jedna ze współrzędnych niebieskich – rektascensja. Służy także do liczenia czasu gwiazdowego i roku tropikalnego – okresu pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami środka Słońca przez równonoc wiosenną. Rok tropikalny wyznacza zmieniające się pory roku na naszej planecie.
Ponieważ punkt równonocy wiosennej porusza się powoli wśród gwiazd z powodu precesji osi Ziemi, czas trwania roku tropikalnego jest krótszy niż rok gwiezdny. To 365,2422 przeciętnych dni słonecznych. Około 2 tysiące lat temu, kiedy Hipparch sporządzał swój katalog gwiazd (pierwszy, który dotarł do nas w całości), równonoc wiosenna znajdowała się w gwiazdozbiorze Barana. Do naszych czasów przesunął się prawie o 30˚ do konstelacji Ryb, a punkt równonocy jesiennej przesunął się z konstelacji Wagi do konstelacji Panny. Ale zgodnie z tradycją punkty równonocy są wyznaczone przez poprzednie znaki poprzednich konstelacji „równonocy” - Barana i Wagi. To samo stało się z punktami przesilenia: letni w gwiazdozbiorze Byka jest oznaczony znakiem Raka, a zimowy w gwiazdozbiorze Strzelca jest oznaczony znakiem Koziorożca.
I wreszcie ostatnia rzecz związana jest z pozornym rocznym ruchem Słońca. Słońce przechodzi połowę ekliptyki od równonocy wiosennej do równonocy jesiennej (od 21 marca do 23 września) w 186 dni. Druga połowa, od równonocy jesiennej i wiosennej, trwa 179 dni (180 w roku przestępnym). Ale połówki ekliptyki są równe: każda ma 180˚. W rezultacie Słońce porusza się nierównomiernie wzdłuż ekliptyki. Nierówność tę tłumaczy się zmianami prędkości ruchu Ziemi po eliptycznej orbicie wokół Słońca. Nierówny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki prowadzi do różnej długości pór roku. Na przykład dla mieszkańców półkuli północnej wiosna i lato są o sześć dni dłuższe niż jesień i zima. Ziemia w dniach 2–4 czerwca znajduje się 5 milionów kilometrów dalej od Słońca niż w dniach 2–3 stycznia i zgodnie z drugim prawem Keplera porusza się po swojej orbicie wolniej. Latem Ziemia otrzymuje
Słońce dostarcza mniej ciepła, ale lato na półkuli północnej jest dłuższe niż zima. Dlatego półkula północna Ziemi jest cieplejsza niż półkula południowa.
Zaćmienia Słońca
W momencie nowiu księżyca może nastąpić zaćmienie słońca - w końcu to właśnie podczas nowiu Księżyc przechodzi między Słońcem a Ziemią. Astronomowie wiedzą z wyprzedzeniem, kiedy i gdzie nastąpi zaćmienie słońca, i odnotowują to w kalendarzach astronomicznych.
Ziemia ma tylko jednego satelitę, ale jakiego satelitę! Księżyc jest 400 razy mniejszy od Słońca i zaledwie 400 razy bliżej Ziemi, więc na niebie Słońce i Księżyc wydają się być dyskami tej samej wielkości. Zatem podczas całkowitego zaćmienia Słońca Księżyc całkowicie zasłania jasną powierzchnię Słońca, pozostawiając odkrytą całą atmosferę słoneczną.
Dokładnie o wyznaczonej godzinie i minucie, przez ciemne szkło widać, jak z prawej krawędzi coś czarnego wpełza na jasny dysk Słońca i jak pojawia się na nim czarna dziura. Stopniowo rośnie, aż w końcu krąg słoneczny przybiera formę wąskiego sierpa. Jednocześnie światło dzienne szybko słabnie. Tutaj Słońce całkowicie chowa się za ciemną kurtyną, gaśnie ostatni promień dnia, a ciemność, która wydaje się głębsza, im bardziej jest nagła, rozprzestrzenia się wokół, pogrążając człowieka i całą przyrodę w cichym zaskoczeniu.
Angielski astronom Francis Bailey opowiada o zaćmieniu Słońca, które miało miejsce 8 lipca 1842 roku w mieście Pawia (Włochy): „Kiedy nastąpiło całkowite zaćmienie i światło słoneczne natychmiast zgasło, wokół ciemnego ciała gwiazdy nagle pojawił się jakiś jasny blask. Księżyc, podobny do korony lub aureoli wokół głowy świętego
Żadne raporty z poprzednich zaćmień nie opisywały czegoś takiego i wcale nie spodziewałem się ujrzeć świetności, która była teraz przed moimi oczami. Szerokość korony, obliczona na podstawie obwodu tarczy Księżyca, była równa w przybliżeniu połowie średnicy Księżyca. Wydawało się, że składa się z jasnych promieni. Jego światło było gęstsze w pobliżu samej krawędzi Księżyca, a w miarę oddalania się promienie korony stawały się słabsze i cieńsze. Osłabienie światła przebiegało całkowicie płynnie wraz ze wzrostem odległości. Koronę przedstawiono w postaci wiązek prostych, słabych promieni; ich zewnętrzne końce są rozłożone; promienie były nierównej długości. Korona nie była czerwonawa, nie perłowa, była całkowicie biała. Jego promienie mieniły się lub migotały jak płomień gazowy. Bez względu na to, jak genialne było to zjawisko, niezależnie od tego, jak wiele zachwytu budziło wśród widzów, w tym dziwnym, cudownym widowisku wciąż było coś złowrogiego i doskonale rozumiem, jak zszokowani i przestraszeni mogli być ludzie w momencie, gdy miały miejsce te zjawiska zupełnie niespodziewanie.
kontynuacja
--PODZIAŁ STRONY--

Gwiazdy są być może najciekawszą rzeczą w astronomii. Ponadto rozumiemy ich wewnętrzną strukturę i ewolucję lepiej niż cokolwiek w kosmosie (przynajmniej nam się tak wydaje). Sytuacja z planetami nie jest zbyt dobra, gdyż ich wnętrza są bardzo trudne do zbadania – widzimy tylko to, co jest na powierzchni. Jeśli chodzi o gwiazdy, większość z nas jest pewna, że ​​mają prostą budowę.

Na początku ubiegłego wieku pewien młody astrofizyk przemawiał na seminarium Eddingtona w duchu, że nie ma nic prostszego niż gwiazdy. Na co bardziej doświadczony astrofizyk odpowiedział: „No cóż, tak, jeśli będziesz patrzeć z odległości miliardów kilometrów, wtedy też będziesz wydawał się prosty”.

W rzeczywistości gwiazdy nie są tak proste, jak się wydaje. Mimo to ich właściwości zostały najpełniej zbadane. Są ku temu dwa powody. Po pierwsze, możemy numerycznie modelować gwiazdy, ponieważ uważamy, że są zbudowane z gazu doskonałego. Dokładniej, z plazmy, która zachowuje się jak gaz doskonały, którego równanie stanu jest dość proste. To nie zadziała z planetami. Po drugie, czasami udaje nam się zajrzeć w głąb gwiazd, choć na razie dotyczy to głównie Słońca.

Na szczęście w naszym kraju było i jest wielu dobrych astrofizyków i specjalistów od gwiazd. Wynika to głównie z faktu, że istnieli dobrzy fizycy, którzy stworzyli broń nuklearną, a gwiazdy są naturalnymi reaktorami jądrowymi. A kiedy broń została wyprodukowana, wielu fizyków, w tym syberyjskich, przeszło na badanie gwiazd, ponieważ obiekty są nieco podobne. I napisali dobre książki na ten temat.

Polecę Państwu dwie książki, które do dziś moim zdaniem pozostają najlepsze z tych w języku rosyjskim. „Fizyka gwiazd”, której autorem jest słynny fizyk i utalentowany nauczyciel Samuil Aronovich Kaplan, powstała prawie czterdzieści lat temu, ale od tego czasu podstawy się nie zmieniły. A współczesne informacje na temat fizyki gwiazd znajdują się w książce „Gwiazdy” z serii „Astronomia i astrofizyka”, którą wspólnie z kolegami stworzyliśmy. Cieszy się tak dużym zainteresowaniem wśród czytelników, że doczekała się już trzech wydań. Istnieją inne książki, ale te dwie zawierają niemal wyczerpujące informacje dla osób zaznajomionych z tematem.

Takie różne gwiazdy


Jeśli spojrzymy na rozgwieżdżone niebo, zauważymy, że gwiazdy mają różną jasność (jasność widzialną) i różne kolory. Oczywiste jest, że jasność może być kwestią przypadku, ponieważ jedna gwiazda jest bliżej, druga dalej, trudno na tej podstawie powiedzieć, czym tak naprawdę jest gwiazda. Ale kolor mówi nam wiele, ponieważ im wyższa temperatura ciała, tym dalej w niebieski obszar przesuwa się maksimum w widmie promieniowania. Wydawałoby się, że temperaturę gwiazdy możemy po prostu oszacować naocznie: czerwony jest zimny, niebieski – gorący. Co do zasady rzeczywiście tak jest. Ale czasami pojawiają się błędy, ponieważ między gwiazdą a nami istnieje jakiś ośrodek. Czasami jest to bardzo przejrzyste, a czasami nie bardzo. Każdy zna przykład Słońca: wysoko nad horyzontem jest białe (nazywamy je żółtym, ale dla oka jest prawie białe, bo jego światło nas oślepia), ale Słońce zmienia kolor na czerwony, gdy wschodzi lub zachodzi poniżej horyzontu . Oczywiście to nie samo Słońce zmienia temperaturę swojej powierzchni, ale otoczenie zmienia jego widzialny kolor i należy o tym pamiętać. Niestety dużym problemem dla astronomów jest odgadnięcie jak bardzo zmieniła się barwa, tj. widzialna (kolorowa) temperatura gwiazdy, wynikająca z faktu, że jej światło przeszło przez gaz międzygwiazdowy, atmosferę naszej planety i inne ośrodki pochłaniające.


Widmo światła gwiazd jest znacznie bardziej wiarygodną cechą, ponieważ trudno je znacznie zniekształcić. Wszystko, co dziś wiemy o gwiazdach, czytamy w ich widmach. Badanie widma gwiazd to ogromna, starannie opracowana dziedzina astrofizyki.

Co ciekawe, niespełna dwieście lat temu jeden ze słynnych filozofów Auguste Comte powiedział: „dowiedzieliśmy się już wiele o naturze, ale jest coś, czego nigdy się nie dowiemy – jest to skład chemiczny gwiazd, bo ich materia nigdy nie wpadnie w nasze ręce” Rzeczywiście jest mało prawdopodobne, że kiedykolwiek wpadnie w nasze ręce, ale minęło dosłownie 15-20 lat i ludzie wynaleźli analizę widmową, dzięki której dowiedzieliśmy się prawie wszystkiego przynajmniej o składzie chemicznym powierzchni gwiazd. Więc nigdy nie mów nigdy. Wręcz przeciwnie, zawsze znajdzie się sposób na zrobienie czegoś, w co na początku nie wierzysz.


Zanim jednak porozmawiamy o widmie, spójrzmy jeszcze raz na kolor gwiazdy. Wiemy już, że wraz ze wzrostem temperatury maksymalna intensywność widma przesuwa się w stronę niebieskiego obszaru i należy to wykorzystać. Astronomowie nauczyli się z tego korzystać, ponieważ uzyskanie pełnego widma jest bardzo kosztowne. Potrzebujesz dużego teleskopu i długiego czasu obserwacji, aby zgromadzić wystarczającą ilość światła na różnych długościach fali - a jednocześnie uzyskać wyniki dla tylko jednej badanej gwiazdy. A kolor można zmierzyć w bardzo prosty sposób i można to zrobić dla wielu gwiazd jednocześnie. A do masowej analizy statystycznej po prostu fotografujemy je dwa lub trzy razy przez różne filtry z szerokim oknem transmisji.


Zwykle dwa filtry – niebieski (B) i wizualny (V) – wystarczą, aby określić temperaturę powierzchni gwiazdy z pierwszym przybliżeniem. Na przykład mamy trzy gwiazdy, które mają różną temperaturę powierzchni i wszystkie mają różne kolory. Jeśli któryś z nich jest podobny do Słońca (temperatura około 6 tysięcy stopni), to na obu zdjęciach będzie miał w przybliżeniu tę samą jasność. Jednakże światło chłodniejszej gwiazdy będzie silniej tłumione przez filtr B i będzie przez nie przechodzić niewielka ilość światła o dużej długości fali, więc będzie nam się wydawać „słabą” gwiazdą. Ale w przypadku gorętszej gwiazdy sytuacja będzie dokładnie odwrotna.

Czasem jednak dwa filtry nie wystarczą. Zawsze można się pomylić, jak ze słońcem na horyzoncie. Astronomowie zwykle wykorzystują 3 okna transmisyjne: Wizualne, Niebieskie i trzecie - Ultrafioletowe, na granicy przezroczystości atmosfery. Trzy fotografie już dość dokładnie pokazują, w jakim stopniu ośrodek międzygwiazdowy osłabia światło każdej gwiazdy i jaka jest temperatura powierzchni gwiazdy. W przypadku klasyfikacji mas gwiazd taka fotometria 3-pasmowa jest jak dotąd jedyną metodą, która umożliwiła zbadanie ponad miliarda gwiazd.

Uniwersalna certyfikacja gwiazd


Ale widmo oczywiście charakteryzuje gwiazdę znacznie pełniej. Widmo jest „paszportem” gwiazdy, ponieważ linie widmowe mówią nam tak wiele. Wszyscy jesteśmy przyzwyczajeni do określenia „linie widmowe”, potrafimy sobie wyobrazić, czym one są (slajd 08 – widma pierwiastków chemicznych w obszarze widzialnym). Oś pozioma to długość fali, która jest powiązana z częstotliwością, z jaką emitowane jest światło. Ale jakie jest pochodzenie kształtu linii, dlaczego wyglądają jak proste pionowe linie, a nie okręgi, trójkąty czy jakieś zawijasy?

Linia widmowa jest monochromatycznym obrazem szczeliny wejściowej spektrografu. Gdybym zrobił szczelinę w kształcie krzyża, otrzymałbym zestaw krzyżyków w różnych kolorach. Moim zdaniem fizyk trzeciego roku powinien myśleć o takich prostych rzeczach. Albo, jak w wojsku, mówili „linia” - czy to oznacza linię? Nie zawsze jest to linia, ponieważ spektrograf niekoniecznie wykorzystuje szczelinę wejściową, chociaż z reguły otwór wejściowy jest pionową szczeliną prostokątną, co jest wygodniejsze.

W obwodzie każdego spektrografu zawsze znajduje się element dyspersyjny; pryzmat lub siatka dyfrakcyjna może pełnić tę funkcję. Gwiazda – obłok gorącego gazu – emituje charakterystyczny zestaw kwantów o różnych częstotliwościach. Przepuszczamy je przez szczelinę wejściową i element rozpraszający i uzyskujemy obrazy szczeliny w różnych kolorach, uporządkowanych według długości fali.




Jeżeli emitują wolne atomy pierwiastków chemicznych, widmo jest liniowe. A jeśli za źródło promieniowania przyjmiemy gorący żarnik żarówki, otrzymamy widmo ciągłe. Dlaczego? W metalowym przewodniku nie ma charakterystycznych poziomów energii, elektrony tam, poruszając się dziko, promieniują na wszystkich częstotliwościach. Dlatego linii widmowych jest tak wiele, że nakładają się na siebie i uzyskuje się kontinuum - widmo ciągłe.

Ale teraz bierzemy źródło o widmie ciągłym i przepuszczamy jego światło przez chmurę gazu, ale zimniejszą niż spirala. W tym przypadku chmura wyrywa z widma ciągłego te fotony, których energia odpowiada przejściom pomiędzy poziomami energii w atomach tego gazu. I przy tych częstotliwościach otrzymujemy wycięte linie, „dziury” w widmie ciągłym - otrzymujemy widmo absorpcyjne. Ale atomy, które pochłonęły kwanty światła, stały się mniej stabilne i prędzej czy później je wyemitowały. Dlaczego widmo w dalszym ciągu pozostaje „nieszczelne”?

Ponieważ atomowi jest obojętne, gdzie wyrzucić „dodatkową” energię. Emisja spontaniczna zachodzi w różnych kierunkach. Oczywiście pewna część fotonów leci do przodu, ale w przeciwieństwie do wymuszonej emisji lasera jest niewielka.


