Prosvetni glasnik

1474

просаегви глдсннк

(Б 3 — хелијум), 5317 (коронијум), 486-1 џџ (линија Г, водоникова), 447-2 (непознат елеменат), 434-1 (/ц (водоник), 410-1 (водоник), 396-9? (1(1 (пепознат елеменат), 396-8 (линија Нц водоникова?) и 393-3 (*(I (линија П 2 . водоникова?). Из овога се види, да се иротуберанце еастоје иоглавито од водоника, затим хелијума и коронијума. У самој хромосФери пак, Т о и п § је избројао на 273 сјајне линије, које је идентиФиковао са линијама метала: Ге. Ка, Са, Ва, 'П, Мп, Сг и М§, поред већ нознатих динија водоника, хелијума и коронијума. Међу тим хромосФериним линијама, исти аутор указао је, да се ту могу наћи и металоиди, особито пак сумпор (/*/*: 566-934, 565-816, 564-168, 509-736, 503-145, 502*428, 492*240, 480-543). Ну ипак питање о њима још није решено, као и за још неколике метале (рутенијум, ирбијум, стронцијум, цер, бакар, никл, кобалт и још неке). Кад се посматра спектар хромосФере у доба, кад се на дотичном месту не налази ни једна протуберанца, онда се у њему особито лепо виде водоничне линије, које су на доњем крају (који је до Сунчевог обода) шире, а на више се постепено сужавају. Одавде је закључено, да је густина хромосФере у доњим партијама већа, а постепено на више разређенија. Некад су линије непрекидне целом дужином својом, а некад су опет испрекидане, изломљене, некад се гранају и т. д. Ове промене долазе нешто од облика нротуберанце, а нешто од силних покрета у њиховој маси. Па и све водоничне линије нису у њиховом спектру увек нодједнако заступљене. Некад је највише заступљена група С, а некад опет више група Н — линија. То канда указује на температурне прилике тако, да тамо влада врло висока температура онда, када се највише истичу линије виших спектралних боја и обратно. Ето тако се понашају водоничне линије у спектру хромосФере и протуберанаца. Хелијумова линија 1) : , налази се увек у спектру протуберанаца и увек је сјајна. У спектру горњег дела протуберанце (који је најдаљи од Сунца) она је доста широка, на ниже пак, са приближавањем ка Сунчевом ободу, она је све ужа и свршава се шиљком, који можда не допире до самог обода. Ове особине хелијумове линије указују: да је хелијум у вишим регионима Сунчеве атмосФере веома обилато распрострањен и да ту има своју највећу густин^, која постепено опада ка Сунчевом ободу, где је веома незнатна. Слој Сунчеве атмосФере у коме се хелијум находи тумачи Ж118 ј п § — мора бити веома разређен, пошто се исти највише шири у највишим партијама њеним, на сваки начин, због веома незнатне атомске тежине своје. Он се можда налази и даље, само га ми не можемо констатовати као усијаног због знатно снижене температуре. Што се пак тиче натријумових линија (1) { и Ђ г ) можемо рећи, да се оне стално налазе у сиектрима протуберанаца и то као сјајне. У нешто вишим партијама протуберанаца ове се линије као мало проширују (истрбуше) и у том проширењу појави се по једна узана тамна линија: