Дневная звезда. Рассказ о нашем Солнце

Хорошо известно, что радуга возникает в результате взаимодействия солнечного света с дождевыми капельками. Научный анализ солнечных радуг начался с Исаака Ньютона, который в 1665 г. разложил свет в цветной спектр при помощи призмы, поставленной на пути узкого светового пучка. Он производил оптический опыт, не ставя перед собой каких-либо астрономических задач. Ньютон обнаружил наличие цветного спектра и тем самым положил начало солнечной спектроскопии. Впервые темные линии в солнечном спектре зарегистрировал в 1802 г. Волластон. Это подтолкнуло других астрономов на спектральные исследования; самым выдающимся был Фраунгофер.

Фраунгофер в процессе детального исследования ввел для основных темных линий в интервале от красной до сине-фиолетовой части спектра буквенные обозначения, тем самым впервые введя некоторую систему в изучение спектра. До сих пор для некоторых линий используются его буквенные обозначения (например, D-линия натрия). Линии поглощения оказались очень полезными для физиков, когда Кирхгоф и Бунзен (тот самый, кто изобрел бунзеновскую горелку) стали сопоставлять структуру линий поглощения с яркими эмиссионными линейчатыми спектрами атомов горячих газов, полученными в лаборатории. Тем самым они начали систематическое изучение атомной физики. Они первыми приступили к выяснению состава внешних слоев солнечной атмосферы.

Темные линии возникают из-за поглощения атомами света. Когда «чистый» свет фотосферы встречается с холодными атомами, последние поглощают излучение на вполне определенных длинах волн, в точности соответствующих тем энергиям, которые необходимы для перевода электрона атома из одного энергетического состояния в другое. Когда электрон возвращается обратно, он снова излучает такую же энергию, но уже в совершенно случайном направлении. Поэтому вдоль определенного направления на длинах волн, соответствующих данным атомным переходам, яркость излучения уменьшится. Каждый элемент имеет свою характерную совокупность линий поглощения, поскольку уровни энергии электронов у каждого элемента разные. Поэтому атомный спектр каждого элемента уникален, и это дает возможность определить, присутствует ли данный элемент во внешних слоях звезды.

На Солнце большая часть поглощения в спектре создается в слое толщиной 500 км. Этот слой неоднороден. Хотя в его самых нижних слоях уже имеет место небольшое поглощение, но в то же время еще продолжается процесс фотосферной эмиссии. Постепенно положение меняется, поскольку с ростом высоты температура уменьшается. Вблизи верхней границы слоя имеет место только поглощение.

Спектроскопические исследования позволили астрономам выяснить состав, структуру и поле скоростей атмосферы Солнца. Состав атмосферы был определен путем сопоставления совокупности линий в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Около шестидесяти из девяноста двух встречающихся в природе элементов определенно обнаружены в атмосфере Солнца. На основании химического анализа метеоритов можно предположить, что в ней присутствуют еще двадцать элементов. Однако их присутствие не приводит к появлению обнаружимых линий либо потому, что содержание этих элементов весьма незначительно, либо их атомная структура такова, что при солнечной температуре не возникают подходящие переходы. Среди отсутствующих элементов периодической таблицы имеется группа связанных между собой элементов, известных как актиниды. Эти чрезвычайно радиоактивные элементы (полоний, астатин, радон, франсий, актиний и протоактиний) возникают при радиоактивном распаде более долгоживущих элементов урана и тория. Поэтому их отсутствие не удивительно. Некоторые элементы обнаружены не в атомной, а в молекулярной форме. Так, присутствие элемента фтора определяется из молекулярных переходов фтористого магния и фтористого стронция.