В sect; 108 было показано, что по интенсивности излучения тела можно судить о температуре внешних его слоев. Рассмотренные методы определения температуры были проиллюстрированы на примере Солнца (см.рис. 91).

Проанализируем результаты применения этих методов. Определяемая полным потоком излучения эффективная температура Солнца оказалась равной 5760±, в то время как положение максимума излучения в спектре Солнца соответствует температуре, определенной по закону Вина, около 6750±. Относительное распределение энергии в различных участках спектра позволяет найти цветовые температуры, значение которых весьма сильно меняется даже в пределах одной только видимой области.

Так, например, в интервале длин волн 4700-5400 Aring; цветовая температура составляет 6500±, а рядом в области длин волн 4300-4700 Aring; - около 8000±. В еще более широких пределах меняется по спектру яркостная температура, которая на участке спектра 1000-2500 Aring; возрастает от 4500± до 5000±, в зеленых лучах (5500 Aring;) близка к 6400±, а в радиодиапазоне метровых волн достигает миллиона градусов!

Для наглядности все перечисленные результаты сведены в табл. 4.

Различие между данными, приведенными в табл. 4, имеет принципиальное значение и приводит к следующим важным выводам:

1. Излучение Солнца отличается от излучения абсолютно черного тела. В противном случае все значения температур, приведенные в табл. 4, были бы одинаковыми.

2. Температура солнечного вещества меняется с глубиной. Действительно, непрозрачность сильно нагретых газов неодинакова для различных длин волн. В ультрафиолетовых лучах поглощение больше, чем в видимых. Вместе с тем сильнее всего такие газы поглощают радиоволны. Поэтому радио-, ультрафиолетовое и видимое излучения соответственно относятся ко все более и более глубоким слоям Солнца. Учитывая наблюдаемую зависимость яркостной температуры от длины волны, получаем, что где-то вблизи видимой поверхности Солнца расположен слой, обладающий минимальной температурой (около 4500±), который можно наблюдать в далеких ультрафиолетовых лучах. Выше и ниже этого слоя температура быстро растет.

3. Из предыдущего следует, что большая часть солнечного вещества должна быть весьма сильно ионизована. Уже при температуре 5-6 тысяч градусов ионизуются атомы многих металлов, а при температуре выше 10-15 тысяч градусов ионизуется наиболее обильный на Солнце элемент - водород. Следовательно, солнечное вещество представляет собой плазму, т.е. газ, большинство атомов которого ионизовано. Лишь в тонком слое вблизи видимого края ионизация слабая и преобладает нейтральный водород.