Linie widmowe są zwykle bardzo szerokie, a rozkład jasności w ich obrębie jest nierówny. Na to zjawisko również trzeba zwrócić uwagę i zbadać, z czym jest ono powiązane.

Istnieje wiele czynników fizycznych, które powodują, że linia widmowa jest szeroka. Na wykresie rozkładu jasności (lub absorpcji) można z reguły wyróżnić dwa parametry: maksimum centralne i szerokość charakterystyczną. Szerokość linii widmowej mierzy się zwykle na poziomie połowy intensywności maksimum. Zarówno szerokość, jak i kształt linii mogą nam powiedzieć o niektórych cechach fizycznych źródła światła. Ale które?

Załóżmy, że zawiesiliśmy pojedynczy atom w próżni i w żaden sposób go nie dotknęliśmy, nie zapobiegliśmy jego emisji. Ale nawet w tym przypadku widmo będzie miało niezerową szerokość linii, co nazywa się naturalnym. Wynika to z faktu, że proces promieniowania jest ograniczony w czasie, dla różnych atomów od 10⁻⁸ do 10⁻¹⁰ s. Jeśli „przetniesz” sinusoidę fali elektromagnetycznej na końcach, to nie będzie to już sinusoida, ale krzywa, która rozszerza się w zbiór sinusoid o ciągłym spektrum częstotliwości. Im krótszy czas promieniowania, tym szersza linia widmowa.


Istnieją inne efekty w naturalnych źródłach światła, które poszerzają linię widmową. Na przykład termiczny ruch atomów. Ponieważ promieniujący obiekt ma niezerową temperaturę bezwzględną, jego atomy poruszają się chaotycznie: połowa w naszym kierunku, połowa od nas, jeśli spojrzeć na rzut prędkości radialnej. W wyniku efektu Dopplera promieniowanie pierwszego jest przesunięte na stronę niebieską, a promieniowanie pozostałych na stronę czerwoną. Zjawisko to nazywane jest termicznym poszerzeniem linii widmowej metodą Dopplera.

Poszerzenie Dopplera może również wystąpić z innych powodów. Na przykład w wyniku makroskopowego ruchu materii. Powierzchnia dowolnej gwiazdy wrze: konwekcyjne strumienie gorącego gazu unoszą się z głębin, a schłodzony gaz opada. W momencie pobrania widma niektóre strumienie przesuwają się w naszą stronę, inne – od nas. Konwekcyjny efekt Dopplera jest czasami silniejszy niż termiczny.

Kiedy patrzymy na zdjęcie rozgwieżdżonego nieba, trudno nam zrozumieć, jaki jest właściwie rozmiar gwiazd. Na przykład jest czerwony i niebieski. Gdybym nic o nich nie wiedział, mógłbym pomyśleć tak: czerwona gwiazda nie ma bardzo wysokiej temperatury powierzchni, ale jeśli widzę ją dość jasno, oznacza to, że jest blisko mnie. Ale wtedy będę miał problem z określeniem względnej odległości do niebieskiej gwiazdy, która świeci słabiej. Myślę: więc niebieski oznacza gorąco, ale nie rozumiem, czy ona jest blisko, czy daleko ode mnie. W końcu może być duży i emitować ogromną moc, ale znajdować się na tyle daleko, aby nie docierało stamtąd żadne światło. Lub wręcz przeciwnie, może świecić tak słabo, ponieważ jest bardzo mały, choć blisko. Jak odróżnić dużą gwiazdę od małej gwiazdy? Czy można wyznaczyć jej wielkość liniową na podstawie widma gwiazdy?


Wydawałoby się, że nie. Ale mimo to jest to możliwe! Faktem jest, że małe gwiazdy są gęste, podczas gdy duże gwiazdy mają rozrzedzoną atmosferę, więc gaz w ich atmosferach jest w innych warunkach. Kiedy otrzymujemy widma tzw. gwiazd karłowatych i olbrzymów, od razu widzimy różnice w charakterze linii widmowych (slajd 16 - Widma gwiazd karłowatych i olbrzymów różnią się szerokością linii widmowych). W rozrzedzonej atmosferze giganta każdy atom leci swobodnie, rzadko spotykając swoich sąsiadów. Wszystkie emitują prawie w ten sam sposób, ponieważ nie zakłócają się nawzajem, dlatego linie widmowe gigantów mają szerokość zbliżoną do naturalnej. Ale karzeł jest gwiazdą masywną, ale bardzo małą i dlatego ma bardzo dużą gęstość gazu. W jego atmosferze atomy stale oddziałują ze sobą, uniemożliwiając swoim sąsiadom emisję ze ściśle określoną częstotliwością: ponieważ każdy ma własne pole elektryczne, które wpływa na pole sąsiada. Ze względu na to, że atomy znajdują się w różnych warunkach środowiskowych, następuje tzw. poszerzenie linii Starka. Te. Po kształcie, jak mówią, „skrzydeł” linii widmowych, od razu odgadujemy gęstość gazu na powierzchni gwiazdy i jej typowy rozmiar.


Efekt Dopplera może się również objawiać w wyniku obrotu gwiazdy jako całości. Nie możemy rozróżnić krawędzi odległej gwiazdy, dla nas wygląda ona jak punkt. Ale od zbliżającej się do nas krawędzi wszystkie linie widma ulegają przesunięciu w kierunku niebieskim, a od krawędzi oddalającej się od nas – przesunięciu ku czerwieni (slajd 18 - Obrót gwiazdy prowadzi do poszerzenia linii widmowych). Sumując, prowadzi to do poszerzenia linii widmowej. Wygląda inaczej niż efekt Starka i inaczej zmienia kształt linii widmowej, więc można się domyślić, w którym przypadku na szerokość linii miał wpływ obrót gwiazdy, a w którym gęstość gazu w atmosferze gwiazdy. Tak naprawdę jest to jedyny sposób na zmierzenie prędkości obrotu gwiazdy, ponieważ nie widzimy gwiazd w postaci kulek, one wszystkie są dla nas punktami.


Ruch gwiazdy w przestrzeni wpływa również na widmo ze względu na efekt Dopplera. Jeśli dwie gwiazdy poruszają się wokół siebie, oba widma tej pary mieszają się i pojawiają się naprzeciw siebie. Te. Okresowe przesuwanie linii w tę i z powrotem jest oznaką ruchu orbitalnego gwiazd.

Co możemy uzyskać z serii widm zmieniających się w czasie? Mierzymy prędkość (za pomocą amplitudy przemieszczenia), okres orbitalny i na podstawie tych dwóch parametrów, korzystając z trzeciego prawa Keplera, obliczamy całkowitą masę gwiazd. Czasami, w oparciu o dowody pośrednie, możliwe jest podzielenie tej masy pomiędzy elementy układu podwójnego. W większości przypadków jest to jedyny sposób pomiaru masy gwiazd.

Nawiasem mówiąc, zakres mas gwiazd, które do tej pory badaliśmy, nie jest zbyt duży: różnica wynosi nieco ponad 3 rzędy wielkości. Najmniej masywne gwiazdy mają około jednej dziesiątej masy Słońca. Ich jeszcze mniejsza masa uniemożliwia wywołanie reakcji termojądrowych. Najbardziej masywne gwiazdy, które niedawno odkryliśmy, mają masę 150 mas Słońca. Są to unikaty, dotychczas znane są tylko 2 z kilku miliardów.



Obserwując rzadkie układy podwójne, w których płaszczyźnie orbity się znajdujemy, również możemy wiele dowiedzieć się o tej parze gwiazd wykorzystując jedynie charakterystykę obserwacyjną, tj. które możemy bezpośrednio zobaczyć, a nie obliczyć na podstawie jakichś praw. Ponieważ nie rozróżniamy ich indywidualnie, widzimy po prostu źródło światła, którego jasność zmienia się od czasu do czasu: zaćmienia występują, gdy jedna gwiazda przechodzi przed drugą. Głębsze zaćmienie oznacza, że ​​zimna gwiazda zakryła gorącą, a płytsza oznacza, że ​​gorąca zakryła zimną (pokryte obszary są takie same, więc głębokość zaćmienia zależy tylko od ich temperatury) . Oprócz okresu orbitalnego mierzymy jasność gwiazd, na podstawie której określamy ich względną temperaturę, a z czasu trwania zaćmienia obliczamy ich wielkość.




Jak wiemy, rozmiary gwiazd są ogromne. W porównaniu z planetami są po prostu gigantyczne. Słońce ma najbardziej typową wielkość spośród gwiazd, dorównującą tak od dawna znanym gwiazdom, jak Alfa Centauri i Syriusz. Ale rozmiary gwiazd (w przeciwieństwie do ich mas) mieszczą się w ogromnym zakresie - 7 rzędów wielkości. Są gwiazdy zauważalnie mniejsze od nich, jedną z najmniejszych (a zarazem najbliższych nam) jest Proxima, jest ona nieco większa od Jowisza. Są też znacznie większe gwiazdy, które na niektórych etapach ewolucji pęcznieją do niewiarygodnych rozmiarów i stają się zauważalnie większe niż cały nasz układ planetarny.

Być może jedyną gwiazdą, której średnicę zmierzyliśmy bezpośrednio (ze względu na to, że jest niedaleko od nas) jest nadolbrzym Betelgeza w gwiazdozbiorze Oriona; na zdjęciach z teleskopu Hubble'a nie jest to kropka, ale okrąg (slajd 26 - wielkość gwiazdy Betelgeza w porównaniu ze średnicami orbit Ziemi i Jowisza (zdjęcie z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a). Jeśli gwiazda ta zostanie umieszczona w miejscu Słońca, „zje” nie tylko Ziemię, ale także Jowisza, całkowicie zakrywając jego orbitę.

Ale co w ogóle nazywamy wielkością gwiazdy? Pomiędzy jakimi punktami mierzymy gwiazdę? Na zdjęciach optycznych gwiazda jest wyraźnie ograniczona w przestrzeni i wydaje się, że wokół nie ma nic. Zatem sfotografowałeś Betelgezę w świetle widzialnym, przyłożyłeś do zdjęcia linijkę i gotowe? Ale to, jak się okazuje, nie wszystko. W zakresie promieniowania dalekiej podczerwieni jasne jest, że atmosfera gwiazdy rozciąga się znacznie dalej i emituje strumienie. Musimy założyć, że to jest granica gwiazdy? Przechodzimy jednak do zakresu mikrofal i widzimy, że atmosfera gwiazdy rozciąga się na prawie tysiąc jednostek astronomicznych, czyli kilka razy więcej niż cały nasz Układ Słoneczny.


W ogólnym przypadku gwiazda jest formacją gazową, która nie jest zamknięta w sztywnych ścianach (nie ma ich w przestrzeni) i dlatego nie ma granic. Formalnie każda gwiazda rozciąga się w nieskończoność (dokładniej, aż dotrze do sąsiedniej gwiazdy), intensywnie emitując gaz, który nazywany jest wiatrem gwiazdowym (analogicznie do wiatru słonecznego). Dlatego mówiąc o wielkości gwiazdy, zawsze musimy wyjaśnić, w jakim zakresie promieniowania ją definiujemy, wtedy będzie jaśniejsze, o czym mówimy.

Klasyfikacja widmowa Harvardu


Rzeczywiste widma gwiazd są niewątpliwie bardzo złożone. W niczym nie przypominają one widm poszczególnych pierwiastków chemicznych, do których jesteśmy przyzwyczajeni w podręcznikach. Na przykład nawet w wąskim zakresie optycznym widma słonecznego - od zakresu fioletu po czerwień, którą nasze oko właśnie widzi - linii jest wiele i wcale nie jest łatwo je zrozumieć. Ustalenie, nawet na podstawie szczegółowego, mocno rozproszonego widma, jakie pierwiastki chemiczne i w jakich ilościach występują w atmosferze gwiazdy, to duży problem, którego astronomowie nie są w stanie do końca rozwiązać.

Patrząc na widmo, od razu zobaczymy wyraźne linie Balmera wodoru (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) i wiele linii żelaza. Czasami spotyka się hel i wapń. Logiczny jest wniosek, że gwiazda składa się głównie z żelaza (Fe) i częściowo wodoru (H). Na początku XX wieku odkryto promieniotwórczość, a gdy ludzie zastanawiali się nad źródłami energii w gwiazdach, pamiętali, że w widmie Słońca znajduje się wiele linii metali i zakładali, że rozpad uranu lub radu nagrzewa się wnętrza naszego Słońca. Okazało się jednak, że tak nie było.

Pierwsza klasyfikacja widm gwiazd została stworzona w Obserwatorium Harvarda (USA) rękami kilkunastu kobiet. Swoją drogą, dlaczego w szczególności kobiety, to interesujące pytanie. Przetwarzanie widm to bardzo delikatna i żmudna praca, do której dyrektor obserwatorium E. Pickering musiał zatrudnić asystentów. Praca kobiet w nauce nie była wówczas zbyt mile widziana i była opłacana znacznie gorzej niż praca mężczyzn: za pieniądze, którymi dysponowało to małe obserwatorium, można było zatrudnić dwóch mężczyzn lub tuzin kobiet. A potem po raz pierwszy do astronomii powołano dużą liczbę kobiet, które utworzyły tak zwany „harem Pickeringa”. Stworzona przez nich klasyfikacja widmowa była pierwszym wkładem kobiecego zespołu do nauki, który okazał się znacznie skuteczniejszy, niż oczekiwano.


W tamtym czasie ludzie nie mieli pojęcia, na podstawie jakich zjawisk fizycznych powstało widmo, po prostu je fotografowali. Próbując zbudować klasyfikację, astronomowie rozumowali w ten sposób: w widmie każdej gwiazdy znajdują się linie wodoru; w malejącej kolejności ich intensywności wszystkie widma można uporządkować i pogrupować. Dokonali rozkładu, wyznaczając grupy widm literami łacińskimi w kolejności alfabetycznej: z liniami najsilniejszymi - klasa A, liniami słabszymi - klasa B itp.

Wygląda na to, że wszystko zostało zrobione poprawnie. Ale kilka lat później narodziła się mechanika kwantowa i zdaliśmy sobie sprawę, że pierwiastek występujący w dużych ilościach niekoniecznie jest reprezentowany w widmie za pomocą potężnych linii, a pierwiastek rzadki nie objawia się w żaden sposób w widmie. Wiele zależy od temperatury.


Spójrzmy na widmo absorpcyjne wodoru atomowego: w zakresie optycznym mieszczą się tylko linie szeregu Balmera. Ale w jakich warunkach te kwanty są absorbowane? Podczas przechodzenia tylko z drugiego poziomu w górę. Ale w stanie normalnym (zimnym) wszystkie elektrony „siedzą” na pierwszym poziomie, a na drugim prawie nic nie ma. Oznacza to, że musimy podgrzać wodór tak, aby jakaś część elektronów przeskoczyła na drugi poziom (potem ponownie wrócą na dół, ale wcześniej spędzą tam trochę czasu) - i wtedy latający kwant optyczny może zostać zaabsorbowany przez elektron z drugiego poziomu, który będzie objawiał się w widmie widzialnym.

Zatem zimny wodór nie da nam szeregu Balmera, ale ciepły wodór tak. A co jeśli podgrzejemy wodór jeszcze bardziej? Wtedy wiele elektronów przeskoczy na trzeci i wyższy poziom, a drugi poziom ponownie się wyczerpie. Bardzo gorący wodór również nie da nam linii widmowych, które możemy zobaczyć w zakresie optycznym. Jeśli przejdziemy od najzimniejszych gwiazd do najgorętszych, zobaczymy, że linie dowolnego pierwiastka mogą być dość dobrze reprezentowane w widmie tylko w wąskim zakresie temperatur.


Kiedy astrofizycy zdali sobie z tego sprawę, musieli zmienić kolejność typów widmowych w kolejności rosnącej temperatury: od zimnych gwiazd do gorących. Klasyfikacja ta, zgodnie z tradycją, nazywana jest również Harvardem, ale jest już naturalna, fizyczna. Gwiazdy klasy widmowej A mają temperaturę powierzchniową około 10 tysięcy stopni, linie wodorowe są tak jasne, jak to tylko możliwe, a wraz ze wzrostem temperatury zaczynają zanikać, ponieważ atom wodoru ulega jonizacji w temperaturach powyżej 20 tysięcy stopni. Podobnie jest z innymi pierwiastkami chemicznymi. Nawiasem mówiąc, w widmach gwiazd zimniejszych niż 4000 K znajdują się nie tylko linie poszczególnych pierwiastków chemicznych, ale także pasma odpowiadające cząsteczkom substancji złożonych, które są stabilne w takich temperaturach (na przykład tlenki tytanu i żelaza).


