رنگین سپهر

پایه جو خورشیدی شامل لایه هایی است یکی از آن ها رنگین سپهر نام دارد . این لایه بین تاج و شید سپهر قرار دارد .

طیف رنگین سپهر

طیف رهر کاملاً بوسیله طیف شید سپهری پوشانده شده است. به‌جز هنگامی که نور شید سپهری بلوکه شده باشد. خطوط منتشره در رنگین سپهر قابل رویت است» مهم‌ترین آن هلیوم است که در حرارتهای بالا برانگیخته می‌شود. طیف‌های رنگین سپهری تغییرات مشخصةٌ وابسته به ارتفاع در رنگین سپهر را آشکار می‌سازند. گذارهای اتمی با پتانسیل برانگیختگی پائین مانند گذارهای تعدادی از فلزات خنثی» فقط در قسمت پائین رنگین سپهر مشاهده می‌شود. خطوط آهن و کلسیم پونیزه شده کمی بیشتر از بقیه نمایان هستند. اشکال بالمر هیدروژن و هلیوم خنتی تا هزاران کیلومتر بالای شیدسپهر مشاهده شده است. خطوط رنگین سپهری با زیاد شدن ارتفاع بتدریج محو می‌شوند اما قویترین خط 11611 (۴۶۸/۶۵۳) به کندی محو می‌شود. این کاهش در قدرت خطوط دو علت عمده دارد: چگالی گاز با افزایش ارتفاع به‌سرعت پائین می‌آید و (۲) دما با افزایش ارتفاع در بالای شیدسپهر بسرعت زباد می‌شود . پتانسیل‌های بالای تهییج خطوط هلیوم در اثر دمای زیاد رنگین سپهر بالا باقی می‌مانند. هلیوم (گرفته شده از هملیوس ۲ یونانی به معنای خورشید) قبل از آن که در زمین کشف شود در طیف‌های رنگین‌سپهری پیدا شد. بیشتر خطوط هلیوم در قسمت قابل روبت طیف خیلی ضعیف‌تر (از لحاظ اپتیکی رقیق) از آنند که در مقابل قرص خورشید مشاهده شوند. با وجودی که رنگین سپهر از شید سپهر گرمتر است» خطوط بالمر هیدروژن در رنگین سپهر تشکیل می‌شوند. توصیف این اثر آن است که تابش پیوسته شید سپهری به اندازه کافی دارای انرژی نیست تا اتمهای هیدروژن بسیاری را از تراز پایه لیمن به اولین تراز برانگيخته. منتقل کنند. (بخاطر دارید که خطوط بالمر توسط اولین حالت برانگیختگی بوجود می‌آیند.) تنها در قسمتهای داغ‌تر رنگین سپهر؛ بر طبق معادله بولتزمن» تجمع اتمهای هیدروژن در دومین تراز به علت برانگیختگی برخوردی‌قابل ملاحظه می‌شود. بنابراین تابش پیوسته رنگین سپهر برای شکل‌گیری خطوط جذبی بالمر (وقتی در مقابل شید سپهر دیده شود( به رنگ رنگین سپهر )وقتی که در مقابل فضای تاریک در لبه خورشید دیده شده)» جذب می‌شود.

ساختار ریز رنگین سپهر

خطوط جذبی معین (»11 و خطوط 11 و 6 مربوط به Ca2) در رنگین سپهر دارای یک عمق نوری بزرگی می‌باشند. تابش در اين طول موجهاء نمی‌تواند از شید سپهر بگریزد زیرا رنگین سپهر ضرورتاً در اینجاد کدر است. به دلیل اين که خطوط جذبی کاملاً سیاه نیستند» رنگین سپهر در این طول موجها می‌تواند مورد مطالعه قرارگیرد. مرکز هر خط از پیوستار مجاور تاریکتر است؛ اما بعضی فوتون‌ها هنوز از رنگین سپهر ما گسیل شده‌اند.

