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2017년 10월 3일 2시쯤 추가
O3 와 S2 가 무엇일까 며칠 찾았는데 찾은것 같습니다.....
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보어의 원자 모형에서 원자가 들뜰때는 흡수선, 되가라앉을때는 방출선을 내게 됩니다.
우리가 찍는 태양의 Ha 사진은 채층(대기층)을 찍는 것입니다.
태양의 광구 바로 위의 대기층인 채층에 있는 수소들은 태양으로부터 에너지를 받아
태양(대기)의주 구성성분인 많은 수소원자가 바닥상태에 있지 못하고 들뜬상태에 있게 됩니다.
태양에너지를 흡수하면서 아닌 n=2, n=3, n=4, n=5 등으로 될 수 있는데 각각 에너지 차이가 다르겠지요.
태양의 대기층인 채층의 조건에서는 n=3 -> n=2 으로 되가라 앉으며 방출된느 발버 알파 라인(656.3nm)이 가장 강합니다.
그래서 ha(656.3nm)로 태양을 촬영하면 채층에서 일어나는 활동을 잘 볼 수 있게 됩니다.
온도는 약 1만도로 추정됩니다.
별의 연속 스펙트럼에 나타나는 흡수선은 이와 비슷하지만 다른 원리로 그 별이 가지고 있는 원소를 알아내는데 이용이 될 수 있습니다..
어느 별(천체)의 스펙트럼에서 특정 원소의 흡수선이 검출된다는 것은
1. 그 별이 특정 원소를 포함하고 있어야 하고,
2. 그 별의 온도가 특정 원소를 들뜨게 할 수 있는 온도 그 이상이어야 한다는 것입니다.
표면온도 5800K인 태양에서 볼수 있는 흡수선을 아래 그림을 참고하면 유추 가능할것 같습니다.
덧붙여서 태양을 다른 파장 (자외선, x선 등)으로 관측하면 다른 현상을 관측할 수 있겠지요.
그래서 태양관측 위성인 SDO도 다양한 파장으로 태양을 관측합니다.
https://sdo.gsfc.nasa.gov/data/
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