Powstała sekwencja liter OBAFGKM przy porządkowaniu zajęć według temperatury jest dość łatwa do zapamiętania dla studentów astronomii, zwłaszcza że wynaleziono najróżniejsze powiedzenia mnemoniczne. Najbardziej znana w języku angielskim piosenka „Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!” Rozpiętość temperatur powierzchni jest następująca: najgorętsze gwiazdy mają dziesiątki tysięcy stopni, najzimniejsze gwiazdy mają nieco ponad dwa tysiące. W celu bardziej subtelnej klasyfikacji każdą klasę podzielono na dziesięć podklas i każdej literze po prawej stronie przypisano jedną cyfrę od 0 do 9. Należy pamiętać, że widma optyczne w kolorze są fotografowane tylko dla urody, ale dla badań naukowych nie ma to znaczenia, więc zwykle robione są zdjęcia czarno-białe.


Jest to rzadkie, ale zdarza się, że gwiazdy nie wykazują linii absorpcyjnych (ciemne na jasnym tle), ale linie emisyjne (jasne na ciemnym tle). Ich pochodzenie nie jest już tak łatwe do zrozumienia, chociaż jest to również dość elementarne. Na początku wykładu widzieliśmy, że rozrzedzony obłok gorącego gazu tworzy linie emisyjne. Kiedy patrzymy na gwiazdę posiadającą w widmie linie emisyjne, rozumiemy, że źródłem tych linii jest rozrzedzony, półprzezroczysty gaz znajdujący się na obrzeżach gwiazdy, w jej atmosferze. Oznacza to, że są to gwiazdy z rozszerzoną gorącą atmosferą, która jest przezroczysta w kontinuum (w przestrzeniach między liniami), co oznacza, że ​​prawie nic w niej nie emituje (prawo Kirchhoffa). Ale w poszczególnych liniach widmowych nie jest przezroczysty, a ponieważ nie jest w nich przezroczysty, to silnie w nich emituje.


Dziś harwardzka klasyfikacja widm gwiazd została rozszerzona. Dodano do niego nowe klasy, odpowiadające gorącym gwiazdom z rozszerzoną atmosferą, rdzeniom mgławic planetarnych i nowych, a także niedawno odkrytym raczej zimnym obiektom zajmującym pozycję pośrednią pomiędzy normalnymi gwiazdami a największymi planetami; nazywane są „brązowymi karłami” lub „brązowymi karłami”.


Istnieją również gałęzie niektórych klas gwiazd o oryginalnym składzie chemicznym. Nawiasem mówiąc, jest to dla nas tajemnica: nadal nie jest jasne, dlaczego w niektórych gwiazdach nagle występuje nadmiar jakiegoś rzadkiego pierwiastka chemicznego. Rzeczywiście, pomimo różnorodności widm gwiazd, skład chemiczny ich atmosfer jest bardzo podobny: 98% masy Słońca i podobnych gwiazd składa się z dwóch pierwszych pierwiastków chemicznych - wodoru i helu, a wszystkie pozostałe pierwiastki są reprezentowane tylko przez pozostałe dwa procent masy.

Słońce jest dla nas najjaśniejszym źródłem światła, możemy bardzo rozciągnąć jego widmo, rozróżnić w nim dziesiątki tysięcy linii widmowych i je rozszyfrować. W ten sposób ustalono, że wszystkie elementy układu okresowego występują na Słońcu. Zdradzę jednak tajemnicę, dotychczas niezidentyfikowanych pozostało około 20 bardzo słabych linii widma Słońca. Zatem nawet w przypadku Słońca problem rozpoznania składu chemicznego nie został jeszcze w pełni rozwiązany.


Rozkład pierwiastków chemicznych w atmosferze słonecznej ma wiele interesujących wzorców). Uważa się, że jest to typowy skład materii gwiazdowej. I w przypadku większości gwiazd jest to prawdą. Począwszy od węgla aż do najcięższych jąder (przynajmniej do uranu), liczebność pierwiastków maleje w miarę płynnie wraz ze wzrostem ich liczby atomowej. Istnieje jednak bardzo duża różnica między helem a węglem - dzieje się tak, ponieważ lit i beryl najłatwiej biorą udział w reakcjach termojądrowych, są bardziej aktywne nawet niż wodór i hel. A gdy tylko temperatura wzrośnie powyżej miliona stopni, wypalają się bardzo szybko.

Ale w tym nawet trendzie są osobliwości. Po pierwsze, szczyt żelaza wyróżnia się ostro. W przyrodzie, także w gwiazdach, żelazo, nikiel i pierwiastki im bliskie są niezwykle obfite w porównaniu z sąsiadami. Faktem jest, że żelazo jest niezwykłym pierwiastkiem chemicznym: jest końcowym produktem reakcji termojądrowych zachodzących w warunkach równowagi, tj. bez żadnych eksplozji. W reakcjach termojądrowych gwiazda syntetyzuje z wodoru coraz cięższe pierwiastki, ale jeśli chodzi o żelazo, wszystko się zatrzymuje. Co więcej, jeśli spróbujemy wytworzyć coś nowego z żelaza w reakcji termojądrowej, dodając do tego neutrony, protony i inne jądra, wówczas nie nastąpi uwolnienie ciepła: kiedy ogień się wypali, nic nie otrzymasz z popiołu. Wręcz przeciwnie, do przeprowadzenia reakcji musiałaby zostać dostarczona energia z zewnątrz, a w normalnych warunkach żadna reakcja z żelazem nie zaszłaby sama. Dlatego w przyrodzie zgromadziło się dużo żelaza.

Kolejną ważną kwestią, na którą należy zwrócić uwagę, jest to, że linia łącząca punkty na wykresie ma kształt zęba piłokształtnego. Dzieje się tak, ponieważ jądra o parzystej liczbie nukleonów (protonów i neutronów) są znacznie bardziej stabilne niż te o nieparzystej liczbie. Ponieważ stabilne jądra łatwiej jest stworzyć niż zniszczyć, zawsze powstaje ich więcej w porównaniu do sąsiadujących pierwiastków o cały rząd wielkości, a nawet o półtora.

W przeciwieństwie do Słońca, kula ziemska i planety podobne do Ziemi zawierają bardzo mało wodoru i helu, ale począwszy od węgla, charakterystyczny jest dla nich także „gwiezdny” rozkład pierwiastków chemicznych. Dlatego każda planeta, nie tylko Ziemia, ma duży żelazny rdzeń.


Niestety widma pokazują nam jedynie skład powierzchni gwiazd. Obserwując światło gwiazdy, nie możemy prawie nic powiedzieć o tym, co się w niej znajduje, a życie wewnętrzne gwiazd o różnych masach jest inne. Transfer energii w gwieździe zachodzi poprzez kilka mechanizmów, głównie promieniowanie i konwekcję. Na przykład w gwiazdach takich jak Słońce, w centralnej części, gdzie zachodzą reakcje termojądrowe, energia przenoszona jest głównie przez promieniowanie, a materia rdzenia nie miesza się z leżącymi nad nimi warstwami. Mieszanie zachodzi na obrzeżach, ale nie dociera do tych wewnętrznych obszarów, w których skład chemiczny stopniowo zmienia się w wyniku reakcji termojądrowych. Te. Produkty reakcji termojądrowej nie są przenoszone na powierzchnię; krąży tu pierwotna substancja, z której kiedyś narodziło się Słońce. W bardziej masywnych gwiazdach mieszanie konwekcyjne zachodzi wewnątrz, ale nie rozprzestrzenia się dalej. Nagromadzone pierwiastki chemiczne również nie mogą przedostać się na powierzchnię gwiazdy.

Wreszcie gwiazdy o małej masie są najbardziej poprawnymi gwiazdami: konwekcja jest głównym mechanizmem wymiany ciepła, a wewnątrz nich następuje całkowite wymieszanie materii. Oznacza to, że wydawałoby się, że to, co powstało w reakcjach termojądrowych w centrum, powinno wypłynąć na ich powierzchnię. Jednak reakcje termojądrowe zachodzą w tych małych gwiazdach bardzo powoli, zużywają one energię bardzo oszczędnie i ewoluują powoli. Ich żywotność jest setki i tysiące razy dłuższa niż gwiazd takich jak Słońce, tj. biliony lat. A w ciągu 14 miliardów lat, które minęły od narodzin Wszechświata, praktycznie nic się nie zmieniło w ich składzie. Są to jeszcze dzieci, wiele z nich jest jeszcze niedojrzałych i nie rozpoczęło jeszcze normalnego cyklu termojądrowego.

