Lo spettro del Sole è costituito da due parti, un fondo continuo con i colori dell' iride e le righe scure di assorbimento di Fraunhofer. lo spettro continuo è attribuito a quella parte della superficie solare opaca e calda, più o meno profonda, detta "fotosfera", mentre le righe di Fraunhofer hanno origine negli strati più alti e più freddi dell' atmosfera solare, conosciuta come "cromosfera".Kirchoff dimostrò infatti che le righe scure (righe di assorbimento)  prodotte da un gas, interposto tra uno spettro continuo e l’osservatore, occupavano la stessa posizione delle righe brillanti (righe di emissione) provocate dal medesimo gas portato all’incandescenza.Nel caso specifico, l'osservazione dello spettro continuo della superficie solare, osservata attraverso il gas della parte più alta dell'atmosfera solare produce il classico spettro di assorbimento con le righe scure.Nella tabella sottostante sono riportate le principali,con le relative lunghezze d'onda, classificate da Fraunhofer secondo le lettere dell'alfabeto.

La cromosfera ha uno spessore di circa 10.000 km e la sua parte più interna, ossia quella più vicina alla fotosfera è detta "strato invertente", in quanto l' osservazione dello spettro di questa porzione della nostra stella, in occasione di eclissi, presenta, per un brevissimo istante, le righe di Fraunhofer in emissione anziché in assorbimento; quello che si registra è lo spettro del gas dell' atmosfera solare, privo dello sfondo della fotosfera ed è chiamato "spettro lampo". Lo strato invertente è spesso circa 500 km, e non è delimitato da confini netti, dobbiamo pensare alla superficie solare come una sfera di gas con un gradiente di densità crescente verso l' interno.Al di là delle rare occasioni delle eclissi, se, tuttavia puntiamo la fenditura di uno spettroscopio in modo che sia tangente al lembo del disco solare allora si può osservare la riga dell'idrogeno Alfa ed alcune altre in emissione , anzichè in assorbimento, come nella seguente figura (fonte Spettroscopio-spettroelioscopio HIRSS2 del responsabile della sezione)

L' osservazione spettroscopica del Sole fatta in condizioni normali raccogliendo la luce integrale del Sole produrrà uno spettro dove i fenomeni fisici presenti nel Sole si manifestano mediati nello spettro stesso, che  ci consente in primis di fare l' analisi della composizione chimica dell' atmosfera solare, e poi di estrapolare alcune caratteristiche fisiche della nostra stella.Puntando la fenditura di uno spettroscopio di sufficiente risoluzione sul disco solare si otterrà infatti uno spettro di assorbimento simile a quello mostrato nella seguente figura, dove, allo spettro continuo dal violetto al rosso profondo, si sovrappongono le righe scure degli elementi presenti nel sole, i più importanti dei quali sono contrassegnati col relativo simbolo (Ca per il Calcio, Hb per Idrogeno Beta, Mg per Magnesio, Na per sodio, Ha per Idrogeno Alfa) .Le ultime righe dello spettro contrassegnate da ATM H2O non appartengono invece al sole, ma sono le righe del vapore acqueo dell'atmosfera terrestre:

 L' osservazione dei lembi Est e Ovest del disco  solare permette, inoltre, di determinare la velocità di rotazione della stella dalla misura dello spostamento Doppler delle righe spettrali.La differenza di lunghezza d'onda delle righe tra i bordi è dovuta al fatto che, per effetto della rotazione solare da Est a Ovest ,i gas dell'atmosfera solare sul punto Est si avvicinano all'osservatore terrestre, mentre quelli del lembo Ovest si allontanano, conseguentemente le righe relative appaiono spostate verso il blu nel primo caso e verso il rosso nel secondo per l' effetto Doppler - Fizeau.Ovviamente tale spostamento è molto piccolo, pari a centesimi di Angstrom, ma comunque avvertibile con spettroscopi di sufficiente potere risolutivo.Nell'immagine che segue, una duplice ripresa webcam dello spettro solare nella zona del doppietto del Sodio(Na1) a 5980 e 5986 A. effettuata sui due lembi del disco solare, con mostra con sufficiente evidenza il fenomeno.

