Segundo espectro solar
El segundo espectro solar es un espectro electromagnético del Sol que muestra el grado de polarización lineal . El término fue acuñado por VV Ivanov en 1991. La polarización es máxima cerca del limbo (borde) del Sol, por lo que el mejor lugar para observar dicho espectro es justo dentro del limbo. [1] También es posible obtener luz polarizada desde el exterior del limbo, pero dado que es mucho más tenue en comparación con el disco del Sol, se contamina muy fácilmente con la luz dispersa.
El segundo espectro solar difiere significativamente del espectro solar determinado por la intensidad de la luz. [1] Grandes efectos vienen alrededor de la línea Ca II K y H. Estos tienen efectos amplios de 200 Å de ancho y muestran una inversión de signo en sus centros. [1] Las líneas moleculares con una polarización más fuerte que el fondo debido a MgH y C 2 son comunes. [1] Los elementos de tierras raras se destacan mucho más de lo esperado en el espectro de intensidad. [1]
Otras líneas extrañas incluyen Li I a 6708 Å, que tiene un 0,005 % más de polarización en su punto máximo, pero es casi imperceptible en el espectro de intensidad. El Ba II 4554 Å aparece como un triplete en el segundo espectro solar. Esto se debe a los diferentes isótopos y la estructura hiperfina . [1]
Se predijo que dos líneas en 5896 Å 4934 Å que son las líneas D 1 de sodio y bario no estarían polarizadas, pero sin embargo están presentes en este espectro. [1]
El continuo en el espectro es la luz con longitudes de onda entre las líneas. La polarización en el continuo se debe a la dispersión de Rayleigh por los átomos de hidrógeno neutro (HI) y la dispersión de Thomson por los electrones libres . La mayor parte de la opacidad del sol se debe al ion hidruro , H − que, sin embargo, no altera la polarización. [2] En 1950 , Subrahmanyan Chandrasekhar encontró una solución para el grado de polarización debido a la dispersión y predijo una polarización del 11,7 % en el borde del Sol. Pero no se observa en ninguna parte cerca de este nivel. Lo que pasa en la extremidad es que hay un bosque de espículassobresaliendo del borde, por lo que no es posible ponerse paralelo a una superficie tan rugosa. [2]
Para la mayor parte del disco solar, el grado de polarización lineal del continuo es inferior al 0,1 %, pero aumenta al 1 % en el limbo. La polarización también depende en gran medida de la longitud de onda, y para el ultravioleta cercano a 3000 Å, la luz cerca de la extremidad está 100 veces más polarizada que la luz roja a 7000 Å. [2] En el límite de la serie de Balmer, ocurre un cambio en el que, a longitudes de onda más cortas, las transiciones de la serie de Balmer más unidas causan más opacidad. Esta opacidad adicional reduce el grado de polarización en un factor de dos cerca de 3746 Å. [2]
