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太陽紫外輻射
鎖定
- 中文名
- 太陽紫外輻射
- 外文名
- Sun Ultraviolet radiation
太陽紫外輻射原理
由於太陽紫外輻射的主要部分被大氣中臭氧、氧、氮等分子所吸收,因此在地球表面,紫外輻射已大大減弱,而且一般不能得到波長短於3000埃的太陽光譜。隨着火箭、衞星等空間技術的進展,太陽紫外輻射的探測已經成為現實。
太陽紫外輻射按波長可以劃分為三個區域:近紫外(3100~4000埃)、中紫外(1700~3100埃)和遠紫外(100~1700埃)。在近紫外區與部分中紫外區,太陽光譜與可見光區類似,即在連續光譜的背景上呈現吸收線。但在2100埃以下,吸收線變弱,並開始出現發射線。比1700埃波長更短部分,連續輻射背景與吸收線幾乎都不存在,出現的只是發射線。不同波長的紫外輻射來自太陽大氣的不同高度。近紫外、中紫外輻射來自光球層。遠紫外輻射主要來自色球層、色球-日冕過渡層和內日冕。在整個紫外區,氫的賴曼線是主要的發射線。其中最強的是賴曼系α線(Lα),其次是賴曼系β線(Lβ)。在波長2800埃附近有兩條一次電離鎂MgⅡ的共振線叫作MgⅡ的H、K線。它們與CaⅡ的H、K線相似,即在吸收線中心出現發射線,並且發射線中心下陷,呈現自反轉現象。