Закон Кирхгофа позволил объяснить возникновение темных линий в спектре солнечного излучения. Они были обнаружены и описаны в 1817 г. И. Фраунгофером, впервые применившим для получения спектра дифракционную решетку.
Темные линии, которые стали называть фраунгоферовыми, занимают строго определенное положение в спектре солнечного излучения. Наиболее заметные из них были обозначены латинским буквами А, В, С, D и т. д. Оказалось, что фраунгоферовы линии представляют собой линии поглощения паров и газов внешних слоев фотосферы, более холодных, чем ее внутренние слои (сравните с опытом Кирхгофа). Так, например, линия D представляет собой линию поглощения паров натрия, линии С и F — линии поглощения водорода и т. д. Аналогичные линии поглощения обнаружены и в спектрах звезд.
Как говорилось выше, практически все видимое излучение Солнца испускает фотосфера. Излучение более глубоких слоев поглощается и наружу не выходит. Внешние же слои атмосферы (хромосфера и корона), хотя и более горячие, чем фотосфера, слишком разрежены и поэтому не вносят заметного вклада в видимое излучение Солнца (яркость хромосферы в сотни раз, в короны — в миллион раз меньше, чем яркость фотосферы).
Основную часть излучения фотосферы испускают ее внутренние, более горячие слои. Они хорошо теплоизолированы от окружающего пространства внешними слоями, поэтому их излучение близко к равновесному. Следовательно, Солнце должно излучать приблизительно как абсолютно черное тело.
На рис. 34.15 показано распределение энергии излучения абсолютно черного тела по длинам волн для нескольких температур и реальное распределение энергии в спектре Солнца; как видно, оно соответствует излучению абсолютно черного тела с температурой 6000—6500 К. Наибольшей интенсивности солнечное излучение достигает в сине-зеленой части спектра, в интервале длин волн 430—500 нм. Определенная различными способами температура фотосферы Солнца близка к 6000 К.
Звезды имеют различные температуры. Это можно заметить даже по их цвету, взглянув на ночное небо, усеянное голубоватыми, белыми, желтыми, красными звездами. Ясно, что среди них самые горячие — голубые (их температура выше 30 000 К), а самые холодные — красные (около 3000 К). Наше Солнце относится к желтым звездам. Заметим, что невооруженным глазом можно различать цвета только самых ярких звезд.
При изучении спектров звезд различие их температур проявляется также в интенсивности и числе линий различных химических элементов и соединений. Так, в спектрах очень горячих звезд выделяются яркие линии излучения гелия, азота, а в спектрах наиболее холодных — сильные полосы поглощения различных молекулярных соединений.
Солнечный спектр далеко простирается в длинноволновую и коротковолновую области. В коротковолновой области интенсивность непрерывного спектра быстро падает, и темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными, которых насчитывается несколько тысяч.
Интенсивность солнечного спектра в длинноволновой области падает медленнее, чем у абсолютного черного тела с температурой около 6000 К, и в области радиоволн Солнце излучает уже как черное тело, нагретое до 10в К. Радиоизлучение Солнца, в отличие от видимого излучения, сильно меняет свою интенсивность. Например, во время вспышки наблюдается всплеск радиоизлучения — сильное (иногда в миллионы раз) увеличение Мощности радиоизлучения на некоторой частоте.
