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 V. V. 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 fuera del limbo, pero como esta es mucho más tenue en comparación con el disco solar, se contamina fácilmente con luz dispersa.

El segundo espectro solar difiere significativamente del espectro solar determinado por la intensidad de la luz. ^{[ 1 ]} Se observan grandes efectos alrededor de las líneas Ca II K y H. Estas tienen efectos amplios de 200  Å de ancho y muestran una inversión de signo en sus centros. ^{[ 1 ]} Son comunes las líneas moleculares con polarización más fuerte que el fondo debido a MgH y C _2. ^{[ 1 ]} Los elementos de tierras raras destacan mucho más de lo esperado a partir del espectro de intensidad. ^{[ 1 ]}

Otras líneas inusuales incluyen Li I a 6708  Å, que tiene un 0,005 % más de polarización en su pico, pero es casi imperceptible en el espectro de intensidad. El Ba II a 4554  Å aparece como un triplete en el segundo espectro solar. Esto se debe a la diferencia de isótopos y estructura hiperfina . ^{[ 1 ]}

Se predijo que dos líneas a 5896  Å y 4934  Å, que corresponden a las líneas D ₁ del sodio y el bario, no estarían polarizadas, pero no obstante 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 átomos de hidrógeno neutro (HI) y a la dispersión de Thomson por electrones libres . La mayor parte de la opacidad en el Sol se debe al ion hidruro , H⁻ ^, que, sin embargo, no altera la polarización. ^{[ 2 ]} En 1950, Subrahmanyan Chandrasekhar propuso una solución para el grado de polarización debido a la dispersión y predijo una polarización del 11,7 % en el limbo del Sol. Pero no se observa un nivel ni remotamente cercano a este. Lo que sucede en el limbo es que hay un bosque de espículas que sobresalen del borde, por lo que no es posible obtener una polarización paralela a una superficie tan rugosa. ^{[ 2 ]}

En la mayor parte del disco solar, el grado de polarización lineal del continuo es inferior al 0,1%, pero aumenta hasta el 1% en el limbo. La polarización también depende fuertemente de la longitud de onda, y para el ultravioleta cercano a 3000  Å, la luz cerca del limbo está 100 veces más polarizada que la luz roja a 7000  Å. ^{[ 2 ]} En el límite de la serie de Balmer se produce un cambio donde, a longitudes de onda más cortas, un mayor número de transiciones ligadas-ligadas de la serie de Balmer provocan una mayor opacidad. Esta opacidad adicional reduce el grado de polarización a la mitad cerca de 3746  Å. ^{[ 2 ]}