Zatem nadal nie wiemy, co znajduje się we wnętrzu gwiazd, jaki jest skład chemiczny materii, nie mamy danych terenowych. Tylko modelowanie może nam coś na ten temat powiedzieć.

Diagram Hertzsprunga – Russella


Pozorną jasność gwiazd mierzy się w odwrotnej logarytmicznej skali wielkości (slajd 43), ale nie jest to interesujące dla fizyka. Ważna jest dla niego całkowita moc promieniowania gwiazdy, której nie możemy po prostu odgadnąć na podstawie fotografii.


Na przykład Alpha Centauri ma niesamowitą jasność wśród innych gwiazd, ale to nie znaczy, że jest najpotężniejsza, nic takiego. To zupełnie zwyczajna gwiazda jak Słońce, tyle że przez przypadek okazała się być znacznie bliżej nas niż inne i dlatego niczym latarnia zalewa swoim światłem otaczający kawałek nieba, chociaż większość gwiazd sąsiadujące z nią na tym zdjęciu są znacznie potężniejsze źródła promieniowania, ale są one położone dalej.

Musimy więc oszacować moc gwiazdy tak dokładnie, jak to możliwe. W tym celu korzystamy z fotometrycznego prawa odwrotności kwadratów: mierząc pozorną jasność gwiazdy (gęstość strumienia światła docierającego do Ziemi) i jej odległość, obliczamy całkowitą moc jej promieniowania w watach. Teraz możemy przedstawić ogólny obraz fizyczny, przedstawiając wszystkie gwiazdy na dwuwymiarowym diagramie (slajd 46), na którego osiach naniesione są dwie wartości wynikające z obserwacji - temperatura powierzchni gwiazdy i względna moc jego promieniowania (astronomowie, biorąc pod uwagę jedynie zasięg optyczny, nazywają tę moc jasnością i mierzoną w jednostkach energii słonecznej). Na początku XX wieku taki obraz po raz pierwszy skonstruowało dwóch astronomów, od których nazwisk nazwano go diagramem Hertzsprunga-Russella.


Słońce, gwiazda o temperaturze około 6000 K i mocy jednostkowej, znajduje się niemal pośrodku tego diagramu. W zakresie zmian obu parametrów gwiazdy są rozmieszczone niemal w sposób ciągły, jednak na płaszczyźnie diagramu nie są one rozproszone losowo, lecz są zgrupowane w zwarte obszary.

Dziś na diagramie Hertzsprunga–Russella wyróżnia się kilka typowych grup, w których skupiają się gwiazdy obserwowane w przyrodzie (slajd 47). Zdecydowana większość gwiazd (90%) leży w wąskim paśmie wzdłuż przekątnej diagramu; grupa ta nazywana jest ciągiem głównym. waha się od słabych, chłodnych gwiazd po gorące i jasne: od części na milion do kilku milionów jasności Słońca. Dla fizyka jest to naturalne: im gorętsza powierzchnia, tym mocniej emituje.


Po obu stronach ciągu głównego znajdują się grupy gwiazd anomalnych. Wiele gwiazd wysokotemperaturowych ma niezwykle niską jasność (setki i tysiące razy mniejszą niż Słońce) ze względu na ich małe rozmiary – nazywamy je białymi karłami ze względu na ich kolor. Inne wyjątkowe gwiazdy, w przeciwległym rogu diagramu, charakteryzują się niższymi temperaturami, ale ogromnymi jasnościami - co oznacza, że ​​są wyraźnie większe pod względem fizycznym, są to olbrzymy.

Gwiazda w trakcie swojej ewolucji może zmieniać swoje położenie na diagramie. Więcej na ten temat w jednym z kolejnych wykładów.

„Analiza spektralna fizyki” - Analiza spektralna Lekcja otwarta. Optotechnicy i inżynierowie oświetlenia potrzebni - dziś, jutro, zawsze! Stacjonarne iskrowe optyczne spektrometry emisyjne „METALSKAN –2500”. Widma takich gwiazd zawierają wiele linii metali i cząsteczek. Analiza spektralna w astrofizyce. Cel lekcji. Główną dziedziną działalności Wooda jest optyka fizyczna.

„Widmo emisyjne” - Lampy fluorescencyjne. Klasyfikacja źródeł światła. Obecnie opracowano tablice widm wszystkich atomów. Przykładem jest szybko rozwijająca się dziedzina chemii fizycznej. Analiza spektralna. Urządzenia takie nazywane są urządzeniami spektralnymi. 4, 6 - hel. 7 - słonecznie. Zamiast linii absorpcyjnych w widmie słonecznym migają linie emisyjne.

„Widmo” - widma emisyjne. Każdy atom emituje zestaw fal elektromagnetycznych o określonych częstotliwościach. Trzy rodzaje: solidny, z podszewką, w paski. Odkrycie helu. Dlatego każdy pierwiastek chemiczny ma swoje własne widmo. W paski. Udoskonalono produkcję soczewek i siatek dyfrakcyjnych. Widma. Postulaty Bohra. Fraunhofer Joseph (1787–1826), niemiecki fizyk.

„Widma i analiza widmowa” - Spectra. Spektrum emisji. Analiza spektralna. Linie absorpcji. Spektroskop. Sprawa kryminalna. Dyspersja. Gazy świecą. Metoda analizy spektralnej. Długość fali. Józefa Fraunhofera. Kolimator. Bunsena Roberta Wilhelma. Analiza spektralna w astronomii.

„Rodzaje widm” – Wodór. 1. Widmo ciągłe. Rodzaje widm: Obserwacja widm ciągłych i liniowych. 4. Widma absorpcyjne. Sód. 3. Widmo pasmowe. Praca laboratoryjna. Analiza spektralna. Urządzenie do określania składu chemicznego stopu metalu. Oznaczanie składu substancji metodą widma. Hel. 2. Widmo liniowe.

Promień światła przechodzący przez szklany pryzmat ulega załamaniu, a po opuszczeniu pryzmatu rozchodzi się w innym kierunku. W tym przypadku promienie o różnych kolorach są załamywane w różny sposób. Z siedmiu kolorów tęczy najbardziej odchylają się fioletowe promienie świetlne, w mniejszym stopniu niebieskie, jeszcze mniej niebieskie, a najmniej zielone, żółte, pomarańczowe i czerwone.

Każde świetliste ciało emituje w przestrzeń promienie o różnych kolorach. Ale ponieważ nakładają się na siebie, dla ludzkiego oka wszystkie łączą się w jeden kolor.

Na przykład Słońce emituje promienie białe, ale jeśli przepuścimy taki promień przez pryzmat i w ten sposób rozłożymy go na części składowe, okaże się, że biały kolor promienia jest złożony: składa się z mieszaniny wszystkich kolorów tęczy. Mieszając te kolory razem, ponownie otrzymamy biel.

W astronomii do badania budowy gwiazd stosuje się tzw widma gwiazd. Widmo to promień jakiegoś źródła światła przechodzący przez pryzmat i rozkładany przez niego na części składowe. Odchodząc trochę, możemy powiedzieć, że zwykła ziemska tęcza to nic innego jak widmo Słońca, ponieważ jej pojawienie się wynika z załamania światła słonecznego w kropelkach wody, które w tym przypadku zachowują się jak pryzmat.

Aby uzyskać widmo w czystszej postaci, naukowcy nie używają prostego szklanego pryzmatu, ale specjalnego urządzenia - spektroskop.

Zasada działania spektroskopu: wiemy, jak „świeci” zupełnie „czysty” (idealny) strumień światła, wiemy też, jakie „interferencje” wprowadzają różne zanieczyszczenia. Porównując widma, możemy zobaczyć temperaturę i skład chemiczny ciała, które wyemitowało analizowany strumień światła

Jeśli oświetlimy szczelinę spektroskopu świecącymi oparami jakiejś substancji, zobaczymy, że widmo tej substancji składa się z kilku kolorowych linii na ciemnym tle. Co więcej, kolory linii dla każdej substancji są zawsze takie same – niezależnie od tego, czy mówimy o Ziemi, czy o Alfa Centauri. Tlen lub wodór zawsze pozostają sobą. W związku z tym, wiedząc, jak każdy ze znanych nam pierwiastków chemicznych wygląda na spektrografie, możemy bardzo dokładnie określić ich obecność w składzie odległych gwiazd, po prostu porównując widmo ich promieniowania z naszym ziemskim „wzorcem”.

Mając listę widm różnych substancji, za każdym razem możemy dokładnie określić, z jaką substancją mamy do czynienia. Wystarczy najmniejsza domieszka jakiejkolwiek substancji w stopie metalu lub skale, a substancja ta ujawni swoją obecność i da się rozpoznać za pomocą barwnego sygnału w widmie.

W wyniku mieszaniny par kilku pierwiastków chemicznych, które nie tworzą związku chemicznego, ich widma nakładają się na siebie. Z takich widm rozpoznajemy skład chemiczny mieszaniny. Jeśli cząsteczki złożonej substancji chemicznej, czyli związku chemicznego, nierozłożonego na atomy, świecą, wówczas ich widmo składa się z szerokich, jasnych pasków na ciemnym tle. Dla każdego związku chemicznego te pasma są zawsze określone i wiemy, jak je rozpoznać.

Tak wygląda widmo naszej „rodzimej” gwiazdy, Słońca

Widmo w postaci paska składającego się ze wszystkich kolorów tęczy wytwarzają substancje stałe, płynne i gorące, na przykład włókno żarówki elektrycznej, roztopione żeliwo i rozżarzony do czerwoności pręt żelazny. To samo widmo jest wytwarzane przez ogromne masy sprężonego gazu, z których składa się Słońce.

Wkrótce po odkryciu ciemnych linii w widmie Słońca niektórzy naukowcy zauważyli to zjawisko: w żółtej części tego widma znajduje się ciemna linia o tej samej długości fali, co jasnożółta linia w widmie rozrzedzonych świecących par sodu. Co to znaczy?

Aby wyjaśnić tę kwestię, naukowcy przeprowadzili eksperyment.

Pobrano gorący kawałek wapna, uzyskując widmo ciągłe bez ciemnych linii. Następnie przed kawałkiem wapna umieszczono płomień palnika gazowego zawierającego opary sodu. Następnie w ciągłym widmie otrzymanym z gorącego wapna, którego światło przeszło przez płomień palnika, w żółtej części pojawiła się ciemna linia. Stało się jasne, że stosunkowo chłodniejsza para sodu pochłaniała lub blokowała promienie o tej samej długości fali, jaką sama para była w stanie emitować.

Empirycznie stwierdzono, że świecące gazy i pary pochłaniają światło o tej samej długości fali, które same są w stanie emitować po wystarczającym ogrzaniu.

Tak więc, podążając za pierwszą tajemnicą - przyczyną zabarwienia płomienia na ten czy inny kolor przez opary pewnych substancji - ujawniono drugą tajemnicę: przyczynę pojawienia się ciemnych linii w widmie słonecznym.

Analiza spektralna w badaniach Słońca

Oczywiście Słońce – gorące ciało emitujące białe światło o ciągłym widmie – jest otoczone warstwą zimniejszych, ale wciąż gorących gazów. Gazy te tworzą powłokę, czyli atmosferę wokół Słońca. A atmosfera ta zawiera pary sodu, które pochłaniają promienie widma słonecznego o tej samej długości fali, jaką jest w stanie emitować sód. Pochłaniając i zatrzymując te promienie, pary sodu powodują, że w świetle Słońca, które przeszło przez jego atmosferę i dotarło do nas, brakuje żółtych promieni o tej długości fali. Dlatego w odpowiednim miejscu żółtej części widma Słońca znajdujemy ciemną linię.

Zatem nie będąc nigdy na Słońcu oddalonym od nas o 150 milionów kilometrów, możemy powiedzieć, że atmosfera słoneczna zawiera sód.

W ten sam sposób, wyznaczając długości fal pozostałych ciemnych linii widocznych w widmie Słońca i porównując je z długościami fal jasnych linii emitowanych przez pary różnych substancji i obserwowanymi w laboratorium, możemy dokładnie określić, jakie są inne pierwiastki chemiczne część atmosfery słonecznej.

Tym samym odkryto, że atmosfera słoneczna zawiera te same pierwiastki chemiczne co na Ziemi: wodór, azot, sód, magnez, glin, wapń, żelazo, a nawet złoto.

Widma gwiazd, których światło można skierować także do spektroskopu, są zbliżone do widma Słońca. A na podstawie ich ciemnych linii możemy określić skład chemiczny atmosfer gwiazd w taki sam sposób, w jaki określiliśmy skład chemiczny atmosfery słonecznej na podstawie ciemnych linii widma Słońca.

W ten sposób naukowcy ustalili, że nawet ilościowy skład chemiczny atmosfer Słońca i gwiazd jest bardzo podobny do ilościowego składu chemicznego skorupy ziemskiej.

Najlżejszy ze wszystkich gazów, ze wszystkich pierwiastków chemicznych – wodór – stanowi w Słońcu 42% masy. Tlen stanowi 23% wagowych. Ta sama ilość stanowi udział wszystkich metali razem wziętych. Węgiel, azot i siarka łącznie stanowią 6% atmosfery słonecznej. A tylko 6% pochodzi ze wszystkich pozostałych elementów łącznie.

Należy wziąć pod uwagę, że atomy wodoru są lżejsze niż wszystkie inne. Dlatego ich liczba znacznie przewyższa liczbę wszystkich innych atomów. Na każde sto atomów w atmosferze słonecznej 90 należy do wodoru.

Średnia gęstość Słońca jest o 40% większa niż gęstość wody, a mimo to zachowuje się pod każdym względem jak gaz doskonały. Gęstość na zewnętrznej widocznej krawędzi Słońca jest w przybliżeniu jedną milionową gęstości wody, podczas gdy gęstość w pobliżu jego środka jest około 50 razy większa od gęstości wody.

Analiza widmowa i temperatura gwiazd

Widma gwiazd są ich paszportami z opisem wszystkich znaków zodiaku, wszystkimi ich właściwościami fizycznymi. Trzeba tylko zrozumieć te paszporty. Wciąż jest wiele rzeczy, których nie będziemy w stanie z nich wydobyć w przyszłości, ale już teraz wiele z nich czytamy.

Z widma gwiazdy możemy poznać jej jasność, a co za tym idzie, odległość do niej, temperaturę, wielkość, skład chemiczny jej atmosfery, prędkość ruchu w przestrzeni, prędkość jej obrotu wokół własnej osi, a nawet czy w pobliżu znajduje się inna niewidzialna gwiazda, wraz z którą krąży wokół wspólnego środka ciężkości.

Analiza spektralna daje także naukowcom możliwość określenia prędkości przemieszczania się opraw w kierunku do nas lub od nas, nawet w przypadkach, gdy tej prędkości i w ogóle ruchu opraw nie da się wykryć w żaden inny sposób.

Jeśli jakieś źródło drgań rozchodzące się w postaci fal porusza się względem nas, to oczywiście zmienia się długość fali odbieranych przez nas wibracji. Im szybciej źródło wibracji zbliża się do nas, tym krótsza staje się jego długość fali. I odwrotnie, im szybciej źródło oscylacji się oddala, tym większa jest długość fali w porównaniu z długością fali, która byłaby postrzegana przez obserwatora nieruchomego względem źródła.

To samo dzieje się ze światłem, gdy źródło światła – ciało niebieskie – zbliża się do nas. Gdy gwiazda się do nas zbliża, długość fali wszystkich linii w jej widmie staje się krótsza. A gdy źródło światła oddala się, długość fali tych samych linii staje się dłuższa. Odpowiednio w pierwszym przypadku linie widma przesunięte są w stronę fioletowego końca widma (czyli w stronę krótkich fal), a w drugim przypadku w kierunku czerwonego końca widma.

W ten sam sposób, badając rozkład jasności w widmie gwiazd, poznaliśmy ich temperaturę.

Gwiazdy są czerwone- najzimniejsze. Nagrzewają się do temperatury 3 tysięcy stopni, czyli w przybliżeniu równej temperaturze płomienia łuku elektrycznego.

Temperatura żółte gwiazdki wynosi 6 tysięcy stopni. Tę samą temperaturę ma powierzchnia naszego Słońca, które również należy do kategorii gwiazd żółtych. Nasza technologia nie jest jeszcze w stanie sztucznie wytworzyć na Ziemi temperatury 6 tysięcy stopni.

