§ 3. СОЛНЕЧНЫЙ СПЕКТР. ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ СОЛНЦА
Солнечный спектр является типичным представителем так называемого фраунгоферова спектра: на фоне непрерывного спектра имеется множество темных спектральных линий — фраунгоферовых линий различной интенсивности (рис. 13). Интенсивность линий поглощения может оцениваться либо по остаточной интенсивности 
в центре ее, либо по эквивалентной ширине (КПА 419), выражающей в единицах интенсивности непрерывного спектра полное количество энергии, поглощенной в линии.
Еще в прошлом столетии Роуленд составил превосходный атлас солнечного спектра и каталог спектральных линий, содержащихся в нем, от ближнего инфракрасного участка спектра до границы пропускания света земной атмосферой в ультрафиолетовом участке спектра около 0,3 мкм.
В нашем столетии эта работа была повторена и расширена, так что к пятидесятым годам имелось детальное описание спектра Солнца для длин волн от 0,3 до 25 мкм, включающее полный фотометрический разрез солнечного спектра. Количество линий, зарегистрированных в этих обозрениях, составляет около 30 тысяч. Довольно значительное их число (особенно в инфракрасной области) — теллурические, т. е. они образуются в спектре при поглощении солнечного излучения молекулами земной атмосферы.
Рис. 13. Солнечный спектр в оптическом диапазоне. У наиболее сильных линий указаны их обозначения по Фраунгоферу и принадлежность химическим элементам. Числа обозначают длины волн в ангстремах
Они легко обнаруживаются, так как заметно усиливаются при низком положении Солнца над горизонтом (рис. 14). Другой способ обнаружения теллурических линий — отсутствие у них доплеровского смещения, которое у солнечных линий проявляется при наблюдении вращения Солнца (см. с. 18—19).
За последние 20—25 лет специально сконструированные спектрографы были подняты геофизическими ракетами на значительную высоту (до 250 км), много выше поглощающего ультрафиолетовое излучение слоя озона и плотных слоев земной атмосферы, азот и кислород которой сильно поглощают далекую ультрафиолетовую радиацию Солнна (с длиной волны меньше 2000 А и особенно меньше 1000 А).
Рис. 14. Теллурические линии. Показана одна и та же область солнечного спектра (в окрестностях линий 
) при высоте Солнца над горизонтом 7° и 0° (в конце экспозиции Солнце было над горизонтом только благодаря рефракции). На второй (нижней) спектрограмме имеется множество сильных линий водяного пара, незаметных или слабых на первой спектрограмме. Спектрограммы получены экспедицией Энгельгардтовской обсерватории
Рис. 15. Далекий ультрафиолетовый спектр Солнца. Спектрограмма получена при полете ракеты 13 марта 1959 г. на высоте около 200 км. Внизу каждой полосы указаны длины волн, вверху — отождествление сфотографированных эмиссионных спектральных линий. Многие из них являются резонансными линиями элементов в высокой стадии ионизации: 
. Непрерывный спектр очень ослаблен у 
. Он несколько усиливается у 
. Это — граница лаймановской серии. Темная полоса в середине спектра получилась из-за пылинок на щели спектрографа. Спектрограф дифракционный
При помощи фотографий и фотоэлектрической записи получены спектры Солнца от 2950 до 2000 А с разрешающей силой до 0,03 А и еще дальше в коротковолновую сторону до 84 А и меньше. Начиная с А, 1680 А, непрерывный спектр Солнца в сторону коротких волн становится чрезвычайно слабым, фраунгоферов спектр пропадает и спектр Солнца сводится к большому числу эмиссионных линий, иногда весьма интенсивных на очень слабом фоне (рис. 15).
