Солнечная система. Солнце

Солнце – ближайшая к нам звезда. Расстояние до него по астрономическим меркам невелико: лишь 8 минут идет свет от Солнца до Земли. Но как повезло нам, жителям Земли!

Часть 2. Спектр и химический состав Солнца

Теперь давайте поговорим о Солнце как о звезде. Простому обывателю кажется, что Солнце это нечто такое… огромное… самое большое тело во всей вселенной, но это отнюдь не так. Солнце в семействе звезд занимает место карлика. Если говорить точнее наше дневное светило – желтый карлик спектрального класса G2. Думаю здесь уместно рассказать, что такое спектр, какие спектральные классы звезд существуют и что это такое.

Вы видели радугу? Конечно же, видели. В кристалликах льда белый свет преломляется и разделяется на семь цветов. Видимый белый свет, пропустив через трехгранную призму, можно так же разделить на семь цветов (красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый). Почему же это происходит? Дело в том, что свет распространяется в виде электромагнитных волн. У каждого цвета частота λ (расстояние от гребня волны до гребня волны (рис. слева)) различна и колеблется от 0,4 мкм у красного цвета до 0,7 мкм у фиолетового. Это в той части спектра, которую способен видеть человеческий глаз. За красным цветом находится инфракрасные лучи, и радио волны, за фиолетовым ультрафиолетовые лучи, за ультрафиолетом идет рентгеновская часть спектра, дальше идут гамма-лучи.

Сплошной (непрерывный) спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела и плотные массы газа значительной протяженности. Линейчатый спектр испускания излучения дают пары и разряженные газы при сильном нагревании. Каждый газ излучает свет определенной длины волны и дает линейчатый спектр характерный только для данного элемента. Однако, изменение состояния газа или условий его свечения отражаются в спектре. Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, если за ними находится источник света дающий непрерывный спектр (например, звезда) В этом случае на фоне непрерывного спектра наблюдаются темные полосы поглощения, расположенные в тех местах, где должны находиться линии излучения какого либо газа. Вы должны были заметить, что звезды различны по цветам. Цвет звезды тесно связан с ее температурой. У холодных звезд цвет красный. С повышением температуры цвет переходит в оранжевый, желтый, голубой, белый. К тому же наличие металлов увеличивается с уменьшением температуры звезды. Таким образом, по спектру можно определить температуру звезды, ее химический состав. Звезды делятся на восемь основных спектральных классов:

Класс О. Температура фотосферы (см. ниже) звезд данного класса порядка 50 000 – 25 000 К (шкала кельвина имеет абсолютный ноль равный – 273,15°С). Для этого класса характерны линии однократно ионизированного гелия, дважды ионизированного калия. Металлов нет. Непрерывный фон распространяется далеко в ультрафиолетовую область (Звезды с яркими линиями в спектре носят название Вольфа – Райе)
Класс B. Температура порядка25 000 – 15 000 К. Выражены линии гелия в спектре. Линии водорода слабые.
Класс А. Температура 11 000 – 8 500 К. Линии водорода в этом классе достигают наибольшей интенсивности. Линии металлов слабые.
Класс F. Температура порядка 8 000 – 6 500 К. В спектре усиливаются линии металлов. Появляется линия углерода.
Класс G. Температуру этого класса 6 500 – 5 500 К. В спектре наблюдается полное развитие линий металлов. Наиболее интенсивны линии кальция.
Класс К. 5 500 – 4 000 К. Спектр, несмотря на то, что линии кальция все еще сильно выражены, определяется линиями металлов. Линии углерода интенсивны. Фиолетовая область спектра слабее красной. От класса К существует ответвление – класс RNC. К этому классу относятся холодные звезды температура фотосферы, которых порядка 3 00 К. Для их спектров характерны полосы поглощения молекул углерода, циана, окиси титана.
Класс М. Температура звезд этого класса лежит в пределах 4 000 – 2 500 К. Линии металлов заметны, но довольно слабые. Интенсивны линии поглощения окиси титана и других молекулярных соединений. Очень слабый фиолетовый конец видимого спектра.

Внутри каждого спектрального класса существует деление на подклассы. Всего в каждом классе 10 подклассов, обозначаемых цифрами от0 до 9. Так же могут быть дополнительные буквенные обозначения такие как e – эмиссионный спектр, р – пекулярный или неправильный, особый. В видимой области Солнечного излучения распространяется непрерывный спектр. На нем заметно несколько тысяч темных линий поглощения(именуемых фраунгоферовыми линиями по имени известного физика, впервые описавшего их) Наибольшей интенсивность непрерывный спектр достигает в сине-зеленой части спектра у длины волны 4 300 – 5 000 А.В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает. Солнечный спектр далеко простирается в невидимую коротковолновую и длинноволновую области спектра. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра солнца показали, что до длин волн около 2000А характер солнечного спектра такой же как и в видимой области, однако в более коротковолновой области он резко меняется; интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а темные фраунгоферовы линии сменяются на яркие эмиссионными. Инфракрасная область спектра до 15 микрон частично поглощается при прохождении через атмосферу земли. Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду, углекислому газу. С земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн более 15 микрон, поглощение становиться полным, вследствие чего наблюдение областей доступно только на больших высотах или внеатмосферными методами. Поглощение спектра солнца земной атмосферой продолжает оставаться значительным вплоть до области радиоволн длиной около 1 сантиметра. Для волн данной длинны атмосфера нашей планеты становиться прозрачной. При этом обнаруживается интересная особенность. Интенсивность изучения в этой области значительно больше, чем должна быть у тела с температурой порядка 6 000 К. Возникновение фраунгоферовых линий связанно с тем, что излучение в некоторых участках непрерывного спектра поглощается расположенными выше слоями. Если остановиться на этом вопросе более подробно, то механизм таков. За счет поглощения энергии происходит фотоэлектрическое возбуждение атомов, за которым следует спонтанное излучение. Такое переизлучения поглощенной энергии называется атомным рассеянием. Этот процесс является наиболее важным в образовании фраунгоферовых линий. Энергия, поступившая снизу, рассеивается (переизлучается) атомом во всех направлениях. То есть получается что излучение идеен не прямо на приемник которым мы пользуемся, при рассеивании лишь какая -то часть попадет на приемник. Как следствие этого мы имеем области с меньшим потоком излучения, по сравнению с общим фоном. Само собой разумеется, что эти области находятся в спектре на местах соответствующих атомам того или иного элемента.

Теперь мы можем перейти к изучению химического состава Солнца. Судя по спектральному классу, температура фотосферы Солнца около 6 000 К. В составе преобладает водород, второе место занимает гелий. Имеются в составе металлы. Преобладающим элементом в составе солнца является водород (около 70% от общей массы). Второе место занимает гелий(около 29% от общей массы) на остальные элементы приходиться порядка 1% (рис. слева)

Авторство. Если возникнут вопросы по теме данной статьи, пишите: 660118, Красноярск, ул. Мате-Залка, 6-250, Булдакову Сергею. E-mail: astro@ktk.ru © Булдаков Сергей Вячеславович астроном-любитель г. Красноярск. Написано: 02.12.1999. Редактировано и дополнено 25.11.2004.