Białe gwiazdy jeszcze cieplej. Ich temperatura waha się od 10 do 20 tysięcy stopni.

Wreszcie najgorętsze znane nam gwiazdy to niebieskie gwiazdki, podgrzewany do 30, a w niektórych przypadkach nawet do 100 tysięcy stopni.

We wnętrzach gwiazd temperatura powinna być znacznie wyższa. Nie jesteśmy w stanie tego dokładnie określić, gdyż światło z głębi gwiazd do nas nie dociera: światło obserwowanych gwiazd emitowane jest przez ich powierzchnię. Możemy mówić jedynie o obliczeniach naukowych, że temperatura wewnątrz Słońca i gwiazd wynosi około 20 milionów stopni.

Pomimo gorąca gwiazd, tylko niewielka część emitowanego przez nie ciepła dociera do nas – gwiazdy są bardzo daleko od nas. Najwięcej ciepła dociera do nas od jasnej czerwonej gwiazdy Betelgezy w konstelacji Oriona: mniej niż jedna dziesiąta miliardowej części małej kalorii 1 na centymetr kwadratowy na minutę.

Innymi słowy, zbierając to ciepło za pomocą 2,5-metrowego zwierciadła wklęsłego, w ciągu roku moglibyśmy ogrzać naparstek wody zaledwie o dwa stopnie!

Przez kilka dziesięcioleci nie doceniano prawdziwego znaczenia odkryć Fraunhofera. Wreszcie około 1860 roku Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) i Gustav Robert Kirchhoff wykazali znaczenie linii widmowych w analizie chemicznej. Kirchhoff studiował w Królewcu i już w bardzo młodym wieku, w wieku 26 lat, otrzymał stanowisko profesora na Uniwersytecie Wrocławskim (obecnie Wrocław). Tam poznał Bunsena i zostali przyjaciółmi. Kiedy Bunsen przeprowadził się do Heidelbergu, udało mu się znaleźć tam również miejsce dla Kirchhoffa. W 1871 roku Kirchhoff został profesorem fizyki teoretycznej w Berlinie. Mówi się, że Kirchhoff raczej usypiał studentów, niż zachwycał ich swoimi wykładami, ale wśród jego uczniów byli Heinrich Hertz i Max Planck, którzy zostali wielkimi fizykami.

Przez długi czas Kirchhoff we współpracy z Bunsenem prowadził swoje udane badania. Bunsen zaczął analizować skład chemiczny próbek na podstawie koloru, jaki nadawały bezbarwnemu ogniu jego słynnej palnika. Kirchhoff zdecydował, że lepiej będzie użyć spektroskopu, aby dokładniej zmierzyć długość fali (kolor). Kiedy to osiągnięto, zidentyfikowano wszystkie linie Fraunhofera.
Okazało się, że charakterystyczny kolor płomienia wynika z jasnych linii widmowych o różnych długościach fal dla różnych pierwiastków. Każdy pierwiastek ma swoją charakterystyczną sygnaturę w postaci linii widmowych, które pojawiają się, gdy próbka zostanie podgrzana do takiej temperatury, że zamienia się w gorący gaz. Z linii widmowych można określić skład chemiczny badanej próbki. W liście z 1859 roku Bunsen napisał: „Wspólnie z Kirchhoffem prowadzimy obecnie badania, które nie pozwalają nam zasnąć. Kirchhoff dokonał zupełnie nieoczekiwanego odkrycia. Znalazł przyczynę pojawienia się ciemnych linii w widmie Słońca i jest w stanie odtworzyć te linie... w ciągłym widmie płomienia w tych samych miejscach co linie Fraunhofera.To otwiera drogę do ustalenia skład chemiczny Słońca i gwiazd stałych...,”.
W rzeczywistości już w 1849 roku Jean Foucault (1819-1868) w Paryżu odkrył zbieżność laboratoryjnych linii widmowych z liniami w widmie Słońca. Ale z jakiegoś powodu jego odkrycie zostało zapomniane. Nie wiedząc nic o pracy Foucaulta, Bunsen i Kirchhoff powtórzyli i udoskonalili jego eksperymenty.

Kirchhoff podsumował swoje wyniki w postaci tzw. praw Kirchhoffa.

  • Pierwsze prawo Kirchhoffa: Gorący, gęsty gaz i ciała stałe emitują widmo ciągłe. Widmo nazywa się ciągłym, jeśli zawiera wszystkie kolory tęczy i dlatego nie ma ciemnych linii.
  • II prawo Kirchhoffa: Rzadkie (o niskiej gęstości

gazy) emitują widmo składające się z jasnych linii. Czy są jasne?
promieniowanie o określonej długości fali nazywane jest również emisją
moje linie.
Jak już wspomniano, widmo z liniami emisyjnymi pochodzi od gorącego, rozrzedzonego gazu w płomieniu palnika Bunsena, obserwowanego na ciemnym tle. Jeśli jednak umieścisz źródło światła za palnikiem i wyślesz intensywną wiązkę światła przez gaz tego płomienia, to możesz założyć, że światło palnika i światło pochodzące ze źródła za palnikiem będą się sumować. Jeżeli światło wychodzące z palnika ma widmo ciągłe, to możemy spodziewać się, że jasne linie płomienia palnika będą nakładać się na widmo ciągłe. Ale Kirchhoff tego nie widział. Zamiast tego zobaczył ciągłe widmo z ciemnymi liniami w miejscach, w których powinny znajdować się linie emisyjne. I zapisał to w swoim trzecim prawie.

  • III prawo Kirchhoffa: Kiedy widmo ciągłe przechodzi przez rozrzedzony gaz, w widmie pojawiają się ciemne linie.

Ciemne linie nazywane są liniami absorpcyjnymi lub liniami absorpcyjnymi. W widmie Słońca promieniowanie ciągłe pochodzi z niższych, stosunkowo gorących (ok. 5500°C) i gęstych warstw powierzchni Słońca. W drodze do góry światło przechodzi przez chłodniejsze, cieńsze warstwy atmosfery słonecznej, co powoduje powstanie ciemnych linii Fraunhofera.
Analiza spektralna umożliwiła zbadanie składu chemicznego Słońca, a nawet gwiazd. Na przykład dwie sąsiadujące ze sobą ciemne linie widmowe „E” w widmie Słońca są widoczne jako jasne linie w widmie gorącego gazowego sodu. Na tej podstawie Kirchhoff i Bunsen doszli do wniosku, że w Słońcu znajduje się dużo gazowego sodu. Ponadto w widmie słonecznym odkryli oznaki żelaza, magnezu, wapnia, chromu, miedzi, cynku, baru i niklu. Pod koniec stulecia odkryto wodór, węgiel, krzem i nieznany pierwiastek, który nazwano helem, od greckiej nazwy Słońca. W 1895 roku odkryto na Ziemi hel. Wodór ma najprostsze widmo ze wszystkich pierwiastków. Jego linie widmowe tworzą tak prosty i harmonijny szereg, że nauczyciel na Uniwersytecie w Bazylei (Szwajcaria) Johann Jakob Balmer (1825-1898) wymyślił prosty wzór na określenie ich długości fal. Ten szereg linii widmowych wodoru nazywany jest liniami Balmera.
Nie da się jednak określić liczebności pierwiastków w Słońcu wyłącznie na podstawie intensywności linii widmowych każdego pierwiastka. Korzystając ze skomplikowanych obliczeń uwzględniających temperaturę, odkryto, że pierwiastkiem występującym najczęściej w Słońcu jest wodór (choć jego linie widmowe nie są zbyt intensywne), a na drugim miejscu znajduje się hel. Udział wszystkich pozostałych pierwiastków wynosi niecałe 2% (tabela, która pokazuje także liczebność najpowszechniejszych pierwiastków na Ziemi i w organizmie człowieka).


Współczesna analiza chemiczna pokazuje, że pozostałe gwiazdy nie różnią się zbytnio od Słońca. Mianowicie wodór jest najpowszechniejszym pierwiastkiem; jego udział wynosi około 72% masy gwiazdy. Udział helu wynosi około 26%, a pozostałych pierwiastków nie przekracza 2%. Jednakże liczebność tych konkretnych ciężkich pierwiastków na powierzchni gwiazd znacznie się różni w zależności od gwiazdy.