در لبه خورشید. فورانهای رقیق گاز تابان به عرض ۵۰۰ تا ۱۵۰۰ کیلومتر تا ارتفاع ۰ کیلومتر بالای رنگین سپهر ادامه دارد. در زائده‌های سیخی ! که در تابش »13 بخوبی مشاهده شده‌اند» گازها تا حدود سرعت ۲۰ الی ۲۵ کیلومتر بر ثانیه سرعت می‌گیرند. گرچه زائده‌های سیخی کمتر از یک درصد از منطقه سطح خورشید را اشغال می‌کنند و طول عمر ۱۵ دقیقه با کمتر را دارا هستند» ولی احتمالا نقش مهمی را در تعادل توده رنگین سپهر, تاج و باد خورشیدی ایفاء می‌کنند. زائده‌های سیخی خورشیدی به‌صورت یکنواختی در سطح خورشید توزیع نمی‌گردند . بلکه تشکیل یک الگوی شبکه‌ای می‌دهند که قسمتی از شبکه رنگین سپهری در نواحی ابر دانه‌ها را تشکیل می‌دهند. بنابراین زائده‌های سیخی فقط در نواحی میدانهای مغناطبسی قوی رخ می‌دهند.

ناحیة گذار

ننیجه تحقیقات بسیاری که در قسمتهای بالایی رنگین سپهر و ناحیه گذار رنگین سپهر -تاج صورت گرفته است» اشکال طیفی ماوراء بنفش خورشیدی را به دمای بالای رنگین سپهری نسبت می‌دهد. دما به شدت از حدود ۱۰۰۰۰ تا ۵۰۰۰۰ درجه کلوین در رنگین سپهر در خلال چند صد کیلومتر از منطقه گذار تا *۱۰ درجه کلوین در تاج می‌رسد. . طیف پیوسته شید سپهری در طول موجهای کوتاهتر از ۵ به‌طور غیر قابل آشکاری کوچک می‌شود (منحنی پلانک را در دمای ۰ ردرجه کلوین. به‌خاطر ضعیف بودن طیف پیوسته شید سپهری در انتهای ناحیه ماوراء بنفش, برانگیختگی تابشی نمی‌تواند رخ دهد. لیکن در دماهای زیاد در قسمتهای بالایی جو خورشید. اتمها و پونها به‌صورت برخوردی برانگیخته می‌شوند و در برگشت به حالتهای پایه‌شان خطوط نشری تولید می‌کنند. به‌علاوه, می‌توانند در مقابل سطح خورشید مشاهده شوند. زیرا توسط زمینه شید سپهر پوشانده نمی‌شوند. خط لیمن » یکی از قویترین خطوط محدوده ماوراءبنفش است. یاد آور می‌شویم قوی بودن خطوط هیدروژن بالمر به فراوانی اتمهای هیدروژن در اولین حالت برانگیخته اشاره می‌کند (0<2۲). عمل جذب از طیف پیوسته, این اتمها را به ترازهای بالاترتحریک» (..۰ ۴ 2۳ ( و تولید رشته‌های جذبی بالمر را می‌نماید . با, وجود این بیشتر اتمها بلافاصله با گسیل فوتونهای بآ به حالت پایه (0<۱) بر می‌گردند. اتمهای هیدروژن به‌خاطر نبودن پیوستار در این طول موج در شیدسپهر تنها بوسیله برخوردها و با جذب مجدد فوتونهای با می‌توانند به 92۲ برانگیخته شوند. عکسها در بما اساساً همان شبکه رنگین سپهری مشاهده شده در 11 را نشان می‌دهند. ساختار منطقه گذار را می‌توان توسظ خطوط نشری 011 در بالاتر از ۷۰۰۰۰ درجه کلوین و ]۱11 در ۱۰۰۰۰۰ درجه کلوین و0۷1 در ۳۰۰۰۰۰ درجه کلوین مطالعه کرد. شبکه ظاهراً از میان اين ناحیه ادامه می‌یابد. ولی در تصاویر ساخته شده در 162 در محدوده ۶۰۵۳ مربوط به ۱/۶ میلیون درجه کلوین بخوبی درون تاج ناپدید می‌شود.

منابع

سایت youc

کتاب شگفتی های نجوم و کیهان شناسی