مقدمه

طیف تشعشعات خورشیدی بسیار وسیع است و از 0.001 آنگستروم (مربوط به پرتوی گامای شراره‌ها) تا چندین کیلومتر (مربوط به فرکانسهای بیسار پایین رادیوئی تاج خورشید) است. میزان انرژپی خورشید که به لبه‌های بالای جو زمین می‌رسد، حدود 2 کالری بر سانتیمتر مربع در دقیقه است که به نام ثابت خورشیدی خوانده می‌شود.

بیشترین آگاهیهای ما از راه تجزیه طیفی نور آن فراهم می‌گردد. طیف مرئی خورشید همانند بیشتر ستارگان ، طیفی است متصل و پیوسته همراه با با یک سری خطوط تیره که به آنها خطهای جذبی یا خطوط فراونهوفر می‌گویند. سطح خورشید یا رخشان کره تشعشات پیوسته صادر می‌کند که طبیعتاً فاقد هر گونه خط تیره است، اما با عبور تشعشات مزبور از درون جو زیرین خورشید که میان رخشان کره و رنگین کره قرار دارد و به آن لایه برگردان می‌گویند، خط تاریک طیفی در آن پدیدار می‌گردد. لایه برگردان که نخستین و زیرترین لایه از طبقات جو خورشید است، دارای ضخامتی معادل 1500 کیلومتر بوده و دمای آن از رخشان کره کمتر است و شامل اجسام بسیط به حالت گازی یا بخار می‌باشد.

از آنجائی که اشعه خورشید ناگزیر از این لایه می‌گذرد، لذا بخارات موجود در طبقه مزبور پاره‌ای از این تشعشات را بر حسب ماهیت بخارات مذکور جذب می‌کنند و در نتیجه طیف جذبی که ما در زمین مشاهده می‌کنیم پدید می‌آید. با تعیین هویت خطوط طیف خورشیدی تا کنون وجود 65 عنصر از 92 عنصری که ما در زمین می‌شناسیم در خورشید تشخیص داده شده است. ئیدروژن ، کربن ، نیتروژن ، اکسیژن ، آلومینیوم ، آهن ، کبالت ، کادمیم ، سرب و پلاتین در زمره عناصری هستند که در لایه برگردان خورشید وجود دارد.

با بررسی خطوط طیفی ، میزان درصد عناصر شیمیائی مختلف سطح خورشید را اندازه می‌گیرند. آزمایش انجام شده گویای آن است که سطح خورشید شامل 90 درصد ئیدروژن ، 10 درصد هلیوم و مقدار ناچیزی اکسیژن ، کربن ، نئون و غیره است.

طیف نما

نور آفتاب را به کمک یک منشور ساده می‌توان تجزیه نمود و آن را به خط رنگینی که نخستین بار در سال 1666 بوسیله پاسحاق نیوتن توصیف و تفسیر گردیده است، دگرگون ساخت. در سال 1802 ویلیام ولاستون شیمیدان انگلیسی دریافت که رنگین کمان آفتاب بوسیله خطهای سیاهی بریده شده و ژرف فن فراونهوفر فیزیکدان آلمانی در سال 1814 از دستگاهی به نام طیف نما که قادر به نمایش جزئیات طیفی نور آفتاب بود، استفاده کرد و طول موج 324 خط سیاه را اندازه گیری نمود.

آزمایشهایی که در سال 1859 توسط گوستاو کریشوف و روبرت بونسن به عمل آمد، نشان داد که خطهای مزبور بازتاب جذب طیفی نور خورشید بوسیله عناصر شیمیائی گوناگون موجود در جو آن بوده و ویژگی هر یک از عناصر مزبور در خطوط مورد بحث منعکس گردیده است. بررسیهایی که در زمان حاضر روی ترکیبات شیمیائی لایه‌های بیرونی خورشید به عمل آمده ، بر وسعت دانش بشر افزوده و آگاهی ما را در زمینه عواملی چون ، دما ، تراکم ، سرعت ، چرخش و موجودیت میدان مغناطیسی خورشید به نحو چشمگیری فزونی بخشیده و طیف نمائی و طیف سنجی نور را در مسائل فضائی از اهمیت شایانی برخوردار ساخته است.

عکس برداری و شیوه‌های دیگر

پیدایش فن عکاسی ، تهیه تصویر زنده خورشید را در لحظات کوتاهی از زمان میسر ساخت و نخستین عکس خوب خورشید در دوم آوریل 1845 بوسیله اچ فیزو ، وال فوکو فرانسوی تهیه گردید و در سال 1851 برکوفسکی از یک خورشیدگرفتگی (کسوف) کامل با موفقیت عسکبرداری نمود. در سال 1892 جرج الری هیل دستگاهی به نام خور طیف بکار را اختراع کرد و به کمک آن سراسر قرص خورشید را به آسانی مورد بررسی قرار داد و بدینسان دیدار خورشید را که سابقاً فقط به خور گرفتهای کامل منحصر می‌بود، در سایر اوقات نیز امکان پذیر ساخت و افزون بر آن شناخت پدیده‌هایی مانند زبانه‌های و مشعل‌های خورشیدی را نیز تسهیل نمود.

دستگاه تاج نگار در سال 1930 بوسیله برنارد لیوت فرانسوی اختراع گردید و ستاره شناسان را یاری نمود تا از فراز بلندیها جزئیات درونی تاجهای خورشیدی را در موقعیتهائی غیر از خور گرفتها نیز مورد مطالعه قرار دهند. امواج رادیوئی خورشید در سال 1942 بوسیله جی. اس. هی انگلیسی به کمک مشاهدات راداری کشف گردید و با آغاز عصر فضا ، نشانه رویها و دیدارهای فرا جو زمین مسیر شد و کلیه پرتوهای خورشیدی از نزدیک مورد بررسی قرار گرفت و ما را در زمینه شناخت هر چه بیشتر و کاملتر خورشید توانائی بخشید