Слънчевия спектър
За първи път за определяне на слънчевата енергия е била използвана метод за измерване на отопление действието на слънчевата Apulia (1837). Такова устройство се нарича pyrheliometer. В Pyrheliometer съдържащ вода, температурата на която обикновено се измерва от термометъра. Под влияние на температура слънчева светлина вода се увеличава.
Непрекъснато спектър на слънцето, се наблюдава много тъмни Fraunhofer линии. Fraunhofer е първият, който се опише тъмна линия на фона на непрекъснатото спектър през 1814. Тези линии в слънчевия спектър, генерирани от абсорбцията на светлината кванти в по-студените слоеве на слънчевата атмосфера.
Най-голям интензитет има непрекъснат спектър в обхват на дължина на вълната 430-500 пМ. В видими и инфрачервени региони на електромагнитния спектър, в близост до слънчевия спектър на излъчване температура черно тяло на 6000 К. Тази температура съответства на температурата на видимата повърхност на Слънцето - фотосферата. В видимата област на слънчевия спектър е най-интензивни линии Н и К от йонизиран калций водород формула на балмер линия Н # Н # 945;, 946; и Н # 947.
За 9% от енергията в слънчевия спектър настъпва при ултравиолетови дължини на вълната от 100 до 400 нм. Останалата енергия е разделена поравно между около видимата (400-760 пМ) и инфрачервена (760-5000 пМ) спектрална област.
Слънце - мощен радио източник. В междупланетното пространство проникне радиовълни, които излъчват хромосфера (см вълна) и короната (метър и дециметър вълни). Намалението на емисиите на радиото на Слънцето се състои от два компонента - постоянни и променливи. Постоянният компонент на радио излъчване на тихо Слънцето описва. Слънчевата корона излъчва радиовълни като черно тяло с температура Т = 106 К. Променливият компонент на слънчевата радио проявява под формата на изблици на шума бури. Шум бури траят от няколко часа до няколко дни. 10 минути след силна слънчево изригване радио емисиите от слънцето изгрява в хиляди или дори милиони пъти в сравнение с радиоизлъчвания на тихо Слънцето; Това състояние продължава от няколко минути до няколко часа. Това радио емисии е топлинната природата.
Плътността на слънчевата радиация поток в обхвата на рентгенови лъчи (0.1-10 пМ) е много малък (5 х 10-4 W / m2 и варира в зависимост от промяната в нивото на слънчевата активност. В ултравиолетовата област с дължина на вълната от 200 до 400 пМ диапазон също са описани от Sun закони на абсолютно черно тяло радиация.
В ултравиолетовата област с дължина на вълната по-къси от 200 пМ, непрекъснато интензитета на спектър намалява рязко и се появяват емисионни линии. Най-интензивния на тези водородни линии на поредицата Lyman (# 955 = 121,5 нм). Когато ширината на линията от около 0.1 пМ, това съответства на плътността на радиация поток от около 5 х 10-3 W / m2. Интензитетът на радиация в линията е приблизително 100 пъти по-малък. Забележете също ярки емисионни линии на различни атоми основни линии принадлежат Si I (# 955 = 181 нм), Mg II и Mg I, II О, О III, C III, и др.
Късовълновото ултравиолетова радиация на слънцето се появява в близост до фотосферата. Рентгенова радиация идва от хромосферата (T
104 К), разположен над фотосферата и корона (T
106 К) - нд външна обвивка. Радио емисиите на метрови вълни се случва в короната, в см - хромосферата.