Al link http://www.lightfrominfinity.org/Hirss%20Spettroelioscopio/hirss%20spettroelioscopio.htm sono mostrati i dettagli della procedura usata per tale esperimento di misurazione  con lo spettroscopio- spettroelioscopio ad alta risoluzione HIRSS di Fulvio Mete.

L' analisi spettrale delle macchie solari rivela inoltre, per il cd." effetto Zeeman", la presenza in esse di campi magnetici compresi tra 100 a 3000 Gauss, misurati sulla base dell'ispessimento e/o della duplicazione delle righe di assorbimento di alcuni elementi (primi tra tutti il ferro).Notevole è il fenomeno indotto dalle seguenti righe del ferro sia nell'ombra che nella penombra delle macchie solari.    6137.0A     Fe I      6173.3A     Fe I    6232.6A     Fe Alcune righe sensibili all'effetto sono spesse appena 0.06A, al limite della visibilità, mentre alcune altre sono spesse da 0.1 a 0.3 A, e possono essere più facilmente osservate Queste determinazioni sono abbastanza complesse in quanto richiedono dispersioni molto  elevate e calibrazioni accurate.Inoltre, spesso il fenomeno si presenta di difficile percezione visiva, mentre è molto più facilmente individuabile con una camera digitale A fianco un esempio della separazione delle righe spettrali indotta dall' effetto Zeeman in un macchia solare. Riprodotta dal lavoro di G.E. Hale, F. Ellerman, S.B. Nicholson, and A.H. Joy (in The Astrophysical Journal, vol. 49, pps. 153-178, 1919).

Spettroelioscopia

Un ulteriore, interessantissimo metodo d'indagine veicolato dalla spettroscopia solare è la spettroelioscopia.Lo Spettroelioscopio ,inventatodal grande astrofisico George Ellery Hale (1868-1938) a Mount Wilson all' inizio del XX° secolo, è in pratica uno spettroscopio a risoluzione molto elevata, (quindi con ottiche a focale molto lunga), con una fenditura di ingresso ed un'altra in uscita, per ottenere, per tramite di un sintetizzatore posto dopo la fenditura d'uscita (spesso un prisma rotante) una immagine del Sole ad una particolare lunghezza d' onda.In pratica lo spettroelioscopio concentra in un solo strumento tutte le potenzialità e le possibilità oggi affidate, per l'osservazione solare, ai costosissimi filtri a banda molto stretta . Le lunghezze d' onde di maggior interesse, in quanto rivelano evidenti dettagli della superficie solare, sono quella del H-alfa a 6563Å e quelle H (a 3968Å) e K (3933Å) della ionizzazione del calcio, nonchè quella, molto più elusiva, dell'Elio a 5875 A. La realizzazione pratica di uno spettroelioscopio con sintetizzatore ottico- meccanico-elettronico è alquanto complessa e di difficile realizzazione a livello amatoriale. Fortunatamente, oggi l'elettronica e l'informatica consentono, entro certi limiti, di poter realizzare spettroelioscopi molto più semplificati, anche se meno perfomanti di quelli tradizionali.Si rinviano gli eventuali interessati agli approfondimenti effettuati nella pagina degli strumenti.

Esempio di uno spettroelioscopio professionale è quello dell'osservatorio di Paris-Meudon al link:

http://bass2000.obspm.fr/instru_guide.php?what=6

Un esempio dei risultati ottenibili con uno spettroelioscopio amatoriale è riportato qui di seguito con due immagini del disco solare in luce Ha e H beta ottenute da Fulvio Mete col suo spettroscopio ad alta risoluzione-spettroelioscopio digitale VHIRSS:     http://www.lightfrominfinity.org/VHIRSS/VHIRSS.htm

Una breve guida per la spettroelioscopia amatoriale al link: http://www.lightfrominfinity.org/Spettroelioscopia/Spettroelioscopia%20amatoriale.htm

Per saperne di più:

• Base de Données Solaire Sol di Strasbourg: uno dei più specializzati centri di raccolta dati sul Sole - Spettro ad alta risoluzione del Sole, visible da 3000 A a 10000 A (Jungfraujoch) e nell' infrarosso da 10000 A a 54000 A (Kitt Peak); pagina dei tools su     http://bass2000.obspm.fr/solar_spect.php