ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ СОЛНЦА. КАЧЕСТВЕННЫЙ АНАЛИЗ

Наличие спектральных линий в спектре Солнца позволяет определить его химический состав. Проще всего определяется качественный состав на основании совпадения длин волн солнечных линий с длинами волн разных химических элементов, определенными в лаборатории.

Правда, эта задача не всегда проста, так как в справочнике лабораторных длин волн в ближайших окрестностях длины волны исследуемой солнечной спектральной линии может оказаться несколько линий химических элементов. Например, в окрестностях солнечной линии справочник дает линии: .

Выбор из этих пяти линий делается в пользу четвертой, так как в спектре железа эта линия должна быть сильной, а на Солнце наблюдается много других линий железа, которые теоретически должны быть слабее этой. Отождествление наблюдаемой линии с линией отвергается, так как на Солнце не наблюдаются другие линии теоретически более сильные. Отождествление с линией CIII также отпадает, так как в солнечной атмосфере не может быть много дважды ионизованных атомов углерода (у них слишком высок потенциал ионизации — 24,3 эВ). По той же причине отпадает отождествление с Arll и остается только Lall 4383,44, так как в солнечном спектре отождествлено около 100 линий Lall, но они слабы, и эта может присутствовать лишь в виде слабой линии внутри сильной линии железа. В данном случае мы имеем пример так называемой «бленды», т. е. слияния двух или большего числа близких линий спектра. Рассмотренная бленда легко расшифровывается; к сожалению, так бывает не всегда.

6 целом, при анализе солнечного спектра давно установлено 72 химических элемента, присутствующих на Солнце. Можно ли отсюда сделать вывод, что остальные 20 элементов, встречающихся в природе, на Солнце отсутствуют? Нет, такой вывод совершенно неправилен. В действительности относительно спектров некоторых элементов лабораторные сведения не полны, а наблюдения слабых линий в спектре Солнца не вполне надежны. Но важно другое. У некоторых элементов, даже довольно распространенных в природе, например , наиболее сильные линии (резонансные; см. ниже) расположены в еще недавно недоступной области спектра, а для возникновения других линий необходимо высокое возбуждение, т. е. высокая температура. Очень хороший пример тому дает второй по распространенности в природе элемент — гелий, который во фраунгоферовом спектре Солнца вовсе отсутствует (или дает предельно слабые линии). Для его возбуждения на ближайший уровень после основного нужна энергия до 20 эВ. Такой энергией обладают всреднем частицы газа при температуре около 180 000 К. Конечно, найдутся частицы, равно как и кванты света, с такой энергией и при температуре 6—8 тыс. Кельвинов, но они будут крайне немногочисленны.

Таким образом линии гелия, образующиеся при переходе с наиболее вероятного основного уровня на ближайшие возбужденные, приходятся на длины волн 584, 537 и 522 А, т. е. в очень далекой ультрафиолетовой области спектра (см. рис. 15). Переходы же между отдельными возбужденными уровнями атома гелия, хотя и соответствуют видимой области спектра, как, например, но не приводят к образованию заметной линии поглощения потому, что участвующие в этом процессе атомы слишком малочисленны. Так оной случилось с гелием: он был открыт именно на Солнце, но не по линиям поглощения, а по линиям излучения, в первую очередь по при наблюдениях касательно к диску Солнца в его верхней атмосфере. Линии излучения легче обнаруживаются. Впрочем, нельзя отрицать и важной роли того фактора, что в верхней атмосфере Солнца имеется явно избыточное возбуждение многих атомов, в том числе и гелия.