第二の太陽スペクトル

2つ目の太陽スペクトルは、太陽の直線偏光の度合いを示す電磁スペクトルです。この用語は、1991年にVVイワノフによって造られました。偏光は太陽の縁（端）の近くで最大になるため、このようなスペクトルを観測するのに最適な場所は、縁のすぐ内側です。^[1] 縁の外側から偏光を得ることも可能ですが、太陽の円盤に比べてはるかに暗いため、散乱光によって非常に簡単に汚染されます。

2番目の太陽スペクトルは、光の強度によって決まる太陽スペクトルとは大きく異なります。^[1] 大きな効果はCa II KとHの線の周りに現れます。これらは200Åの幅の広い効果を持ち、中心で符号が反転しています。^[1] MgHとC ₂による背景よりも強い偏光を持つ分子線は一般的です。^[1] 希土類元素は、強度スペクトルから予想よりもはるかに目立ちます。^[1]

その他の奇数線には、ピーク時に0.005%以上の偏光を持つ6708ÅのLi Iがありますが、強度スペクトルではほとんど観察されません。4554ÅのBa IIは、2番目の太陽スペクトルで三重線として現れます。これは、異なる同位体と超微細構造によるものです。^[1]

5896Åと4934Åの2つの線はナトリウムとバリウムのD1線であり、_偏光していないと予測されていましたが、それでもこのスペクトルには存在しています。^[1]

スペクトルの連続体は、線と線の間にある波長を持つ光です。連続体の偏光は、中性水素原子 (HI) によるレイリー散乱と自由電子によるトムソン散乱によるものです。太陽の不透明度のほとんどは、水素化物イオン H ⁻によるものですが、これは偏光を変えません。^[2] 1950 年に、スブラマニアン・チャンドラセカールは散乱による偏光度の解を導き出し、太陽の縁で 11.7% の偏光を予測しました。しかし、このレベルに近いものはどこにも観測されていません。縁では、端から針状の突起が林立しているため、このような粗い表面に平行になることはできません。^[2]

太陽面の大部分では、連続光の直線偏光度は 0.1% 未満ですが、周縁部では 1% に上昇します。偏光度は波長にも大きく依存し、近紫外線 3000 Å では、周縁部付近の光は 7000 Å の赤色光よりも 100 倍偏光しています。^[2]バルマー系列の限界では、より短い波長でより多くの束縛バルマー系列遷移により不透明度が増すという変化が起こります。この余分な不透明度により、3746 Å 付近で偏光度が 2 分の 1 に低下します。^[2]