Promieniowanie Słońca
 
[ 1 ]    [ 2 ]    [ 3 ]

>>> Tarcza Słońca w czerwonej linii wodorowej H, powstającej w chromosferze. Ciemne włókna na tarczy odpowiadają protuberancjom - zagęszczeniom gazu koronalnego, utrzymywanego wysoko w atmosferze przez pętle pola magnetycznego. Ten stosunkowo chłodny gaz pochłania promieniowanie w linii H i dlatego włókna świecą mniej intensywnie niż chromosfera. W centrum tarczy jest widoczna duża i też chłodna plama słoneczna, otoczona jasnym obszarem aktywnym. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

>>> Gwałtowny wzrost temperatury wraz z wysokością w warstwie przejściowej powoduje, że atomy tworzące atmosferę Słońca tracą coraz więcej elektronów - gaz staje się silnie zjonizowany. Poszczególne jony mogą istnieć w stosunkowo niewielkim zakresie temperatury, a więc w wąskim przedziale odległości od powierzchni Słońca. Rysunek przedstawia średnią temperaturę i odpowiadającą jej wysokość, na której obfitość atomów o danym stopniu jonizacji jest największa. (Stopień jonizacji pierwiastków oznaczamy cyframi rzymskimi, np. He I oznacza hel neutralny, He II - jednokrotnie zjonizowany itd.). Poszczególne jony są odpowiedzialne za powstawanie charakterystycznych linii widmowych. Obserwując Słońce w długości fali, która odpowiada takiej linii, widzimy warstwę o dokładnie określonej temperaturze i wysokości. Umożliwia to bardzo szczegółowe badanie struktury obszaru przejściowego i korony.

>>> Chromosfera Słońca w linii wapnia Ca II K (powstającej w chromosferze) podczas minimum aktywności charakteryzuje się stosunkowo jednorodnym rozkładem jasności. Kilka intensywniej świecących obszarów to miejsca, w których pojawia się pole magnetyczne, ogrzewające chromosferę. Ruch supergranulacji spycha pole magnetyczne ku brzegom komórek. W ten sposób uwidacznia się jasna sieć chromosferyczna. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

>>> Korona słoneczna w świetle białym. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

Obserwacje prowadzone w bardzo wąskich zakresach długości fali, odpowiadających szczególnie silnym liniom, ujawniają niejednorodną i skomplikowaną strukturę gazu w atmosferze Słońca. Takie monochromatyczne obrazy różnią się między sobą, ukazując różne warstwy atmosfery, w których powstają poszczególne linie. Centrum linii wodorowej H powstaje w dolnej części chromosfery. Słońce widziane w tej długości fali ma strukturę włóknistą, silnie związaną z obecnością i kształtem pola magnetycznego. Jaśniejsze i ciemniejsze obszary wskazują gorący i chłodny gaz w chromosferze. W linii H najwyraźniej widoczne są gorące strugi gazu w spikulach, w których koncentruje się prawie cała emisja chromosfery, dlatego warstwa ta widoczna jest na brzegu w postaci postrzępionej, czerwonej otoczki. Protuberancje w koronie, tworzone przez chłodniejszy gaz o gęstości większej niż w sąsiedztwie, widoczne są w postaci ciemnych włókien na tle jasnej tarczy Słońca, natomiast na jego brzegu świecą intensywnie czerwonym światłem linii H.

Linie jednokrotnie zjonizowanego wapnia (Ca II H i K) w nadfioletowej części widma (ok. 400 nm) powstają w nieco wyższych warstwach chromosfery niż H i stanowią bardzo czuły wskaźnik wzrostu temperatury w tym obszarze. W stosunkowo chłodnej fotosferze są to silne linie absorpcyjne, lecz w dużo gorętszych warstwach chromosfery atomy Ca II nie pochłaniają, lecz emitują fotony - linie stają się liniami emisyjnymi. W wyniku tego powstaje linia absorpcyjna, w której centrum pojawia się emisja, o tym większym natężeniu, im gwałtowniejszy jest wzrost temperatury w obszarze powstawania linii. Słońce obserwowane w liniach Ca II ukazuje wyraźnie te obszary, w których występuje intensywniejsze pole magnetyczne, sprzyjające wydajniejszemu ogrzewaniu gazu chromosferycznego. Podobnie zachowują się linie jednokrotnie zjonizowanego magnezu (Mg II h i k; długość fali ok. 280 nm), które mogą być obserwowane tylko spoza atmosfery. Te charakterystyczne linie wapnia i magnezu noszą nazwę linii chromosferycznych, a wartość strumienia energii emitowanego w centrum linii jest najczęściej używaną miarą aktywności magnetycznej nie tylko różnych obszarów na powierzchni Słońca, lecz także aktywności innych gwiazd. Linia wodoru serii Lymana, Ly (długość fali 121,6 nm), jest linią emisyjną, która powstaje w najwyższych warstwach chromosfery w temperaturze prawie 20 000 K i - jak linie wapnia i magnezu - świeci intensywniej w obszarach pola magnetycznego. Obrazy Słońca w linii Ly (tak jak w liniach magnezu) są otrzymywane dzięki obserwacjom prowadzonym spoza ziemskiej atmosfery, gdyż nadfiolet jest przez nią silnie pochłaniany.

[ 1 ]    [ 2 ]    [ 3 ]