Sluneční spektrum
Z Wikina
Obsah |
Spektrum slunečního světla
Spektrum slunečního světla, na něž je citlivé lidské oko. Jeho hrubým obrazem je duha, která vzniká rozkladem slunečního světla v kapkách vody. Je to spojité spektrum fotosféry přerušované velkým počtem absorpčních čar. Nazývá se též Fraunhoferovo spektrum podle bavorského optika Josepha Fraunhofera (1787–1823). Fraunhofer objevil, zkoumal a označil nejvýraznější čáry ve slunečním spektru velkými písmeny A až I. Toto označení se užívá dodnes. Vedle výrazných čar zjistil slabé čáry, kterých napočetl celkem 574. Dnes je celkový počet čar nalezených ve slunečním spektru asi 26 000. Absorpčním čarám, které přerušují spojitý pás slunečního spektra, se říká Fraunhoferovy čáry. Nejvýraznější jsou čáry H a K ionizovaného vápníku, čáry Balmerovy série vodíku Halfa az Hrecke pismeno, sodíkový dublet čar D1 a D2, triplet hořčíku u vlnových délek 5167,3 Å, 5172,7 Å a 5183,6 Å. Nejpočetnější jsou čáry železa, kterých je několik tisíc. Při zatmění Slunce lze snímat spektrum chromosféry (bleskové spektrum). Spektrum koróny ve viditelném světle se skládá ze tří částí:
- spojitého spektra fotosféry rozptýlené na volných elektronech (ale bez absorpčních čar, které jsou vysokou rychlostí rozmazány);
- čárového spektra zakázaných čar vysoce ionizovaného železa a vápníku;
- Fraunhoferova spektra fotosféry rozptýlené a odražené na pevných částicích meziplanetární hmoty.
Spektrum slunečního elektromagnetického záření
Spektrum slunečního elektromagnetického záření, které sahá od gama-záření až k rádiovému záření a jehož energeticky nejdůležitější částí je světelné spektrum, v němž dosahuje největších intenzit. Zatímco světelná a infračervená část slunečního spektra kolísá jen nepatrně se sluneční činností, krátkovlnnou (dalekou ultrafialovou, rentgenovou a gama) a dlouhovlnnou (mikrovlnnou a rádiovou) část sluneční činnost silně ovlivňuje. Rozložení intenzity ve světle a v infračervené oblasti spektra odpovídá černému tělesu o teplotě kolem 6000 K, s maximální intenzitou kolem 5000 Å. V nejkratších a nejdelších vlnových délkách odpovídá spektrum teplotě kolem 2 mil. K – což je teplota koróny. Rentgenové a rádiové záření pochází především z aktivních oblastí, proto Slunce září v těchto oborech nejvíce v době maxima sluneční činnosti. V měkkém rentgenovém záření a v dalekém ultrafialovém záření intenzita ve spektru neodpovídá žádné z uvedených teplot. Záření pochází z přechodné vrstvy mezi chromosférou a korónou. V ultrafialové části slunečního spektra jsou velmi intenzivní čáry jednou ionizovaného hořčíku u vlnových délek 2795,4 Å a 2802,3 Å, čára neutrálního hořčíku u 2851,6 Å a ještě u kratších vlnových délek je Lymanova série vodíku. Ke kratším vlnovým délkám v ultrafialové oblasti přecházejí absorpční čáry v emisní. V infračerveném oboru leží Paschenova vodíková série. Celkový počet čar přesahuje několik tisíc.
Spektrografy a dalekohledy umístěné na družicích dovolují trvale sledovat Slunce ve spektrálních oblastech nedostupných pozemským observatořím.
