Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Słońce  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Parametry fizyczne i budowa
- Jądro
- Otoczka
- Atmosfera
- Promieniowanie
- Aktywność
- Przyszłość
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Promieniowanie Słońca
 
[ 1 ]    [ 2 ]    [ 3 ]

Słońce emituje promieniowanie we wszystkich zakresach fal elektromagnetycznych. Najwięcej, bo 49% energii wysyłane jest w dziedzinie widzialnej i bliskiej podczerwieni. Fale o długości większej od 800 nanometrów (nm) unoszą 44% słonecznej energii. W bliskim nadfiolecie (120-300 nm) emitowane jest 7% energii słonecznej, a promieniowanie rentgenowskie i w dalekim nadfiolecie nie przekracza 0,001% całkowitej energii.
Słońce pozostaje również źródłem fal radiowych o długości większej od 1 mm, jakkolwiek energia tego promieniowania jest zaniedbywalnie mała (rzędu 10-10%).

Z każdą warstwą atmosfery Słońca wiążę się charakterystyczny dla niej, dominujący zakres emitowanych fal. Fotosfera jest głównym źródłem promieniowania widzialnego i podczerwonego, chromosfera - nadfioletowego i radiowego, korona zaś, obok dwóch ostatnich, dodatkowo promieniuje rentgenowsko.

...powiększenie  >>>
Widmo promieniowania Słońca przypomina rozkład ciała doskonale czarnego o temperaturze 5800 K. Największe natężenie promieniowania (maksimum rozkładu) przypada dla fali 500 nanometrów, co odpowiada barwie zielonożółtej. Na ciągły rozkład promieniowania (widmo ciągłe) nakładają się ciemne prążki, które tworzą widmo absorpcyjne (prążki Fraunhofera).

Globalny rozkład energii promieniowania Słońca przypomina widmo ciała doskonale czarnego o temperaturze około 5800 K. Jest to widmo ciągłe, na które nakłada się widmo liniowe (prążki Fraunhofera).

Widmo ciągłe (kontinuum) promieniowania niesie głównie informację o temperaturze świecącego obszaru. Dzięki temu ujawnia się niejednorodność fotosfery w świetle widzialnym - granulacja, chłodne plamy i pory, czy też gorąca sieć fotosferyczna. W świetle białym uwidacznia się także zjawisko pociemnienia brzegowego: środek tarczy jest jaśniejszy od brzegu o około 40%. Wynika to ze skończonej, choć małej, grubości fotosfery. Patrząc na środek tarczy, widzimy głębsze warstwy gazu niż na brzegu, gdyż prowadząc obserwacje fotosfery pod większym kątem, sięgamy do płytszych warstw, o niższej temperaturze. Głębokość warstw, które możemy obserwować, zależy od nieprzezroczystości materii, a ta jest funkcją długości fali.

...powiększenie  >>>
Tarcza Słońca (fotosfera) w świetle białym. Widoczne są duże grupy plam słonecznych - oznaka obecności powierzchniowych pól magnetycznych. Ciemniejszy brzeg tarczy jest skutkiem pociemnienia brzegowego: atmosfera Słońca, obserwowana pod dużym kątem, świeci mniej intensywnie, do 40% słabiej niż centralne części tarczy. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

W fotosferze Słońca dominującym źródłem nieprzezroczystości w widmie ciągłym jest ujemny jon wodorowy (H-; atom wodoru z dodatkowym elektronem), który wprawdzie nie występuje bardzo obficie, ale charakteryzuje się bardzo dużym przekrojem czynnym w reakcjach z fotonami. Nieprzezroczystość wywołana H- słabo zależy od długości fali w zakresie optycznym - zmienia się nie więcej niż dwukrotnie. Minimum pochłaniania przez H- odpowiada długości fali 1600 nm (w podczerwieni). W tym zakresie fal widzimy nieco gorętsze warstwy fotosfery, leżące 100-120 km głębiej niż fotosfera w zakresie optycznym.

W nadfioletowej części widma ciągłego promieniowania słonecznego można zaobserwować pojaśnienie brzegowe. Ze względu na wzrost nieprzezroczystości w tej części widma większość promieniowania emitowana jest nie przez fotosferę, lecz przez dolne warstwy chromosfery, w której temperatura rośnie z wysokością. Obserwując zatem tarczę Słońca bliżej brzegu, gdzie widoczne są coraz wyższe warstwy, zauważymy wzrost natężenia promieniowania. Efekt pociemnienia i pojaśnienia brzegowego w różnych długościach fal jest wykorzystywany przy konstruowaniu empirycznych modeli atmosfery Słońca, w których przebieg temperatury z wysokością określa się poprzez porównanie natężenia promieniowania w różnych częściach tarczy słonecznej.

...powiększenie  >>>
Fragment widma liniowego Słońca na rysunku opublikowanym w 1863 r. przez G. r. Kirchhoffa. Widać m.in. identyfikację tzw. linii D Fraunhofera (u góry po lewej) z liniami sodu (Na; u dołu z lewej).

Widmo liniowe promieniowania jest znacznie bogatszym źródłem informacji o warunkach fizycznych panujących w świecącym gazie. Linie widmowe pozwalają określić nie tylko temperaturę, ale i gęstość obszaru, w którym powstają, jak również prędkość gazu (o ile znajduje się on w ruchu). Ponadto obecność linii widmowej świadczy o istnieniu atomów danego pierwiastka w atmosferze, a natężenie linii - o jego obfitości. Widmo linii absorpcyjnych powstaje w górnych warstwach fotosfery. Jego szczegółowa analiza pozwala określić skład chemiczny gazu oraz temperaturę i gęstość, które decydują o stanie wzbudzenia atomów. Dzięki efektowi Dopplera możliwe są także pomiary pola prędkości materii w fotosferze, zarówno związanego z procesami konwekcyjnymi, jak i z oscylacjami. Zjawisko Zeemana pozwala badać natężenie i rozkład pola magnetycznego na Słońcu.

[ 1 ]    [ 2 ]    [ 3 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach