Druhé sluneční spektrum - Second solar spectrum
The druhé sluneční spektrum je elektromagnetické spektrum Slunce, které ukazuje stupeň lineární polarizace. Termín vytvořil V. V. Ivanov v roce 1991. Polarizace je maximálně blízko končetiny (hrany) Slunce, takže nejlepší místo pro pozorování takového spektra je zevnitř končetiny.[1] Je také možné získat polarizované světlo zvenčí končetiny, ale protože je to ve srovnání s diskem Slunce mnohem slabší, je velmi snadno znečištěno rozptýleným světlem.
Druhé sluneční spektrum se výrazně liší od slunečního spektra určeného intenzitou světla.[1]Velké efekty přicházejí kolem linie Ca II K a H. Ty mají široké efekty široké 200 Å a vykazují obrácení znaménka v jejich středech.[1] Molekulární linie se silnější polarizací než pozadí kvůli MgH a C2 jsou běžné.[1] Prvky vzácných zemin vyniknout daleko více, než se od spektra intenzity očekávalo.[1]
Mezi další liché řádky patří Li I na 6708 Á, který má na svém vrcholu o 0,005% větší polarizaci, ale ve spektru intenzity je téměř nepozorovatelný. Ba II 4554 Å se ve druhém slunečním spektru jeví jako triplet. To je způsobeno různými izotopy a hyperjemná struktura.[1]
Dvě linie na 5896 A 4934 A jsou D1 Předpokládalo se, že linie sodíku a barya nebudou polarizovány, ale přesto jsou v tomto spektru přítomny.[1]
Kontinuum
Kontinuum ve spektru je světlo s vlnovými délkami mezi čarami. Polarizace v kontinuu je způsobena Rayleighův rozptyl neutrálními atomy vodíku (H I) a Thomsonův rozptyl volnými elektrony. Většina neprůhlednosti na slunci je způsobena hydrid ion, H− což však nemění polarizaci.[2] V roce 1950 Subrahmanyan Chandrasekhar přišel s řešením stupně polarizace v důsledku rozptylu a předpověděl 11,7% polarizaci na končetině Slunce. Ale zdaleka tato úroveň není pozorována. Na končetině se děje to, že tam je les spicules vyčnívající z okraje, takže není možné se dostat rovnoběžně s tak drsným povrchem.[2]
U většiny slunečního disku je stupeň lineární polarizace kontinua pod 0,1%, ale na končetině stoupá k 1%. Polarizace také silně závisí na vlnové délce a pro ultrafialové záření 3000 Å je světlo v blízkosti končetiny stokrát polarizovanější než červené světlo při 7000 Å.[2] Na hranici Série Balmer změna nastane tam, kde při kratších vlnových délkách více vázaných-vázaných přechodů Balmerovy řady způsobuje větší neprůhlednost. Tato mimořádná neprůhlednost snižuje stupeň polarizace o faktor dva blízko 3746 Å.[2]